Simulations magnétohydrodynamiques d’une magnétosphère en rotation de type Uranus-à-l’équinoxe

Au sein du Système solaire toutes les planètes, à l’exception de Vénus et Mars, ont un champ magnétique intrinsèque suffisamment intense pour interagir avec le vent solaire et former une magnétosphère complexe. La structure de cette dernière dépend grandement de la vitesse de rotation de la planète ainsi que de l’orientation de ses deux axes remarquables : l’axe magnétique et l’axe de rotation.

Uranus est la seule planète du système solaire qui réunit les trois caractéristiques suivantes: c’est un rotateur rapide, son axe de rotation est quasi-parallèle par rapport au plan de l’écliptique (le plan dans lequel s’écoule le vent solaire) et son axe magnétique est quasi-perpendiculaire par rapport à l’axe de rotation. Le grand angle entre axe magnétique et axe de rotation a pour conséquence une magnétosphère particulièrement dynamique, qui varie considérablement au cours d’une journée planétaire mais également d’une saison à l’autre. Au solstice l’axe de rotation de la planète est dirigée vers le Soleil, et fait donc face au vent, alors qu’à l’équinoxe l’axe de rotation est orienté perpendiculairement au vent.

Dans l’article de G&P 2020, la configuration en période d’équinoxe est explorée à l’aide de simulations magnétohydrodynamiques (MHD). Afin d’en faciliter l’interprétation, l’axe de rotation a été placé dans le plan de l’écliptique et son angle par rapport à l’axe magnétique à été augmenté à 90o comme illustré dans la Figure 1.

Une illustration qualitative de la structure que forme les lignes de champ magnétique d’Uranus en période d’équinoxe est montrée dans la Figure 2 pour le cas d’un vent ne transportant aucun champ magnétique. Un seul hémisphère est montré car, en raison de la symétrie de la configuration choisie (voir Figure 1), chaque hémisphère est l’image miroir de l’autre. La simulation montre que les lignes de champ magnétique planétaire s’enroulent et s’étirent sous l’effet de la rotation et plient sous l’effet de la pression exercée par le vent solaire.

Une des principales conclusions de l’article de G&P 2020 est que les lignes de champ magnétique de la planète qui forment la structure magnétique complexe de la Figure 2 sont asymptotiquement accélérées jusqu’à atteindre la vitesse du vent. La thèse qui est défendue dans l’article est que l’accélération dans le cas d’un rotateur rapide comme Uranus se produit principalement dans l’immédiat voisinage de la planète sur une distance de l’ordre de la distance parcourue par l’onde magnétohydrodynamique d’Alfvén au cours d’une rotation planétaire. L’accélération est dans ce cas le résultat de l’effet combiné de la force centrifuge, liée à la rotation planétaire, et de la force électromagnétique liée à la compression et à la déformation du champ magnétique conséquent à la rotation. Le vent contribue donc à courber les lignes de champ magnétique dans la direction opposée au Soleil mais ne participe que très marginalement à leur accélération.

Selon les éditeurs de la revue Astronomy & Astrophysics, cet article démontre l’énorme potentiel en matière de simulations numériques pour étudier certains des phénomènes physiques qui régissent les magnétosphères des géantes de glace Uranus et Neptune ou celles des exoplanètes (par exemple, l’activité aurorale, l’émission non thermique et les limites de l’échappement atmosphérique).

Ressource complémentaire

• Publication scientifique : Magnetohydrodynamic simulations of a Uranus-at-equinox type rotating magnetosphere by Léa Griton (IRAP, CNRS, UPS, CNES) & Filippo Pantellini (LESIA, Observatoire de Paris, PSL, CNRS), Astronomy & Astrophysics 2020, A&A, 633, A87

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• Léa Griton, lea.griton@irap.omp.eu