Dynamo processes in fully convective stars
Processus dynamos dans les étoiles entièrement convectives
Résumé
In solar-type stars, the generation of magnetic field through dynamo effect concentrates in the tachocline, a thin layer of strong shear located at the interface between the radiative core and the convective envelope. Below 0.35 solar mass, main sequence stars are fully convective and thus do not possess a tachocline. And yet, some fully-convective dwarfs are very active, and strong photospheric magnetic fields have been detected. The generation of magnetic field in these objects therefore relies on non-solar dynamo processes. In spite of recent theoretical advances, dynamo processes in fully convective dwarfs remain poorly understood. The observational part of this work has consisted in a spectropolarimetric survey of a small sample of M dwarfs located on both sides of the fully-convective divide. Large-scale magnetic topologies and their dependency on main stellar parameters - mass and rotation period - have been investigated with Zeeman-Doppler Imaging techniques. This study reveals a sharp transition in magnetic topologies of M dwarfs close to the fully convective boundary. The presence of an unexpected behaviour below 0.2 solar mass is also evidenced : stars with similar parameters host radically different large-scale magnetic fields.
Dans les étoiles de type solaire la génération de champ magnétique par effet dynamo se concentre dans la tachocline, une fine zone de fort cisaillement à l'interface entre le cœur radiatif et l'enveloppe convective. En dessous de 0.35 masse solaire, les étoiles de la séquence principale sont entièrement convectives et ne possèdent donc pas de tachocline. Or certaines de ces étoiles sont très actives, et des champs magnétiques très intenses ont été mesurés. La dynamo de ces objets doit donc reposer sur des processus physiques différents de ceux à l'œuvre dans le Soleil. En dépit des avancées théoriques récentes, la dynamo des étoiles entièrement convective reste mal comprise. La partie observationnelle de ce travail a consisté en l'étude d'un échantillon d'étoiles situées de part et d'autre de la limite entièrement convective à partir d'observations spectropolarimétriques et de la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Cela a permis d'analyser comment les paramètres stellaires, période de rotation et masse, influent sur le champ magnétique à grande échelle. Un changement brutal de topologie magnétique des naines M est mis en évidence à proximité de la limite entièrement convective. Un comportement inattendu est également détecté en dessous de 0.2 masse solaire : des étoiles de paramètres stellaires quasi-identiques présentent des topologies magnétiques radicalement différentes. Ce travail observationnel est doublé d'une approche numérique : des simulations MHD 3D «star-in-a-box» visent à mieux comprendre les divergences qui existent entre les premières simulations et les observations.