Les champs magnétiques dans le milieu interstellaire diffus à des échelles de l'unité astronomique (UA) sont pratiquement non caractérisés. Le modèle classique de la turbulence magnétohydrodynamique prédit une cascade d'énergie des grandes échelles vers les petites, mais à l'échelle de l'UA, le milieu devient intermittent, se fragmentant en couches de courant. Ces structures peuvent dévier les rayons cosmiques d'énergies de l'ordre du gigaelectronvolt sur de grands angles, ce qui contredit les modèles standards de diffusion. Cependant, les méthodes traditionnelles de mesure des champs magnétiques, comme la rotation de Faraday, moyennent le signal sur toute la ligne de visée, sur des centaines de parsecs, et sont insensibles aux structures à l'échelle de l'UA. Ce travail s'inscrit dans la lignée des recherches où la scintillation des pulsars a déjà démontré sa capacité à sonder la densité du plasma à l'échelle de l'UA, mais la configuration magnétique restait inaccessible.
La méthode repose sur le scintillement pulsar, c'est-à-dire l'interférence des ondes radio diffusées par les inhomogénéités du plasma interstellaire. Pour les observations d'archive du pulsar B0834+06 réalisées avec les télescopes d'Arecibo et de Green Bank (2005), on applique une reconstruction de phase par la méthode θ–θ, suivie d'une itération de Gerchberg–Saxton. Cela permet de reconstruire le champ d'onde complexe pour les polarisations circulaires gauche et droite. On forme ensuite le champ d'onde croisé conjugué (CCWF), dont la phase est proportionnelle à la différence de phase entre les polarisations. Pour isoler le signal de la « lentille à 1 ms », c'est-à-dire la couche de courant supposée, la phase est calibrée sur l'arc principal du scintillement (ligne de visée) dans chacun des 16 sous-bandes de 2 MHz. Dans les six sous-bandes basse fréquence (311.5–321.5 MHz), les deux branches de la lentille sont résolues et la différence de leurs mesures de rotation différentielle est mesurée.
Grâce à la reconstruction de phase, la « particularité à 1 ms » se décompose en deux branches dont la séparation angulaire décroît avec la fréquence comme ν⁻², ce qui est conforme à la théorie du scintillement. Pour les six sous-bandes où les branches sont séparées, la différence inter-branches de la mesure de rotation différentielle est Δ(ΔRM) = (−9.3 ± 3.2) × 10⁻³ rad/m², ce qui correspond à une significativité de 2.9σ. Dans le cadre du modèle de couche de courant ondulée, cela se traduit par une différence du champ magnétique moyen le long de la ligne de visée |Δ⟨B∥⟩| ≈ 4.4 ± 2.1 μG. La valeur obtenue est cohérente avec les estimations des énergies thermique et magnétique dans le milieu ionisé chaud (β ≈ 1), ce qui indique la longévité de la structure.
Ce travail démontre pour la première fois la possibilité de mesurer les champs magnétiques à des échelles de l'ordre de l'UA dans le milieu interstellaire en utilisant le scintillement pulsar. Contrairement aux études précédentes qui se limitaient à la densité électronique, on extrait ici la configuration magnétique, à savoir le renversement du champ à travers la couche de courant. Cela ouvre la voie à la vérification des modèles théoriques d'intermittence et de couches de courant, ainsi qu'à l'évaluation de leur influence sur la propagation des rayons cosmiques.
La méthode peut être étendue à d'autres pulsars et à d'autres époques d'observation. Pour une détection fiable, il faudra de multiples époques et lignes de visée, ainsi que des bandes plus larges aux basses fréquences, afin de lever la dégénérescence en λ². L'inclusion des quatre paramètres de Stokes permettra de contrôler les fuites de polarisation et d'améliorer la précision.
Les résultats sont importants pour les modèles de propagation des rayons cosmiques, en particulier pour la population dominante avec des énergies de l'ordre du GeV, dont le rayon de gyration est comparable à l'UA. Ils peuvent également aider à corriger les délais de diffusion dans le chronométrage des pulsars pour la détection du fond d'ondes gravitationnelles.
Réaliser de nouvelles observations avec une haute résolution temporelle et fréquentielle résolution sur plusieurs radiotélescopes, y compris des réseaux interférométriques, pour rechercher des « lentilles de 1 ms » analogues. Accumuler des statistiques sur différents pulsars et époques afin d'évaluer l'abondance et la stabilité temporelle des inversions magnétiques à l'échelle de l'UA.
Ce travail est directement lié au problème non résolu de la nature de l'intermittence dans la turbulence interstellaire et de la formation de couches de courant aux échelles dissipatives. Il aborde également la question de la contribution des structures magnétiques à petite échelle à la diffusion des rayons cosmiques, qui reste ouverte.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
Ce travail présente une méthode pour mesurer les champs magnétiques à des échelles de l'unité astronomique (UA) dans le milieu interstellaire, en utilisant la scintillation pulsar. Sur les données d'archive du pulsar B0834+06, le champ d'onde a été reconstruit pour deux polarisations, et la différence inter-branches de la mesure de rotation différentielle a été obtenue, correspondant à un renversement du champ magnétique d'environ 4.4 μG au niveau de 2.9σ.
Où est sa force
La force clé réside dans le fait que, pour la première fois, c'est la configuration magnétique elle-même (le renversement du champ à travers la couche de courant) qui est extraite à des échelles de l'UA, et non seulement la densité du plasma. Cela ouvre la voie à un test direct des modèles d'intermittence et de couches de courant dans le milieu interstellaire.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
Cette méthode ouvre une nouvelle fenêtre observationnelle sur la physique de la turbulence interstellaire aux échelles où dominent l'intermittence et les couches de courant. De telles mesures sont cruciales pour comprendre la diffusion des rayons cosmiques et pourraient influencer les modèles de diffusion dans la Galaxie.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.57, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
La taille de la couche de courant qui a pu être « observée » est d'environ 0.6 unité astronomique, soit moins que la distance du Soleil à la Terre. Pourtant, le pulsar lui-même se trouve à des centaines de parsecs, c'est-à-dire des millions de fois plus loin.
L'idée que des structures magnétiques invisibles dans le milieu interstellaire puissent influencer les trajectoires des particules rappelle le concept de « lentilles gravitationnelles » de la science-fiction, mais ici la lentille est formée par le plasma et le champ magnétique, et non par la gravité.