Voir la source de Champ magnétique planétaire

[[Image:VFPt Earths Magnetic Field Confusion.svg|thumb|Le champ magnétique d'une planète ressemble à celui d'un aimant droit, incliné par rapport à l'axe de rotation|alt=schéma représentant la terre comme un "aimant".]]

Un '''champ magnétique planétaire''' est un [[champ magnétique]] généré à l'échelle d'un [[corps planétaire]]. Sa source, qui longtemps fut une énigme scientifique, s'explique par un mécanisme appelé [[effet dynamo]], qui est aussi à l'œuvre dans les [[étoile]]s. Cet effet explique l'existence d'un champ magnétique auto-entretenu par une interaction entre les courants de convection d'un fluide conducteur ([[Champ magnétique terrestre|fer liquide dans le cas de la Terre]]), la [[force de Coriolis]] et le champ magnétique lui-même.

C'est un mécanisme complexe, [[Théorie du chaos|chaotique]], dont aucun modèle numérique n'est encore capable de prédire l'ensemble des comportements. Il est sujet à des variations dont la manifestation la plus extrême est l'[[Inversion du champ magnétique terrestre|inversion des pôles]].

Dans notre [[système solaire]], [[Mars (planète)|Mars]] et [[Vénus (planète)|Vénus]] ne possèdent pas de dynamo planétaire active. Outre la Terre, les seuls corps telluriques à en posséder une seraient [[Mercure (planète)|Mercure]], [[Ganymède (lune)|Ganymède]] et peut-être [[Io (lune)|Io]]. Les [[Planète géante gazeuse|géantes gazeuses]] possèdent un champ magnétique d'une amplitude considérablement plus importante. De nombreux corps, y compris des [[Astéroïde|astéroïdes]] de relativement petite taille, ont pu posséder une dynamo active dans le passé. Mais un corps de petite taille se refroidit plus vite, si bien que les mécanismes de convection et avec eux la dynamo planétaire, s'arrêtent plus rapidement.

== Historique ==
[[fichier:HKSM 香港太空館 Hong Kong Space Museum 指南針 compass Jan-2013.JPG| vignette| Boussole chinoise antique. Le manche indique le sud.| alt=ressemble à une cuiller posée sur un support décoré.]]
La [[boussole]] est connue en [[Chine]] depuis l'[[Antiquité]] (la date précise de son invention reste inconnue) et introduite ou réinventée en [[Europe]] et au [[Proche-Orient]] vers [[1200]]. Aucune théorie n'existe alors pour expliquer son fonctionnement : les [[Science au Moyen Âge|sources médiévales]] se contentent de constater que la boussole indique toujours la direction de l'[[étoile polaire]]<ref>{{Article |prénom1=Robert |nom1=Halleux |titre=Les noms latins de la pierre d’aimant et les premières mentions de la boussole en Occident |périodique=Comptes rendus des séances de l'Académie des Inscriptions et Belles-Lettres |volume=156 |numéro=3 |date=2012 |doi=10.3406/crai.2012.93693 |lire en ligne=https://www.persee.fr/doc/crai_0065-0536_2012_num_156_3_93693 |consulté le=2021-07-21 |pages=1263–1270 }}.</ref>.

En 1600, la notion de [[champ magnétique terrestre]] fait ses premiers pas avec [[William Gilbert (astronome)|William Gilbert]], qui publie le premier ouvrage consacré au [[magnétisme]], ''{{Lien|langue=en| trad=De Magnete| fr=De Magnete| texte=De Magnete, Magneticisque Corporibus, et de Magno Magnete Tellure}}''<ref>{{Ouvrage
| auteur1               = Margaret Llasera
| titre                 = Représentations scientifiques et images poétiques en Angleterre au XVIIe siècle
| sous-titre            = à la recherche de l'invisible
| éditeur               = ENS éditions
| année                 = 1999
| pages totales         = 297
| isbn                  = 
| présentation en ligne = {{Google Livres |id=6MkIrB52i0IC |page=22 |surligner=della porta magnétisme}}
| id                    = Llasera1999
}}.</ref> (« ''Du [[magnétisme]], des corps magnétiques et du grand [[aimant]] Terre'' »). Il réalise par ailleurs une maquette appelée ''[[terrella]]'', qui est une sphère [[aimant]]ée. Il observe qu'une boussole placée sur la ''terrella'' indique toujours le même point et comprend ainsi que la [[Terre]] possède un champ magnétique global<ref>{{Lien web |titre=Teaching about the Earth's Magnetism in Earth Sciences--Part 2 |url=https://pwg.gsfc.nasa.gov/earthmag/NSTA1B.htm |site=pwg.gsfc.nasa.gov |consulté le=2021-07-21}}.</ref>. Pour l'expliquer, il propose que l'ensemble de la planète possède une [[Paléomagnétisme#Aimantation rémanente|aimantation permanente]], semblable à celle d'un [[minéral]] comme la [[magnétite]]<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=William Gilbert - MagLab |url=https://nationalmaglab.org/education/magnet-academy/history-of-electricity-magnetism/pioneers/william-gilbert |site=nationalmaglab.org |consulté le=2021-05-31}}.</ref>. 

Peu après, [[Guillaume de Nautonier de Castelfranc]] mesure la [[Déclinaison magnétique terrestre|déclinaison magnétique]] et comprend que, contrairement à ce que pensait Gilbert, le champ magnétique terrestre n'est pas aligné avec l'[[Rotation de la Terre|axe de rotation de la planète]]. Il représente le champ magnétique avec une première ébauche d'un modèle dipolaire, comparable à celui d'un [[aimant]] droit<ref>{{Article|prénom1=Pierre Noël|nom1=Mayaud|titre=Guillaume Le Nautonier, un précurseur dans l'histoire du géomagnétisme / Guillaume Le Nautonier : A forerunner in the history of geomagnetism|périodique=Revue d'histoire des sciences|volume=57|numéro=1|date=2004|doi=10.3406/rhs.2004.2208|lire en ligne=https://www.persee.fr/doc/rhs_0151-4105_2004_num_57_1_2208|consulté le=2022-09-23|pages=161–173}}.</ref>. À ce sujet, on appelle côté « nord » d'un aimant sa partie qui pointe vers le nord si on utilise cet aimant comme une boussole. En conséquence, si on considère la Terre elle-même comme un aimant, son côté « nord » est en fait au sud<ref>{{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Michel|nom1=Henry|page=154|prénom2=Abdelhadi|nom2=Kassiba|titre=Mini Manuel d'Electromagnétisme - 3e éd.: Electrostatique, Magnétostatique|éditeur=Dunod|date=2020-02-05|isbn=978-2-10-080830-4|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=cefMDwAAQBAJ&newbks=0&hl=fr|consulté le=2024-05-07}}</ref>.

À la fin du {{s-|XIX}}, il est admis que {{incise|contrairement à ce que pensait Gilbert}} l'aimantation permanente de minéraux ne peut expliquer le champ magnétique à l'échelle d'une planète : les minéraux aimantables sont plutôt rares, et ils ne gardent leur aimantation qu'à des températures modestes (en dessous de leur [[température de Curie]], une caractéristique découverte en 1895), donc seulement près de la surface d'une planète comme la Terre<ref name=stevenson>{{Article |langue=en |prénom1=David J. |nom1=Stevenson |titre=Planetary magnetic fields |périodique=Earth and Planetary Science Letters |volume=208 |numéro=1-2 |date=2003-03 |doi=10.1016/S0012-821X(02)01126-3 |lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X02011263 |consulté le=2021-06-06 |pages=1–11 }}.</ref>. On ne peut pas non plus attribuer le champ magnétique à un [[électroaimant]], car on ne sait pas quelle source d'énergie pourrait compenser les [[Résistivité|pertes résistives]]<ref>{{Ouvrage|langue=en|prénom1=Jennifer A.|nom1=Grier|prénom2=Andrew S.|nom2=Rivkin|titre=Inner Planets|lieu=Santa Barbara (Calif.)|éditeur=[[ABC-CLIO]]|année=2010|pages totales=212|passage=109|isbn=978-0-313-34430-5|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=ZDGESGyPxNcC|consulté le=2022-09-29}}.</ref>.

La théorie de la dynamo planétaire fait ses premiers pas avec [[Joseph Larmor]] en 1919 : il explique le champ magnétique planétaire comme un phénomène auto-entretenu, dû aux mouvements du [[Noyau planétaire|noyau liquide]] de la planète. À partir de 1941, [[Walter M. Elsasser]] rend ce modèle viable en y intégrant les courants de [[convection]]<ref>{{Chapitre|titre chapitre=17. How Could a Rotating Body such as the Sun Become a Magnet?|titre ouvrage=A Source Book in Astronomy and Astrophysics, 1900–1975|éditeur=Harvard University Press|date=1979-12-31|isbn=978-0-674-36668-8|doi=10.4159/harvard.9780674366688.c20|lire en ligne=https://www.degruyter.com/document/doi/10.4159/harvard.9780674366688.c20/html|consulté le=2023-01-24|passage=106–107}}.</ref>{{,}}<ref>{{Chapitre|langue=en|prénom1=E. N.|nom1=Parker|titre chapitre=Elsasser, Walter M. (1904–1991)|titre ouvrage=Encyclopedia of Geomagnetism and Paleomagnetism|éditeur=Springer Netherlands|date=2007|isbn=978-1-4020-4423-6|doi=10.1007/978-1-4020-4423-6_86|lire en ligne=https://doi.org/10.1007/978-1-4020-4423-6_86|consulté le=2022-10-20|passage=214–215}}.</ref>.

== Modèle de la dynamo planétaire ==
[[Fichier:Dynamo Theory - Outer core convection and magnetic field generation.svg|vignette|Schéma des courants convectifs d'une dynamo planétaire|lien=Fichier:Dynamo_Theory_-_Outer_core_convection_and_magnetic_field_generation.svg%3Flang=fr]]

=== Présentation générale ===

Le modèle attribue la génération du champ magnétique à des mouvements de fluides [[Conducteur (électricité)|conducteurs]] : il s'agit de la partie liquide du [[noyau externe]] ferreux pour les [[Planète tellurique|planètes telluriques]], et de l'[[hydrogène métallique]] dans le cas des planètes gazeuses<ref name=stevenson/>. Une variante de la même théorie s'applique aux étoiles<ref>{{Article|langue=en|prénom1=S. M.|nom1=Tobias|titre=The solar dynamo|périodique=Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=360|numéro=1801|date=2002-12-15|issn=1364-503X|issn2=1471-2962|doi=10.1098/rsta.2002.1090|lire en ligne=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rsta.2002.1090|consulté le=2022-12-25|pages=2741–2756}}.</ref>. Le champ magnétique d'une planète est un phénomène auto-entretenu. Ainsi, de façon contre-intuitive, il est nécessaire de le prendre en compte pour comprendre les phénomènes qui lui donnent naissance<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Ulrich Christensen |titre=Planetary magnetic fields |url=https://www.cifs-isss.org/presentazioni/2016-september/14_09_2016_Christensen.pdf}}.</ref>.

==== Origine des mouvements de fluides ====
Le mouvement des fluides conducteurs dans les intérieurs planétaires peut avoir plusieurs origines qui ne sont pas mutuellement exclusives. D'une part, le lent [[Terre#Chaleur|refroidissement]] des planètes et de leurs enveloppes fluides conduit à une extraction de chaleur vers l'extérieur, ce qui entraîne des mouvements de [[convection thermique]]<ref name=stevenson/>{{,}}<ref name=Olson2015>{{ouvrage| éditeur = Elsevier| isbn = 978-0-444-53803-1| pages = 1–25| nom = Olson| prénom = P.| titre = Treatise on Geophysics| chapter = Core Dynamics: An Introduction and Overview| consulté le = 2016-11-13| date = 2015| chapterurl = http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/B9780444538024001378}}</ref>. Dans le cas des noyaux des planètes telluriques, des variations de concentration en [[Noyau_externe#Composition|éléments légers]] tels que le soufre ou l'oxygène peuvent donner lieu à des variations de densité du noyau liquide et donc à des mouvements<ref name=Olson2015/>. Ces variations de composition se produisent notamment du fait de la [[Noyau interne#Formation|cristallisation du noyau externe]]<ref name=Olson2015/>. Les mouvements donnant lieu à la [[dynamo terrestre]] sont attribués aux mouvements de convectifs dans le [[noyau externe]]<ref name=stevenson/>{{,}}<ref name=Olson2015/>. 

Des forçages mécaniques peuvent également être à l'origine de mouvements dans les enveloppes fluides des planètes<ref name=malkus1968>{{article| doi = 10.1126/science.160.3825.259| volume = 160| numéro = 3825| pages = 259–264| nom = Malkus| prénom = W. V. R.| titre = Precession of the Earth as the Cause of Geomagnetism: Experiments lend support to the proposal that precessional torques drive the earth's dynamo| journal = Science| consulté le = 2018-05-19| date = 1968-04-19| url = 10.1126/science.160.3825.259}}</ref>{{,}}<ref name=lebars2015>{{article| doi = 10.1146/annurev-fluid-010814-014556| volume = 47| numéro = 1| pages = 163–193| nom1 = Le Bars| prénom1 = Michael Le| nom2 = Cébron| prénom2 = David| nom3 = Le Gal| prénom3 = Patrice| titre = Flows Driven by Libration, Precession, and Tides| journal = Annual Review of Fluid Mechanics| consulté le = 2015-11-09| date = 2015| url = http://dx.doi.org/10.1146/annurev-fluid-010814-014556}}</ref>{{,}}<ref name=Tilgner2007>{{ouvrage| éditeur = Elsevier| isbn = 978-0-444-52748-6| pages = 207–243| editors = Gerald Schubert (ed.)| nom = Tilgner| prénom = A.| titre = Treatise on Geophysics| chapter = 8.07 - Rotational Dynamics of the Core| lieu = Amsterdam| consulté le = 2015-11-13| date = 2007| chapterurl = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/B9780444527486001292}}</ref>. L'[[Gravitation|interaction gravitationnelle]] d'une planète avec d'autres astres conduit à des modifications de sa rotation sous la forme de mouvements de [[précession]], de [[nutation]] et de [[libration]]. Les forces de [[marée]] causées par la présence d'astres voisins produisent également des variations de la forme des enveloppes fluides. Ces perturbations peuvent exciter des mouvements des fluides conducteurs qui sont à même de générer un effet dynamo<ref name=reddy2018>{{article| doi = 10.1002/2017GL076542| issn = 0094-8276| volume = 45| numéro = 4| pages = 1741–1750| nom1 = Reddy| prénom1 = S. K.| nom2 = Favier| prénom2 = B.| nom3 = Le Bars, M.| titre = Turbulent Kinematic Dynamos in Ellipsoids Driven by Mechanical Forcing| journal = Geophysical Research Letters| consulté le = 2018-05-23| date = 2018-02-05| url = https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1002/2017GL076542}}</ref>. Si ce type de mécanisme de création de mouvement n'est pas avancé pour la dynamo terrestre actuelle, il a été proposé pour expliquer la signature magnétique d'autres corps telluriques tels que la [[Lune#Histoire_du_champ_magnétique_lunaire|Lune]]<ref name=Dwyer2011>{{article| doi = 10.1038/nature10564| volume = 479| numéro = 7372| pages = 212–214| nom1 = Dwyer| prénom1 = C. A.| nom2 = Stevenson| prénom2 = D. J.| nom3 = Nimmo| prénom3 = F.| titre = A long-lived lunar dynamo driven by continuous mechanical stirring| journal = Nature| consulté le = 2016-05-25| date = 2011-11-09| url = http://www.nature.com/doifinder/10.1038/nature10564}}</ref>{{,}}<ref name=Lebars2011>{{article| doi = 10.1038/nature10565| issn = 0028-0836| volume = 479| numéro = 7372| pages = 215–218| nom1 = Le Bars| prénom1 = M.| nom2 = Wieczorek| prénom2 = M. A.| nom3 = Karatekin| prénom3 = Ö| nom4 = Cébron| prénom4 = D.| nom5 = Laneuville| prénom5 = M.| titre = An impact-driven dynamo for the early Moon| journal = Nature| consulté le = 2016-06-21| date = 2011-11-10| url = http://www.nature.com.acces.bibliotheque-diderot.fr/nature/journal/v479/n7372/abs/nature10565.html}}</ref> ou [[Io_(lune)#Interaction_avec_la_magnétosphère_jovienne|Io]]<ref name=Kerswell1998>{{article| doi = 10.1029/98GL00237| issn = 1944-8007| volume = 25| numéro = 5| pages = 603–606| nom1 = Kerswell| prénom1 = Richard R.| nom2 = Malkus| prénom2 = Willem V. R.| titre = Tidal instability as the source for Io's magnetic signature| journal = Geophysical Research Letters| consulté le = 2018-09-11| date = 1998-03-01| url = http://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/98GL00237}}</ref>.

==== Effets des forces de Coriolis et des forces magnétiques ====

Les mouvements de fluides entraînés par convection ou par forçage mécanique sont fortement influencés par la [[rotation (physique)|rotation]]. La [[force de Coriolis]] tend à organiser le mouvement suivant des [[tourbillon (physique)|tourbillons]] parallèles à l'axe de rotation de la planète<ref name=Olson2015/>.  

La présence d'un champ magnétique a deux conséquences sur les fluides conducteurs en mouvements. Le déplacement dans un champ magnétique donne lieu à une [[force électromotrice]] ([[Induction électromagnétique|induction]]), ce qui crée des courants électriques par phénomène d'[[induction électromagnétique]]<ref name=stevenson/>{{,}}<ref name=Olson2015/>. En conséquence, d'une part le fluide subit des [[Force électromagnétique|forces de Lorentz]]; d'autre part, les courants qui s'y produisent entretiennent le champ magnétique<ref name=stevenson/>{{,}}<ref name=Olson2015/>.

=== Équations principales ===

L'écoulement est représenté par une [[Équations de Navier-Stokes|équation de Navier-Stokes]] à laquelle s'ajoute le terme de la [[force de Laplace]]<ref>{{Ouvrage|langue=fr|auteur1=Pierre AUGIER|titre=Dynamo Bullard-Von Kármán gallium|lieu=Lyon|éditeur=|année=|isbn=|lire en ligne=http://enslyon.free.fr/rapports/physique/Pierre_Augier_2.pdf}}.</ref> :

<math> \frac{\delta\vec{v}}{\delta t} + \vec{v}\cdot\vec{\Delta}\vec{v} = -\frac{1}{\rho}\vec{\Delta}P + \nu\Delta \vec{v} + \vec{j}\wedge\vec{B}+\vec{f} </math>

Où :
* <math>\vec{v}</math> est la vitesse.
* <math>P</math> est le [[tenseur des contraintes]].
* <math>\vec{B}</math> est le champ magnétique.

L'autre équation fondamentale est celle de [[diffusion magnétique]] :

<math>\frac{\partial \vec{B}}{\partial t}= \nabla \times [\vec{v} \times \vec{B}] + \frac{1}{\mu_0 \sigma}\nabla^2 \vec{B} </math>

Le phénomène physique traduit par cette [[équation aux dérivées partielles]] est le suivant : un fluide conducteur en écoulement tend à {{citation|emmener}} les lignes du champ magnétique. À l'extrême, dans un fluide de conductivité infinie, les [[Ligne de champ|lignes de champ]] seraient totalement {{citation|gelées}} dans le fluide et se déplaceraient avec lui, c'est le [[théorème d'Alfvén]]<ref>{{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Jean-Marcel|nom1=Rax|titre=Électromagnétisme|sous-titre=milieux, structures, énergie|lieu=Louvain-la-Neuve/Paris|éditeur=De Boeck Superieur|année=2017|pages totales=320|passage=101|isbn=978-2-8073-0693-6|isbn2=2-8073-0693-4|oclc=992748702|lire en ligne={{Google Livres|3tolDwAAQBAJ}}|consulté le=2022-12-25}}.</ref>.

=== Effets α et Ω ===

Ces deux effets sont dus à l’intégration par diffusion entre les lignes de champ magnétique et l'écoulement du fluide. L'effet Ω tend à convertir un champ poloïdal (orienté nord-sud) en champ toroïdal (lignes de champ entourant l'axe de rotation), l'effet α fait le contraire
<ref name=Pétrélis>{{Lien web |langue=en |prénom=François |nom=Pétrélis |titre=Effet Dynamo : Études des mécanismes d'instabilité et de saturation du champ magnétique |url=https://www.semanticscholar.org/paper/Effet-Dynamo-%3A-Etudes-des-m%C3%A9canismes-d%27instabilit%C3%A9-P%C3%A9tr%C3%A9lis/253e9b7e7e05e453532e7a9b7a8fe72393a26c94 |site=www.semanticscholar.org |date=2002 |consulté le=2023-01-01}}.</ref>.

L'effet α est provoqué par la tendance de l'écoulement à tourbillonner. Les lignes de champ sont étirées par le fluide, jusqu'à former des boucles qui se détachent des lignes initiales. L'effet Ω s'explique, lui, par les inhomogénéités dans la vitesse de rotation du fluide<ref name=Pétrélis/>.

=== Critères ===

La théorie du modèle dynamo et la comparaison des planètes (et principales lunes) du système solaire permet de définir un certain nombre de critères qui font qu'une planète possède, ou non, un champ magnétique auto-entretenu<ref name=olson>{{Article |langue=en |prénom1=Peter |nom1=Olson |prénom2=Ulrich R. |nom2=Christensen |titre=Dipole moment scaling for convection-driven planetary dynamos |périodique=Earth and Planetary Science Letters |volume=250 |numéro=3-4 |date=2006-10 |doi=10.1016/j.epsl.2006.08.008 |lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X06005784 |consulté le=2021-08-01 |pages=561–571 }}.</ref>. Le corps planétaire considéré doit posséder un noyau ou un manteau liquide (ou partiellement liquide), ce qui exclut d'emblée les corps non [[Différenciation planétaire|différenciés]]. Le liquide en question doit être suffisamment conducteur : par exemple, une part importante du volume d'[[Encelade (lune)|Encelade]] est liquide, mais il s'agit d'eau, aucun effet dynamo n'est possible<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Doris|nom1=Breuer|prénom2=Tilman|nom2=Spohn|prénom3=Tim|nom3=Van Hoolst|prénom4=Wim|nom4=van Westrenen|titre=Interiors of Earth-Like Planets and Satellites of the Solar System|périodique=Surveys in Geophysics|volume=43|numéro=1|date=2022-02|issn=0169-3298|issn2=1573-0956|doi=10.1007/s10712-021-09677-x|lire en ligne=https://link.springer.com/10.1007/s10712-021-09677-x|consulté le=2022-12-26|pages=177–226}}.</ref>. Il faut aussi que le corps soit encore en train de se refroidir, ce qui produit des courants de [[convection]] suffisants. Dans les planètes dont l'intérieur est largement refroidi, comme Mars, les courants convectifs sont arrêtés, et aucune dynamo planétaire ne peut fonctionner<ref name=stevenson/>. 

Même lorsqu'un noyau liquide conducteur et des courants de convection sont présents, une dynamo auto-entretenue n'est pas forcément possible. Les chercheurs ont identifié des critères, exprimés sous forme de [[Grandeur sans dimension|nombres adimensionnels]], qui conditionnent l'effet dynamo<ref>{{Article|langue=en|prénom1=U. R.|nom1=Christensen|prénom2=J.|nom2=Aubert|titre=Scaling properties of convection-driven dynamos in rotating spherical shells and application to planetary magnetic fields|périodique=Geophysical Journal International|volume=166|numéro=1|date=2006-07|doi=10.1111/j.1365-246X.2006.03009.x|lire en ligne=https://academic.oup.com/gji/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-246X.2006.03009.x|consulté le=2022-12-26|pages=97–114}}.</ref>.

Ainsi, le [[nombre de Reynolds magnétique]], un de ces critères, exprime le ratio entre induction et diffusion magnétique. 
Il vaut <math>R_m = \mu_0 \sigma v L  </math>, où :
* <math>\mu_0</math> est la [[perméabilité du vide]],
* <math>\sigma</math> est la [[conductivité électrique]],
* <math>L</math> est la longueur caractéristique, c'est-à-dire la taille du milieu conducteur en écoulement,
* <math>v</math> est la vitesse caractéristique du fluide.
Il existe un nombre de Reynold magnétique ''critique'', en dessous duquel aucun effet de dynamo auto-entretenue n'est possible. Ce seuil n'est pas constant, il est lui-même déterminé par d'autres données. Par exemple, la [[compressibilité]] du fluide handicape le fonctionnement d'une dynamo, ainsi une compressibilité élevée relève le seuil critique de nombre <math>R_m</math><ref>{{Article|langue=en|prénom1=I.|nom1=Rogachevskii|prénom2=N.|nom2=Kleeorin|titre=Intermittency and anomalous scaling for magnetic fluctuations|périodique=Physical Review E|volume=56|numéro=1|date=1997-07-01|issn=1063-651X|issn2=1095-3787|doi=10.1103/PhysRevE.56.417|lire en ligne=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevE.56.417|consulté le=2023-01-28|pages=417–426}}</ref>.

=== Un système complexe et chaotique ===

Une dynamo planétaire est un processus physique qui reste extrêmement difficile à [[Modélisation|modéliser]]. Il n'existe pas, en 2022, de modèle numérique complètement prédictif du fonctionnement de la {{citation|dynamo}} d'un corps planétaire. D'une part, c'est un problème multiphysique, qui fait intervenir des équations relevant aussi bien de la [[mécanique des fluides]] que de l'électromagnétisme. En outre, les données sur le [[noyau terrestre]], et ''a fortiori'' sur celui des autres planètes, restent fragmentaires : il n'existe aucun moyen d'observation directe, tout ce qui est connu du noyau terrestre est inféré des informations magnétiques, sismiques et gravimétriques<ref>{{Lien web |langue=en |titre=What keeps the magnetic field of the Earth ? |jour=7 |mois=5 |année=2015 |url=https://savoirs.ens.fr/expose.php?id=2078 |site=savoirs.ens.fr |consulté le=2021-07-31}}.</ref>.

Une dynamo planétaire est un [[Théorie du chaos|système chaotique]], où de petites perturbations peuvent aboutir à des basculements majeurs. L'illustration la plus flagrante en est le phénomène d'[[Inversion du champ magnétique terrestre|inversion]]. Il s'agit d'un phénomène chaotique, où les deux positions extrêmes de l'axe magnétique de la Terre (aligné dans un sens ou dans l'autre sur l'axe de rotation) représentent des [[attracteur]]s<ref>{{Article |langue=en |prénom1=C. |nom1=Gissinger |titre=A new deterministic model for chaotic reversals |périodique=The European Physical Journal B |volume=85 |numéro=4 |date=2012-04 |issn=1434-6028 |issn2=1434-6036 |doi=10.1140/epjb/e2012-20799-5 |lire en ligne=http://link.springer.com/10.1140/epjb/e2012-20799-5 |consulté le=2021-07-31 |pages=137 }}.</ref>.

=== Modèles comportementaux ===

Étant donné l'extrême complexité physique d'une dynamo planétaire, des [[Modélisation comportementale|modèles comportementaux]] ont été élaborés, suffisamment simples pour être mis complètement en équation ou testés en laboratoire, et capables de rendre compte de certains de ses comportements.

==== Bullard ====
[[File:Bullard planetary dynamo model.svg| vignette|droite| Dynamo homopolaire de Bullard.|alt=schéma d'un disque en rotation, relié à une bobine qui lui impose un champ magnétique.]]
La dynamo homopolaire a été introduite par [[Edward Bullard]], géophysicien britannique, dans les années 1950. Il s'agit d'une variante du [[Générateur homopolaire (machine électrique)|disque de Faraday]], qui, au lieu d'être placé dans l'[[entrefer]] d'un [[aimant]], est connecté en série avec une boucle qui lui est coaxiale. La [[mise en équation]] qui suit est proposée par Moffatt, qui suggère de considérer un disque segmenté pour que le courant ne puisse circuler que dans la direction radiale<ref name=Moffatt>{{Article |langue=en |prénom1=H. K. |nom1=Moffatt |titre=A self-consistent treatment of simple dynamo systems |périodique=Geophysical & Astrophysical Fluid Dynamics |volume=14 |numéro=1 |date=1979-01 |issn=0309-1929 |issn2=1029-0419 |doi=10.1080/03091927908244536 |lire en ligne=http://www.tandfonline.com/doi/abs/10.1080/03091927908244536 |consulté le=2021-08-02 |pages=147–166 }}.</ref>.
Le [[Flux magnétique|flux]] à travers le disque s'écrit, en adoptant un système de [[coordonnées cylindriques]] ({{formule|''z'' {{=}} 0}} sur le disque) : 
:<math>\Phi(t)=\iint_S B_z(r,\theta,0,t)\,r\,\mathrm dr\,\mathrm d\theta</math>

Le [[champ électrique]] induit sur un point du disque à une distance ''r'' de l'axe est : 
:<math>\mathcal{E}(r)=2\pi\,\Omega\,r\,B_z</math><br>où <math>\Omega</math> est la vitesse de rotation (radian/sec).

La différence de potentiel entre le [[moyeu]] et la périphérie du disque ([[force électromotrice]]) s'écrit en intégrant le terme ci-dessus le long d'un rayon. Le résultat se simplifie en : 
:<math>e=\Omega\,\Phi</math>

On introduit les termes électriques {{mvar|R}} (la [[Résistance (électricité)|résistance]] du circuit), {{mvar|L}} (son [[inductance]]) et {{mvar|M}} (l'[[Induction mutuelle|inductance mutuelle]] entre la boucle de courant et le disque de Faraday) :
:<math>L\frac{\mathrm di}{\mathrm dt}+R\,i=M\,\Omega\,i</math>

Bien entendu, le courant existant dans le disque soumis à un champ magnétique donne lieu à une [[Force électromagnétique|force de Lorenz]], laquelle exerce un [[Couple (physique)|couple]] qui, selon le signe, va l’accélérer ou le freiner<ref name=chaotic>{{Article |langue=en |prénom1=C. |nom1=Laroche |prénom2=R. |nom2=Labbé |prénom3=F. |nom3=Pétrélis |prénom4=S. |nom4=Fauve |titre=Chaotic motors |périodique=American Journal of Physics |volume=80 |numéro=2 |date=2012-02 |issn=0002-9505 |issn2=1943-2909 |doi=10.1119/1.3664605 |lire en ligne=http://aapt.scitation.org/doi/10.1119/1.3664605 |consulté le=2021-08-02 |pages=113–121 }}.</ref>. Ce couple s'écrit : 
:<math>\Gamma=i\,\Phi</math>

On a donc, en introduisant un terme d'amortissement mécanique linéaire <math>\alpha</math> :
:<math>J_\Delta\frac{\mathrm d\Omega}{\mathrm dt}=-\alpha\,\Omega+i\,\Phi</math>

Ce modèle simple permet déjà de rendre compte de certains comportements comme le caractère auto-entretenu du champ magnétique, la non-linéarité, et l'existence d'[[hystérésis]], de [[Théorie des bifurcations|bifurcations]] et de [[Effet de seuil|seuils]]. Un premier cas de figure est de considérer le disque tournant à une vitesse Ω constante, entraîné par un moteur externe. Tant que ''i'' et ''B'' sont nuls, le système est purement mécanique. Si une perturbation crée un courant (un champ) infinitésimal, deux cas sont possibles. Si le système est trop résistif (<math>R > \Omega M</math>), le courant sera évanescent. À l'inverse, si  <math>R < \Omega M</math>, le courant va être amplifié et augmenter {{citation|à l'infini}}, dans la limite bien sûr du couple que peut fournir le moteur externe. On a donc ici une génératrice<ref name=Moffatt/>{{,}}<ref name=chaotic/>.

==== Rikitake ====
[[Fichier:Rikitake planetary dynamo model.svg| vignette| Modèle de Rikitake.|alt=similaire au schéma précédent, mais doublé, avec des connexions croisées.]]

Le modèle de Rikitake revient à coupler deux dynamos de Bullard, chacune exposée au champ magnétique généré par une boucle de courant reliée à l'autre en série<ref>{{Article |prénom1=Ahmad |nom1=Harb |prénom2=Nabil |nom2=Ayoub |titre=On Slide Mode Control of Chaotic Rikitake Two-Disk Dynamo—Chaotic Simulations of the Reversals of the Earth’s Magnetic Field |périodique=International Journal of Modern Nonlinear Theory and Application |volume=03 |numéro=03 |date=2014 |issn=2167-9479 |issn2=2167-9487 |doi=10.4236/ijmnta.2014.33015 |lire en ligne=http://dx.doi.org/10.4236/ijmnta.2014.33015 |consulté le=2021-08-05 |pages=136–143 }}.</ref>. Il a été publié en [[1958]] et différentes variantes ont été étudiées, en ajoutant des moteurs, des termes de dissipation, etc. Il a été utilisé pour représenter certains comportements des dynamos planétaires, mais aussi stellaires. Dans l'une de ses variations, les deux disques représentent deux composantes du champ magnétique, respectivement colinéaire et orthogonale à l'axe de rotation de la planète (ou de l'étoile)<ref>{{Article |langue=en |prénom1=D. |nom1=Volobuev |titre=“TOY” Dynamo to Describe the Long-Term Solar Activity Cycles |périodique=Solar Physics |volume=238 |numéro=2 |date=2006-11 |issn=0038-0938 |issn2=1573-093X |doi=10.1007/s11207-006-0154-x |lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11207-006-0154-x |consulté le=2021-08-26 |pages=421–430 }}.</ref>.

==== Herzenberg, Lowes-Wilkinson ====

Le modèle d'Herzenberg est publié en 1958. Il prévoit deux sphères métalliques, mises en rotation selon des axes non parallèles immergés dans un liquide conducteur. L'auteur étudie ce système analytiquement dans un cas simplifié, il sera peu à peu généralisé dans des travaux suivants. Pour la première fois, il démontre théoriquement la possibilité d'une dynamo auto-excitée, résultat que Bullard n'avait pas pu obtenir. L'expérience de Lowes et Wilkinson en 1966, inspirée du modèle de Herzenberg, est le premier succès pratique<ref name=Brandenburg>{{Article|langue=en|prénom1=A.|nom1=Brandenburg|prénom2=D.|nom2=Moss|prénom3=A. M.|nom3=Soward|titre=New results for the Herzenberg dynamo: steady and oscillatory solutions|périodique=Proceedings of the Royal Society of London. Series A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=454|numéro=1973|date=1998-05-08|issn=1364-5021|issn2=1471-2946|doi=10.1098/rspa.1998.0207|lire en ligne=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rspa.1998.0207|consulté le=2023-01-01|pages=1283–1300}}.</ref>.

==== Ponomarenko ====

La dynamo de Ponomarenko est un modèle publié en 1973 qui peut entièrement se résoudre analytiquement, et a ainsi facilité la détermination des critères permettant à une dynamo auto-entretenue de fonctionner. Elle considère un cylindre métallique rigide dont le mouvement est la somme d'une translation sur son axe et d'une rotation, à l'image d'une vis, avançant dans un milieu infini et également métallique<ref name=Pétrélis/>.

==== Von Kármán ====
[[fichier:Von_Karman_dynamo_fr.svg| vignette| gauche| Dynamo de Von Kármán.|alt=schéma de principe. Une zone de métal liquide au centre, que des roues à palettes permettent de mettre en mouvement, et que des bobines permettent d'exposer à un champ magnétique.]]
La dynamo de [[Theodore von Kármán|Von Kármán]] est schématisée ci-contre. Elle vise à reproduire, au laboratoire, les phénomènes propres à une dynamo planétaire. Elle utilise un volume de métal liquide (du [[gallium]] ou du [[sodium]], liquides à des températures modérées) placé entre deux roues à palettes, qui peuvent tourner dans le même sens, ou en sens opposés, créant des mouvements tourbillonnaires. Des [[bobines de Helmholtz]] créent un champ magnétique variable, longitudinal ou transversal selon leur disposition, auquel le métal liquide est exposé. Ainsi, des courants induits apparaissent dans le métal, qui créent à leur tour un champ magnétique. Cette expérience a permis de reproduire le caractère auto-entretenu de la dynamo, d'observer les transitions α et ω, et, surtout, fournit des données qui permettent de valider et d'améliorer les modèles numériques<ref>{{Article |langue=en |prénom1=P. |nom1=Mininni |prénom2=P. |nom2=Dmitruk |prénom3=P. |nom3=Odier |prénom4=J.-F. |nom4=Pinton |titre=Long-term memory in experiments and numerical simulations of hydrodynamic and magnetohydrodynamic turbulence |périodique=Physical Review E |volume=89 |numéro=5 |date=2014-05-08 |issn=1539-3755 |issn2=1550-2376 |doi=10.1103/PhysRevE.89.053005 |lire en ligne=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevE.89.053005 |consulté le=2021-08-08 |pages=053005 }}.</ref>. Les premières implémentations pratiques réussies de ce modèle datent des années 1990. Une itération de cette expérience, nommée VKS (Von Kármán Sodium), a fonctionné entre 2006 et 2009 au [[Centre CEA de Cadarache]]<ref>{{Lien web |titre=VKS - von Karman Sodium - Collaboration WebPage |url=http://perso.ens-lyon.fr/nicolas.plihon/VKS/index.php |site=perso.ens-lyon.fr |consulté le=2021-08-26}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article|prénom1=Mickael|nom1=Bourgoin|prénom2=Romain|nom2=Volk|prénom3=Nicolas|nom3=Plihon|prénom4=Pierre|nom4=Augier|titre=An experimental Bullard–von Kármán dynamo|périodique=New Journal of Physics|volume=8|numéro=12|date=2006-12-21|issn=1367-2630|doi=10.1088/1367-2630/8/12/329|lire en ligne=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1367-2630/8/12/329|consulté le=2023-01-28|pages=329–329}}</ref>.{{clr}}

== Description et caractérisation du champ d'une planète ==
Le champ d'une planète est représenté, en première approximation, comme le champ généré par un [[dipôle magnétique]] placé au centre de la planète. Pour obtenir un modèle plus fin, un [[quadrupôle magnétique]], voir un octopôle, peuvent être ajoutés. Ils viennent corriger les différences entre les mesures et le champ du dipôle qui a été déterminé<ref name="Connerney">{{Article |langue=en |prénom1=J. E. P. |nom1=Connerney |prénom2=Mario H. |nom2=Acuña |prénom3=Norman F. |nom3=Ness |titre=The magnetic field of Neptune |périodique=Journal of Geophysical Research |volume=96 |numéro=S01 |date=1991 |issn=0148-0227 |doi=10.1029/91JA01165 |lire en ligne=http://doi.wiley.com/10.1029/91JA01165 |consulté le=2021-07-01 |pages=19023 }}.</ref>.

<gallery widths="180px" caption="Dipôle ou quadrupôle magnétique">
File:Dipole magnetic-ring.svg|Champ magnétique d'un dipôle|alt=représente un anneau dont émergent des lignes de champ qui se replient sur elles-mêmes par l'extérieur.
File:Dipole field.PNG|Champ dipolaire autour de la planète|alt=représente une planète entourée de lignes de champ similaires à la figure précédente.
File:VFPt quadrupole xy.svg|Champ magnétique d'un quadrupôle|alt=lignes de champ plus complexes, organisées autour de deux axes.
</gallery>

=== Moment dipolaire ===
Le dipôle est caractérisé par son [[moment dipolaire]] (sa valeur), et par son orientation, c'est-à-dire l'angle qu'il forme d'avec l'axe de rotation de la planète. Ces paramètres sont déterminés par [[problème inverse]] à partir de mesure de champ magnétique effectuée en surface et/ou en orbite. Ils évoluent avec le temps<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Zahra|nom1=Koochak|prénom2=Antony C.|nom2=Fraser‐Smith|titre=An Update on the Centered and Eccentric Geomagnetic Dipoles and Their Poles for the Years 1980–2015|périodique=Earth and Space Science|volume=4|numéro=10|date=2017-10|issn=2333-5084|issn2=2333-5084|doi=10.1002/2017EA000280|lire en ligne=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2017EA000280|consulté le=2021-07-01|pages=626–636}}.</ref>.

=== Développement en harmoniques sphériques ===
{{article connexe|Harmonique sphérique}}
Le développement du champ magnétique en [[harmonique sphérique|harmoniques sphériques]] consiste à décomposer le [[Potentiel d'un champ vectoriel|potentiel scalaire]] du champ autour d'un [[objet céleste]] (planète ou [[satellite naturel|lune]]) en une somme de fonctions élémentaires, un peu à la manière d'une [[transformation de Fourier]] qui décompose une [[fonction périodique]] en une [[série (mathématiques)|somme infinie]] (mais [[ensemble dénombrable|dénombrable]]) de {{page h'|sinusoïde|sinusoïdes}}. Le potentiel scalaire {{mvar|V}} est tel que le champ magnétique <math>\vec{B}</math> soit l'[[opposé (mathématiques)|opposé]] de son [[gradient]] : <math>\vec{B}=-\overrightarrow\nabla V</math>. Le développement en harmoniques sphériques est un outil d'analyse important<ref>{{Article|langue=en|nom1=Thébault|nom2=Hulot|titre=A Spherical Harmonic Model of Earth's Lithospheric Magnetic Field up to Degree 1050|périodique=Geophysical Research Letters|numéro=48|date=21 Octobre 2021}}</ref>.

== Magnétosphère ==
{{article détaillé|Magnétosphère}}
[[Fichier:Structure_of_the_magnetosphere-fr.svg|thumb|280px|Structure de la magnétosphère|alt=schéma de la terre entourée de sa magnétosphère.]]

La magnétosphère est la zone environnant une planète possédant un champ magnétique propre, organisée par celui-ci. Le [[vent solaire]], qui est un flux de particules électriquement chargées émis par le soleil, est dévié par le champ magnétique, grâce à l'action de la [[Force électromagnétique|force de Lorenz]]. Ainsi, la magnétosphère {{citation|protège}} la planète et son atmosphère contre une action excessive du vent solaire. L'interaction entre le vent solaire et le champ magnétique rend ce dernier asymétrique. Elle est aussi à l'origine de deux phénomènes d'intérêt : les [[Aurore polaire|aurores polaires]] et la [[ceinture de Van Allen]]<ref>{{Lien web |titre=1995C&T...111..107S Page 107 |url=https://adsabs.harvard.edu/full/1995C&T...111..107S |site=adsabs.harvard.edu |consulté le=2023-01-28}}.</ref>.

== Autre formes de magnétisme ==

=== Magnétisme induit ===

Lorsqu'un objet astronomique évolue dans le champ magnétique d'un autre, il est exposé à un champ magnétique variable. S'il contient des milieux conducteurs, comme des océans souterrains, cela donne naissance à des [[courants de Foucault]]. Ainsi, un astre qui ne possède pas de dynamo active peut avoir un champ magnétique [[Induction électromagnétique|induit]], par l'influence de son voisin. Ce phénomène a été prouvé concernant Europe et Callisto, qui évoluent dans la [[magnétosphère de Jupiter]]<ref name=Khurana>{{Article|langue=en|prénom1=K. K.|nom1=Khurana|prénom2=M. G.|nom2=Kivelson|prénom3=D. J.|nom3=Stevenson|prénom4=G.|nom4=Schubert|titre=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|périodique=Nature|volume=395|numéro=6704|date=1998-10|issn=0028-0836|issn2=1476-4687|doi=10.1038/27394|lire en ligne=http://www.nature.com/articles/27394|consulté le=2022-09-25|pages=777–780}}.</ref>.

Même un objet qui possède une dynamo active peut voir le comportement de celle-ci modifiée sensiblement par un champ externe. Deux corps du système solaire sont dans cette situation : [[Mercure (planète)|Mercure]] et [[Ganymède (lune)|Ganymède]]. Tous deux possèdent une faible dynamo propre, tout en évoluant dans un champ magnétique important (respectivement, ceux du Soleil et de Jupiter)<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Natalia|nom1=Gómez-Pérez|prénom2=Johannes|nom2=Wicht|titre=Behavior of planetary dynamos under the influence of external magnetic fields: Application to Mercury and Ganymede|périodique=Icarus|volume=209|numéro=1|date=2010-09|doi=10.1016/j.icarus.2010.04.006|lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103510001545|consulté le=2022-10-01|pages=53–62}}.</ref>.

=== Magnétisme crustal ===
Le magnétisme crustal concerne les matériaux [[Ferromagnétisme|ferromagnétiques]] présents dans la croute d'une planète, orientés par l'effet du champ magnétique global. Ces matériaux ne peuvent être polarisés qu'en dessous d'une certaine température, leur [[température de Curie]], ainsi ce type de magnétisme ne concerne qu'une zone proche de la surface. Des planètes comme Mars dont la dynamo planétaire est arrêtée possèdent encore un magnétisme crustal. Sur Terre, l'étude de roches comportant des inclusions ferromagnétiques permet de savoir quelle était l'orientation du champ magnétique global à l'époque où elles se sont solidifiées, ce domaine de recherche est le [[paléomagnétisme]]<ref>{{Chapitre|prénom1=M.E.|nom1=Purucker|prénom2=K.A.|nom2=Whaler|titre chapitre=Crustal Magnetism|titre ouvrage=Treatise on Geophysics|éditeur=Elsevier|date=2007|lire en ligne=http://dx.doi.org/10.1016/b978-044452748-6.00091-2|consulté le=2022-09-26|passage=195–235}}.</ref>.

== Planètes telluriques du système solaire ==
=== Mercure ===
{{article détaillé|Champ magnétique de Mercure}}

Le champ magnétique de [[Mercure (planète)|Mercure]] a été mesuré pour la première fois en [[1974]] par la sonde [[Mariner 10]]. Son intensité est faible : environ {{unité/2|1,1|%}} de celle du champ terrestre. Mais sa présence constituait déjà une surprise pour les scientifiques : la planète Mercure étant petite, il était supposé que la planète serait totalement refroidie, qu'elle n'aurait plus aucun courant de convection et donc aucun champ magnétique<ref>{{Article |langue=en |prénom1=N. F. |nom1=Ness |prénom2=K. W. |nom2=Behannon |prénom3=R. P. |nom3=Lepping |prénom4=Y. C. |nom4=Whang |titre=The magnetic field of Mercury, 1 |périodique=Journal of Geophysical Research |volume=80 |numéro=19 |date=1975-07-01 |doi=10.1029/JA080i019p02708 |lire en ligne=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JA080i019p02708 |consulté le=2021-07-11 |pages=2708–2716 }}.</ref>. Les travaux plus récents confirment que le champ magnétique de Mercure est bien dû à un effet dynamo, quoique faible<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Molten core solves mystery of Mercury's magnetic field |url=https://physicsworld.com/a/molten-core-solves-mystery-of-mercurys-magnetic-field/ |site=Physics World |date=2007-05-04 |consulté le=2021-07-11}}.</ref>.

=== Vénus ===
Vénus ne possède aucun champ magnétique mesurable. L'absence de champ magnétique était une information surprenante<ref>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Zhanna |nom1=Rodionova |prénom2=Gregory |nom2=Michael |titre=Lunar and planetary cartography in Russia |éditeur= |année=2016 |pages totales=145 |isbn=978-3-319-21039-1 |isbn2=3-319-21039-4 |oclc=927296870 |lire en ligne={{Google Livres|B77YCgAAQBAJ}} |consulté le=2022-09-20}}.</ref>. Les premières mesures montrant que Vénus n'avait pas un champ magnétique comparable à celui de la Terre ont été obtenues par la sonde [[Pioneer Venus]]<ref>{{Lien web |titre=In Depth {{!}} Pioneer Venus 1 |url=https://solarsystem.nasa.gov/missions/pioneer-venus-1/in-depth |site=NASA Solar System Exploration |consulté le=2023-01-29}}</ref>. La planète a pourtant une taille et une structure similaires à la Terre. La comparaison entre les deux planètes est donc un moyen de comprendre les mécanismes qui expliquent le champ magnétique planétaire. L'échange de chaleur [[Convection|convectif]] entre le noyau de Vénus et son manteau sont pratiquement terminés. Cela expliquerait à la fois l'absence de champ magnétique sur Vénus et son manque d'activité [[tectonique]] depuis {{nobr|500 millions}} d'années<ref name="pubs.geoscienceworld.org">{{Article |langue=en |prénom1=Francis |nom1=Nimmo |titre=Why does Venus lack a magnetic field? |périodique=Geology |volume=30 |numéro=11 |date=2002-11-01 |issn=0091-7613 |doi=10.1130/0091-7613(2002)0302.0.CO;2 |lire en ligne=https://pubs.geoscienceworld.org/gsa/geology/article-abstract/30/11/987/186123/Why-does-Venus-lack-a-magnetic-field |consulté le=2021-05-31 |pages=987–990 }}.</ref>.

=== Terre ===
{{article détaillé|Champ magnétique terrestre}}
La Terre possède le champ magnétique le plus important connu pour une planète tellurique<ref name=stevenson/>. L'histoire du champ magnétique terrestre est connue grâce à l'étude de l'orientation des cristaux ferromagnétiques dans les roches, cette discipline est le [[paléomagnétisme]]<ref>{{Lien web |titre=Paleomagnetism - an overview {{!}} ScienceDirect Topics |url=https://www.sciencedirect.com/topics/earth-and-planetary-sciences/paleomagnetism |site=www.sciencedirect.com |consulté le=2023-01-06}}.</ref>. Le champ magnétique terrestre s'inverse de façon récurrente : au moins {{nobr|40 fois}} au cours des dix derniers millions d'années, mais à des intervalles de temps très irréguliers<ref>{{Lien web |titre=Magnetic Reversals |url=http://www.geomag.bgs.ac.uk/education/reversals.html |site=www.geomag.bgs.ac.uk |consulté le=2021-07-31}}.</ref>. La présence du champ magnétique terrestre, et de la [[magnétosphère]] qui en résulte, a joué un rôle important dans l'habitabilité de la planète<ref>{{Lien web |titre=Earth's Magnetosphere {{!}} Science Mission Directorate |url=https://science.nasa.gov/science-news/news-articles/earths-magnetosphere |site=science.nasa.gov |consulté le=2023-01-28}}</ref>.

==== Lune ====
{{article détaillé| Lune#Champ magnétique{{!}}Champ magnétique lunaire}}

Le champ magnétique actuel à la surface de la Lune est très faible (moins d'un centième du [[champ magnétique terrestre]]) et non dipolaire. Sa répartition géographique est dominée par les bassins d'impacts, les plus faibles (inférieurs à {{Unité|0,2|nT}}) se trouvant dans les bassins les plus grands et les plus récents, [[Mare Orientale]] et [[Mer des Pluies|Mare Imbrium]], tandis que les champs les plus forts (supérieurs à {{Unité|40|nT}}) sont mesurés au-dessus des surfaces diamétralement opposées à ces mêmes bassins<ref name=Mitchell>{{Article| langue=en| prénom1=D. L.| nom1=Mitchell| prénom2=J. S.| nom2=Halekas| prénom3=R. P.| nom3=Lin| prénom4=S.| nom4=Frey| titre=Global mapping of lunar crustal magnetic fields by Lunar Prospector| périodique=[[Icarus (journal)|Icarus]]| volume=194| date=1er avril 2008| doi=10.1016/j.icarus.2007.10.027| lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..194..401M| consulté le=4 décembre 2020| pages=401-409}}.</ref>. Le champ magnétique lunaire est entièrement dû à la magnétisation des roches crustales, et aujourd'hui la Lune ne possède pas de champ magnétique planétaire dipolaire<ref name="Mighani2020">{{Article |langue=en |auteur1=S. Mighani |auteur2=H. Wang |auteur3=D.L. Shuster |auteur4=C.S. Borlina |titre=The end of the lunar dynamo |périodique=Science Advances |volume=6 |numéro=1 |date=2020 |pmid=31911941 |pmcid=6938704 |doi=10.1126/sciadv.aax0883 |bibcode=2020SciA....6..883M|pages=eaax0883 }}.</ref>. La magnétisation peut être due en partie à des champs magnétiques transitoires générés lors d'[[Impact cosmique|impacts]] importants, mais la majeure partie de cette magnétisation est héritée d'une époque où la Lune possédait un champ magnétique global, à l'instar de la Terre et d'autres planètes.

La présence d'un champ magnétique global peu après la formation de la Lune est attestée par l'[[Paléomagnétisme#Aimantation thermorémanente|aimantation rémanente]] de ses roches les plus anciennes<ref name="pourlascience">{{Lien web |langue=fr|prénom=Matthieu |nom=Laneuville |titre=La Lune, une histoire pleine de surprises |url=https://www.pourlascience.fr/sd/planetologie/la-lune-une-histoire-pleine-de-surprises-9189.php |site=www.pourlascience.fr |date=27 juillet 2016 |consulté le=2020-12-05}}.</ref>. Les études [[paléomagnétisme|paléomagnétiques]] montrent qu'une dynamo lunaire a fonctionné entre au moins {{unité|4,25 et 1,92 Ga}} et qu'une période de champ élevé (avec une intensité moyenne du champ d'environ {{unité|77 μT}} en surface) a perduré entre {{unité|3,85 et 3,56 Ga}}, suivie d'une baisse de l'intensité de surface jusqu'en dessous de {{unité|4 μT}} vers {{unité|3,19 Ga}}<ref>{{Article| langue=en| titre=Constraining the Decline of the Lunar Dynamo Field at ≈3.1 Ga Through Paleomagnetic Analyses of Apollo 12 Mare Basalts| auteur1=B. E. Strauss| auteur2=S. M. Tikoo| auteur3=J. Gross| auteur4=J. B. Setera| auteur5=B. Turrin| périodique=[[Journal of Geophysical Research|JG-Planets]]| volume=126| numéro=3| numéro article=e2020JE006715| date=mars 2021| doi=10.1029/2020JE006715}}.</ref>. La baisse d'un ordre de grandeur des paléo-intensités lunaires entre {{unité|3,56 et 3,19 Ga}} s'est suivie d'une période de champ bas (intensités du champ de surface de l'ordre de {{unité|5 μT}}) puis d'une seconde et dernière période de déclin entre {{unité|1,92 et 0,8 Ga}}, qui s'est terminée par l'arrêt de la dynamo lunaire, signe d'une [[Cristallisation fractionnée (géologie)|cristallisation]] complète du noyau lunaire<ref>{{Article| langue=en| titre=Constraining the Decline of the Lunar Dynamo Field at ≈3.1 Ga Through Paleomagnetic Analyses of Apollo 12 Mare Basalts| auteur1=B. E. Strauss| auteur2=S. M. Tikoo| auteur3=J. Gross| auteur4=J. B. Setera| auteur5=B. Turrin| périodique=[[Journal of Geophysical Research|JGR Planets]]| volume=126| numéro=3| date=mars 2021| numéro article=e2020JE006715| doi=10.1029/2020JE006715}}.</ref>.

=== Mars ===
{{Article détaillé|Champ magnétique martien}}
[[Fichier:Global Map of Martian Magnetic Anomalies PIA02059.jpg|vignette|carte des anomalies magnétiques sur Mars : le champ dépasse localement le µT|alt=carte plane de la surface de Mars, montrant des zones d’activité magnétique, surtout au sud.]]
Mars ne possède pas aujourd'hui de champ magnétique global. Néanmoins, certaines zones de la croûte sont [[aimantation|aimantées]] et créent un champ magnétique local, à la manière des [[anomalie magnétique|anomalies magnétiques]] sur Terre<ref name=":0">{{Article| langue=en| prénom1=Catherine L.| nom1=Johnson| prénom2=Anna| nom2=Mittelholz| prénom3=Benoit| nom3=Langlais| prénom4=Christopher T.| nom4=Russell| titre=Crustal and time-varying magnetic fields at the InSight landing site on Mars| périodique=Nature Geoscience| volume=13| numéro=3| date=2020-03| issn=1752-0894| issn2=1752-0908| doi=10.1038/s41561-020-0537-x| lire en ligne=http://www.nature.com/articles/s41561-020-0537-x| consulté le=2021-05-31| pages=199–204}}.</ref>. L'étude de ce magnétisme crustal, couplé à l'observation des traces de volcanisme a permis de déterminer que Mars a possédé, au début de son histoire, une dynamo magnétique, qui a été active pendant une durée probablement comprise entre 500 et {{nobr|800 millions}} d'années. Ensuite, le flux de chaleur est devenu trop faible pour qu'une convection ait lieu dans le noyau ferreux<ref>{{Article |langue=en |prénom1=Constantin |nom1=Sandu |prénom2=Walter S. |nom2=Kiefer |titre=Degassing history of Mars and the lifespan of its magnetic dynamo: MARS MAGNETIC FIELD AND DEGASSING |périodique=Geophysical Research Letters |volume=39 |numéro=3 |date=2012-02 |doi=10.1029/2011GL050225 |lire en ligne=http://doi.wiley.com/10.1029/2011GL050225 |consulté le=2021-07-31 |pages=n/a–n/a }}.</ref>.

=== Planètes naines ===

Il n'existe aucune mesure sur les éventuels champs magnétiques de corps comme [[(1) Cérès|Cérès]] ou [[Pluton (planète naine)|Pluton]]. Il est généralement admis qu'aucune [[planète naine]] ne possède une dynamo planétaire active, au point que les missions d'étude de ces corps n'emportent pas d'instruments destinés à l'étude du magnétisme. Certains chercheurs considèrent cette omission dommageable, étant donné l'historique de surprises dans le domaine<ref>{{Article|langue=en|prénom1=C. T.|nom1=Russell|prénom2=M. K.|nom2=Dougherty|titre=Magnetic Fields of the Outer Planets|périodique=Space Science Reviews|volume=152|numéro=1-4|date=2010-05|issn=0038-6308|issn2=1572-9672|doi=10.1007/s11214-009-9621-7|lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11214-009-9621-7|consulté le=2022-09-23|pages=251–269}}.</ref>.

== Planètes géantes du système solaire ==
=== Jupiter ===
[[File:Released to Public Hubble Jupiter Aurora (NASA) (420376085).jpg|thumb|right|Aurore polaire sur Jupiter, observée par [[Hubble (télescope spatial)|Hubble]].|alt=image d'une région polaire de Jupiter. Autour du pôle, une sorte de halo d'aspect électrique.]]
[[Jupiter (planète)|Jupiter]] possède le champ magnétique le plus puissant des planètes du Système solaire. Son [[moment magnétique]] est de {{Unité|1,55 T m3}}, soit {{nombre|20000 fois}} celui de la Terre<ref>{{Article |langue=en |prénom1=C. T. |nom1=Russell |prénom2=M. K. |nom2=Dougherty |titre=Magnetic Fields of the Outer Planets |périodique=Space Science Reviews |volume=152 |numéro=1-4 |date=2010-05 |issn=0038-6308 |issn2=1572-9672 |doi=10.1007/s11214-009-9621-7 |lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11214-009-9621-7 |consulté le=2021-05-31 |pages=251–269 }}.</ref>.

Contrairement aux autres planètes, l'existence d'un champ magnétique jovien a pu être attestée avant l'ère spatiale : en 1955, l'étude des émissions radio venant de cette planète a permis de mettre en évidence la présence d'[[Aurore polaire|aurores polaires]], preuve indirecte de l'existence d'un champ magnétique global<ref>{{Article| langue=en| prénom1=James W.| nom1=Warwick| titre=Radio Emission from Jupiter| périodique=Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volume=2| numéro=1| date=1964-09| issn=0066-4146| issn2=1545-4282| doi=10.1146/annurev.aa.02.090164.000245| lire en ligne=http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.02.090164.000245| consulté le=2021-07-03| pages=1–22}}.</ref>. L'[[effet Zeeman]], c'est-à-dire le décalage des [[raie spectrale|raies spectrales]] sous l'effet du champ magnétique, avait aussi pu être caractérisé depuis la Terre<ref>{{Article| prénom1=George B.| nom1=Field| titre=A Model for the Decimeter Radiation by Jupiter.| périodique=The Astronomical Journal| volume=65| date=1960| issn=0004-6256| doi=10.1086/108073| lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/abs/1960AJ.....65Q.344F| consulté le=2021-07-11| pages=344}}.</ref>.

Des mesures directes du champ jovien ont été effectuées par quatre sondes des programmes ''[[Programme Pioneer|Pioneer]]'' et ''[[Programme Voyager|Voyager]]''. La sonde [[Juno (sonde spatiale)|Juno]], qui orbite Jupiter depuis [[2016]], contrairement aux quatre sondes précédentes s'en étaient seulement approchées, a fourni des informations beaucoup plus précises. Son orbite polaire lui permet en particulier de mesurer le champ magnétique dans l'axe de la planète, ce qui est une première concernant les planètes géantes<ref>{{Article |langue=en |prénom1=J. E. P. |nom1=Connerney |prénom2=M. |nom2=Benn |prénom3=J. B. |nom3=Bjarno |prénom4=T. |nom4=Denver |titre=The Juno Magnetic Field Investigation |périodique=Space Science Reviews |volume=213 |numéro=1-4 |date=2017-11 |issn=0038-6308 |issn2=1572-9672 |doi=10.1007/s11214-017-0334-z |lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11214-017-0334-z |consulté le=2021-07-13 |pages=39–138 }}.</ref>.

==== Satellites galiléens ====
Les [[satellites galiléens]] possèdent chacun un faible champ magnétique, qui a pu être caractérisé grâce aux survols effectués par la sonde [[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]]<ref name=kivel/>. Néanmoins, la question de savoir s'ils possèdent une dynamo active, et produisent donc leur champ magnétique de façon totalement autonome, ou si leur dipôle est [[Dipôle induit|induit]] par le champ magnétique jovien, n'est pas totalement tranchée. Concernant [[Io (lune)|Io]], il est très difficile de procéder à des mesures, car cette lune évolue si profondément dans le champ <!--sans s-->magnétique de Jupiter qu'il est difficile de distinguer son propre champ. Rien ne prouve la présence d'une dynamo active. Des travaux des années 2000 suggèrent qu'Io serait à l'équilibre thermique : la chaleur produite par les effets de marée dans son manteau serait suffisante pour qu'Io ne se refroidisse pas, il n'y aurait donc pas de courants de convection<ref name=achpro>{{Article |langue=en |prénom1=David J. |nom1=Stevenson |titre=Planetary Magnetic Fields: Achievements and Prospects |périodique=Space Science Reviews |volume=152 |numéro=1-4 |date=2010-05 |issn=0038-6308 |issn2=1572-9672 |doi=10.1007/s11214-009-9572-z |lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11214-009-9572-z |consulté le=2021-07-22 |pages=651–664 }}.</ref>.

[[Europe (lune)|Europe]] et [[Callisto (lune)|Callisto]] semblent n'avoir qu'un magnétisme induit. La meilleure explication actuelle repose sur leurs océans souterrains : l'eau liquide présente sur plusieurs kilomètres d'épaisseur serait le siège de courants induits suffisants pour expliquer leur réponse magnétique<ref name=achpro/>.

En revanche, dans le cas de [[Ganymède (lune)|Ganymède]], la présence d'une dynamo active est probable, et son mécanisme principal serait la solidification du fer ou du sulfate de fer en périphérie de son noyau liquide<ref name=Juno>{{Article |langue=en |prénom1=Tina |nom1=Rückriemen |prénom2=Doris |nom2=Breuer |prénom3=Tilman |nom3=Spohn |titre=Top-down freezing in a Fe–FeS core and Ganymede’s present-day magnetic field |périodique=Icarus |volume=307 |date=2018-06 |doi=10.1016/j.icarus.2018.02.021 |lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103517307029 |consulté le=2021-07-10 |pages=172–196 }}.</ref>.

=== Saturne ===
Le champ magnétique de [[Saturne (planète)|Saturne]] est connu grâce aux sondes [[Pioneer 11]], [[Voyager 1]] et [[Voyager 2]], et plus récemment [[Cassini (sonde spatiale)|Cassini]]<ref>{{Article| langue=en|prénom1=M. K.| nom1=Dougherty| prénom2=H.| nom2=Cao| prénom3=K. K.| nom3=Khurana| prénom4=G. J.| nom4=Hunt| titre=Saturn's Magnetic Field from the Cassini Grand Finale orbits| périodique=AGU Fall Meeting Abstracts| volume=22| date=2017-12-01| lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/abs/2017AGUFM.U22A..02D| consulté le=2021-07-11}}.</ref>. Par ailleurs, des aurores polaires ont été observées depuis la Terre<ref>{{Article| langue=en| prénom1=B. R.| nom1=Sandel| prénom2=A. L.| nom2=Broadfoot| titre=Morphology of Saturn's aurora| périodique=Nature| volume=292| numéro=5825| date=1981-08| issn=0028-0836| issn2=1476-4687| doi=10.1038/292679a0| lire en ligne=http://www.nature.com/articles/292679a0| consulté le=2021-07-11| pages=679–682}}.</ref>. La dynamo de Saturne est probablement similaire, physiquement, à celle de Jupiter. Une caractéristique remarquable du champ de Saturne est qu'il est parfaitement aligné sur l'axe de rotation de la planète<ref name=achpro/>.

==== Titan ====
Du fait de sa taille, [[Titan (lune)|Titan]] a longtemps été considéré comme susceptible de posséder une dynamo active et d'avoir en conséquence son propre champ magnétique<ref>{{Article| langue=en| prénom1=Fritz M.| nom1=Neubauer| titre=Possible strengths of dynamo magnetic fields of the Galilean satellites and of Titan| périodique=Geophysical Research Letters| volume=5| numéro=11| date=1978-11| doi=10.1029/GL005i011p00905| lire en ligne=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/GL005i011p00905| consulté le=2021-07-14| pages=905–908}}.</ref>. Mais la mission Cassini-[[Huygens (sonde spatiale)|Huygens]] a montré que non, ce qui a profondément changé la conception que les scientifiques se font de cette lune : considérée auparavant comme totalement [[différenciation planétaire|différenciée]] et avec un noyau ferreux (à l'image de [[Ganymède (lune)|Ganymède]]), elle est vue aujourd'hui comme partiellement différenciée avec un noyau peu dense, et sans aucune convection active<ref>{{Article| langue=en| prénom1=C.A.| nom1=Nixon| prénom2=R.D.| nom2=Lorenz| prénom3=R.K.| nom3=Achterberg| prénom4=A.| nom4=Buch| titre=Titan's cold case files - Outstanding questions after Cassini-Huygens| périodique=Planetary and Space Science| volume=155| date=2018-06| doi=10.1016/j.pss.2018.02.009| lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0032063317302854| consulté le=2021-07-14| pages=50–72}}.</ref>. Il pourrait exister un magnétisme induit, comme dans le cas des lunes joviennes, mais elle serait très faible : le champ magnétique de Saturne étant parfaitement axisymétrique, sa variation vue par Titan au cours d'une orbite est minime<ref name=achpro/>.

=== Uranus et Neptune ===
[[Uranus (planète)|Uranus]] et [[Neptune (planète)|Neptune]] possèdent un champ magnétique très particulier, connu uniquement grâce aux mesures de la sonde [[Voyager 2]], qui les a survolées respectivement en [[1986]] et [[1989]]. Leur champ ne peut pas s'approcher simplement comme celui d'un dipôle. Il faut y ajouter un quadrupôle, dont la contribution en surface est aussi grande. De plus, leur axe magnétique n'est pas seulement incliné mais aussi décalé, c'est-à-dire qu'il ne passe pas par le centre de la planète<ref>{{Article |langue=en |prénom1=Richard S. |nom1=Selesnick |titre=Magnetospheric convection in the nondipolar magnetic field of Uranus |périodique=Journal of Geophysical Research |volume=93 |numéro=A9 |date=1988 |issn=0148-0227 |doi=10.1029/JA093iA09p09607 |lire en ligne=http://doi.wiley.com/10.1029/JA093iA09p09607 |consulté le=2021-07-01 |pages=9607 }}.</ref>{{,}}<ref  name=ness>{{Article |langue=en |prénom1=Norman F. |nom1=Ness |titre=Space Exploration of Planetary Magnetism |périodique=Space Science Reviews |volume=152 |numéro=1-4 |date=2010-05 |issn=0038-6308 |issn2=1572-9672 |doi=10.1007/s11214-009-9567-9 |lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11214-009-9567-9 |consulté le=2021-07-01 |pages=5–22 }}.</ref>.

La nature inhabituelle, ni dipolaire, ni [[Symétrie axiale|axisymétrique]], du champ magnétique de ces deux planètes a pu être expliquée. Des travaux de simulation numérique ont montré qu'une telle configuration pouvait, dans des conditions bien précises, être retrouvée avec des modèles prenant en compte un effet dynamo limité à une zone assez petite autour d'un noyau fluide stable<ref>{{Article |langue=en |prénom1=S |nom1=Stanley |prénom2=J |nom2=Bloxham |titre=Numerical dynamo models of Uranus' and Neptune's magnetic fields |périodique=Icarus |volume=184 |numéro=2 |date=2006-10 |doi=10.1016/j.icarus.2006.05.005 |lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103506001680 |consulté le=2021-07-03 |pages=556–572 }}.</ref>. La physique des dynamos de ces [[Planète géante de glaces|géantes de glace]], dont l'intérieur contient énormément d'eau et d'[[ammoniac]], reste très mal comprise<ref>{{Article|langue=en|prénom1=K. M.|nom1=Soderlund|prénom2=S.|nom2=Stanley|titre=The underexplored frontier of ice giant dynamos|périodique=Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=378|numéro=2187|date=2020-12-25|issn=1364-503X|issn2=1471-2962|pmid=33161852|pmcid=PMC7658784|doi=10.1098/rsta.2019.0479|lire en ligne=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rsta.2019.0479|consulté le=2023-01-28|pages=20190479}}</ref>.

== Astéroïdes ==

Des corps beaucoup plus petits que les planètes ou les lunes ont eu, au début de l'[[Formation et évolution du Système solaire|histoire du système solaire]], un champ magnétique auto-entretenu.  Des astéroïdes différentiés possédant un noyau ferreux ont connu une phase de refroidissement pendant laquelle leur noyau était partiellement liquide et sujet à des courants de convection, certains sont passés par une phase où les conditions étaient réunies pour qu'une dynamo auto-entretenue soit possible. Cette période a été très courte, comparativement à des planètes comme la Terre : les [[Effet d'échelle|effets d'échelle]] sont tels qu'un corps de petite taille se refroidit bien plus rapidement. À l'échelle d'un astéroïde, les modèles suggèrent que la convection thermique est peu efficace pour actionner une dynamo et que la convection de composition est plus efficace. Elle se produit lorsque le noyau a commencé à se solidifier, du fait de la solidification du soufre, du nickel et du fer à différentes températures. Un modèle numérique concernant un astéroïde d'un diamètre de {{unité|400|km}} a été publié. Il montre qu'une dynamo active a pu être possible pendant cinq millions d'années, commençant {{nobr|5 millions}} d'années après l'événement d'[[accrétion]] formant le corps considéré. Ces périodes varient selon la composition de l'objet<ref>{{Article |langue=en |prénom1=James F.J. |nom1=Bryson |prénom2=Jerome A. |nom2=Neufeld |prénom3=Francis |nom3=Nimmo |titre=Constraints on asteroid magnetic field evolution and the radii of meteorite parent bodies from thermal modelling |périodique=Earth and Planetary 
Science Letters |volume=521 |date=2019-09 |doi=10.1016/j.epsl.2019.05.046 |lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X19303280 |consulté le=2021-08-01 |pages=68–78 }}.</ref>. 
<!--  faudrait parler du rôle des isotopes  - Al 26 ?-->
Le champ magnétique des [[astéroïde]]s nous est connu par l'[[Paléomagnétisme#Aimantation rémanente|aimantation rémanente]] des [[météorite]]s qui en proviennent. L'existence d'une aimantation rémanente dans des météorites de [[Classification des météorites|différents types]], [[Météorite#Classification|différenciées ou non]], est connue depuis les [[années 1960]], mais son décryptage est resté longtemps difficile<ref>{{article| langue=en| présentation en ligne=http://adsabs.harvard.edu/full/1974Metic...9..289H<!--| site=[http://ads.harvard.edu/ Astrophysics Data System]-->| titre=Magnetism in meteorites| auteur1=J. M. Herndon| auteur2=M. W. Rowe| périodique=Meteoritics| volume=9| date=31 décembre 1974| pages=289-305| lire en ligne=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1974Metic...9..289H&defaultprint=YES&page_ind=0&filetype=.pdf| format=pdf| consulté le=23 août 2019| doi=10.1111/j.1945-5100.1974.tb01197.x}}.</ref>. Les techniques de désaimantation contrôlée s'étant depuis considérablement améliorées, des résultats concluants se sont accumulés depuis le début des [[années 2000]]. De nombreuses météorites sont porteuses d'une [[Paléomagnétisme#Aimantation thermorémanente|aimantation thermorémanente]] dont on peut montrer qu'elle a été acquise quand la météorite était encore au sein de son [[corps parent]]. Ces corps parents possédaient donc un champ magnétique, et d'autres astéroïdes sans doute aussi<ref>{{Article|langue=en|prénom1=James F.J.|nom1=Bryson|prénom2=Jerome A.|nom2=Neufeld|prénom3=Francis|nom3=Nimmo|titre=Constraints on asteroid magnetic field evolution and the radii of meteorite parent bodies from thermal modelling|périodique=Earth and Planetary Science Letters|volume=521|date=2019-09|doi=10.1016/j.epsl.2019.05.046|lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X19303280|consulté le=2023-01-28|pages=68–78}}.</ref>.

=== Météorites différenciées ===
* Majoritairement constituées d'un [[métal]] [[ferromagnétisme|ferromagnétique]], les [[météorite de fer|météorites de fer]] sembleraient à première vue propices à la rétention d'une aimantation thermorémanente, qui témoignerait d'un champ magnétique créé par effet dynamo dans le noyau de leurs corps parents. L'aimantation des phases principales ([[kamacite]] et [[taénite]]) est en fait trop fragile (trop sensible à toutes les perturbations subies par la météorite), d'où le fait que les météorites de fer ont fait l'objet d'assez peu d'études [[paléomagnétisme|paléomagnétiques]]<ref name=BrysonNimmo2015>{{article| langue=en| titre=Magnetic meteorites and the early solar system| auteur1=James F. J. Bryson| auteur2=Francis Nimmo| auteur3=Richard J. Harrison| périodique={{lien|Astronomy & Geophysics}}| date=août 2015| volume=56| numéro=4| pages=36-42| lire en ligne=https://websites.pmc.ucsc.edu/~fnimmo/website/Bryson_review.pdf| format=pdf| consulté le=29 août 2019}}.</ref>. Il existe cependant de petites zones troubles (''cloudy zones'') contenant de minuscules grains de [[tétrataénite]], à l'aimantation beaucoup plus fiable (forte [[champ coercitif|coercitivité]]). Mais les météorites de fer posent un autre problème : si elles proviennent du noyau d'un astéroïde différencié, leur température n'a dû descendre en dessous de la [[température de Curie]] qu'après la cristallisation du noyau et donc longtemps après l'arrêt de la dynamo. De fait, les zones troubles de Tazewell, une météorite du [[Météorite de fer#Classification chimique|groupe]] IIICD, n'ont enregistré aucun champ magnétique<ref>{{article| langue=en| titre=Nanopaleomagnetism of meteoritic Fe–Ni studied using X-ray photoemission electron microscopy| auteur1=F. J. Bryson| auteur2=Julia Herrero-Albillos| auteur3=Florian Kronast| auteur4=Massimo Ghidini| auteur5=Simon A. T. Redfern| périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]]| volume=396| date=15 juin 2014| pages=125-133| doi=10.1016/j.epsl.2014.04.016| lire en ligne=https://reader.elsevier.com/reader/sd/pii/S0012821X14002489?token=54A188DDA518799E69A0803BE628A879C964639E2210B9EA298B9972FB12CA25DABBA4F1FC1B6F5321500D740D53C560| format=pdf| consulté le=30 août 2019}}.</ref>. D'autres types de météorites de fer sont plus prometteurs, notamment le groupe IIE (interprété comme provenant de poches de métal relativement superficielles) et le groupe IVA (refroidi particulièrement vite)<ref name=BrysonNimmo2015/>.
* Les [[pallasite]]s (des [[sidérolithe|météorites mixtes métal-silicate]]), au moins celles du groupe principal, ont enregistré dans leur [[olivine]]<ref>{{article| langue=en| titre=Evidence for a Dynamo in the Main Group Pallasite Parent Body| auteur1=John A. Tarduno| auteur2=Rory D. Cottrell| auteur3=Francis Nimmo| auteur4=Julianna Hopkins| auteur5=Julia Voronov| et al.=oui| périodique=[[Science (revue)|Science]]| date=16 novembre 2012| volume=338| numéro=6109| pages=939-942| doi=10.1126/science.1223932}}.</ref> et dans leurs grains de [[tétrataénite]]<ref name=Poore2015/>{{,}}<ref name=BrysonNichols2015/> un champ magnétique de longue durée (jusqu'à des centaines de millions d'années après l'accrétion<ref name=Poore2015>{{lien web| langue=en| url=https://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/long-lived-meteorite-magnetic-fields/| titre=The Long-Lived Magnetic Fields of Meteorites| auteur=Emily Poore| date=29 janvier 2015| site=[[Sky & Telescope]]| consulté le=27 août 2019}}.</ref>{{,}}<ref name=BrysonNichols2015>{{article| langue=en| titre=Long-lived magnetism from solidification-driven convection on the pallasite parent body| auteur1=James F. J. Bryson| auteur2=Claire I. O. Nichols| auteur3=Julia Herrero-Albillos| auteur4=Florian Kronast| auteur5=Takeshi Kasama| et al.=oui| périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=517| pages=472-475| date=21 janvier 2015| doi=10.1038/nature14114}}.</ref>), attribuable à une [[Effet dynamo|dynamo auto-entretenue]] liée à la convection solutale engendrée par la cristallisation progressive du [[noyau planétaire|noyau]] de leur corps parent<ref name=BrysonNichols2015/>.
* L'aimantation rémanente de l'[[eucrite]] ALH A81001, une [[achondrite]] [[basalte|basaltique]] formée il y a {{nobr|3,69 milliards}} d'années, sans doute à la surface de l'astéroïde [[(4) Vesta]], témoigne d'un champ magnétique d'au moins {{unité|2 µT}} à cette époque, sans doute dû à l'activité d'une dynamo dans le [[noyau planétaire|noyau]] [[métal]]lique de Vesta<ref>{{article| langue=en| titre=An Ancient Core Dynamo in Asteroid Vesta| auteur1=Roger R. Fu| auteur2=Benjamin P. Weiss| auteur3=David L. Shuster| auteur4=Jérôme Gattacceca| auteur5=Timothy L. Grove| et al.=oui| périodique=[[Science (revue)|Science]]| date= 12 octobre 2012| volume=338| numéro=6104| pages=238-241| doi=10.1126/science.1225648}}.</ref>.
* Le corps parent des [[angrite]]s (des [[achondrite]]s [[roche magmatique|magmatiques]]) possédait un champ magnétique d'au moins {{unité|10 µT}} entre {{unité|-4564 et -4558 Ma}}, disparu avant {{unité|-3700 Ma}}<ref>{{article| langue=en| titre=Magnetism on the Angrite Parent Body| auteur1=B. P. Weiss| auteur2=E. A. Lima| auteur3=M. E. Zucolotto| périodique=39{{th}} Lunar and Planetary Science Conference| date=mars 2008| lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2008LPI....39.2143W&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=| format=pdf| consulté le=23 juillet 2019}}.</ref>{{,}}<ref>{{article| langue=en| titre=Magnetism on the Angrite Parent Body and the Early Differentiation of Planetesimals| auteur1=Benjamin P. Weiss| auteur2=James S. Berdahl| auteur3=[[Lindy Elkins-Tanton|Linda Elkins-Tanton]]| auteur4=Sabine Stanley| auteur5=Eduardo A. Lima| auteur6=Laurent Carporzen| périodique=[[Science (revue)|Science]]| date=31 octobre 2008| volume=322| numéro=5902| pages=713-716| doi=10.1126/science.1162459}}.</ref>.

=== Météorites indifférenciées ===
[[File:Farmington_meteorite.jpg|thumb|right|La météorite de Farmington.|alt=fragment de météorite en exposition, aspect grisâtre.]]
* L'une des composantes de l'[[Paléomagnétisme#Aimantation rémanente|aimantation rémanente]] de la [[météorite de Murchison]], une [[chondrite carbonée]] du groupe CM2, a été acquise pendant ou après la formation de son corps parent, en présence d'un champ magnétique d'au moins {{unité|0,2 à 2 µT}}<ref>{{article| langue=en| titre=Magnetic remanence in the Murchison meteorite| auteur1=G. Kletetschka| auteur2=T. Kohout| auteur3=P. J. Wasilewski| périodique=[[Meteoritics & Planetary Science]]| année=2003| volume=38| numéro=3| pages=399-405| lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/full/2003M%26PS...38..399K| consulté le=24 juillet 2019}}.</ref>. La [[météorite d'Allende]], une chondrite carbonée du groupe CV3, porte une aimantation thermorémanente acquise dans son corps parent à la fin d'un épisode de [[métamorphisme]], dans un champ magnétique faible ({{unité|< 8 µT}}), sans doute moins de {{unité|40 Ma}} après la formation des [[inclusion minérale riche en calcium et en aluminium|CAI]]<ref>{{article| langue=en| périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]]| volume=404| date=15 octobre 2014| pages=54-66| titre=No nebular magnetization in the Allende CV carbonaceous chondrite| auteur1=R. R. Fu| auteur2=E. A. Lima| auteur3=B. P. Weiss| doi=10.1016/j.epsl.2014.07.014}}.</ref>. Les [[chondre]]s de la [[météorite de Vigarano]], une autre CV<ref>{{lien web| langue=en| url=https://www.mindat.org/loc-293608.html| site=[[Mindat.org]]| titre=Vigarano Mainarda| consulté le=24 juillet 2019}}.</ref>, possèdent une aimantation thermorémanente acquise probablement lors de la rupture du corps parent {{unité|9 Ma}} environ après la formation des CAI, quand la [[Effet dynamo (astrophysique)|dynamo]] de cet astéroïde était encore active<ref name=Shah2017>{{article| langue=en| périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]]| volume=475| date=1er octobre 2017| pages=106-118| titre=Long-lived magnetism on chondrite parent bodies| auteur1=Jay Shah| auteur2=Helena C. Bates| auteur3=Adrian R. Muxworthy| auteur4=Dominik C. Hezel| auteur5=Sara S. Russell| auteur6=Matthew J. Genge| doi=10.1016/j.epsl.2017.07.035}}.</ref>.
* La météorite de Farmington, une [[chondrite ordinaire]] du groupe [[chondrite de type L|L]]5<ref>{{lien web| langue=en| url=https://www.mindat.org/loc-270444.html| site=Mindat.org| titre=Farmington meteorite| consulté le=23 juillet 2019}}.</ref>, possède une aimantation thermorémanente acquise dans son corps parent il y a moins de {{unité|520 Ma}}<ref>{{article| langue=en| titre=Constraints on magnetic field which magnetized the Farmington meteorite parent body| date=avril 1975| périodique=[[Meteoritics & Planetary Science]]| volume=10| numéro=1| pages=23-30| auteur=M. W. Rowe| doi=10.1111/j.1945-5100.1975.tb00004.x| lire en ligne=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/epdf/10.1111/j.1945-5100.1975.tb00004.x| format=pdf| consulté le=23 juillet 2019}}.</ref>. Les [[chondre]]s de la météorite de Bjurböle, une chondrite ordinaire du groupe L/LL4<ref>{{lien web| langue=en| url=https://www.mindat.org/loc-155472.html| site=[[Mindat.org]]| titre=Bjurböle meteorite| consulté le=24 juillet 2019}}.</ref>, portent une aimantation thermorémanente qui témoigne que la dynamo du corps parent était encore active {{unité|80 à 140 Ma}} après le pic de son métamorphisme. La météorite de Portales Valley, une chondrite ordinaire du groupe H6, a de même enregistré un champ magnétique pendant des dizaines à des centaines d'années, environ {{unité|100 Ma}} après la formation du Système solaire<ref>{{article| langue=en| titre=Paleomagnetic Evidence for a Partially Differentiated Ordinary Chondrite Parent Asteroid| auteur1=J. F. J. Bryson| auteur2=B. P. Weiss| auteur3=B. Getzin| auteur4=J. N. H. Abrahams| auteur5=F. Nimmo| et al.=oui| périodique=[[Journal of Geophysical Research|JGR]] Planets| volume=124| numéro=7| date=juillet 2019| pages=1880-1898| doi=10.1029/2019JE005951}}.</ref>.

Il semble ainsi que l'intérieur des corps parents des [[Chondrite|chondrites]] devait être [[différenciation planétaire|différencié]], au moins partiellement. Dans ce cadre, les chondrites proviendraient des couches externes de ces astéroïdes, non différenciées<ref name=Shah2017/>.

== Tableau comparatif ==
{| class="wikitable"
|+ [[Moment magnétique]] dipolaire
! Astre !! Moment<br />({{unité|A m2}})
! Moment relatif<br/>à la Terre
! Inclinaison par rapport<br/>à l'axe de rotation
! Champ en surface<br/>([[Tesla (unité)|T]]), approximatif<ref name=stevenson/>
! Références
|-
| [[Mercure (planète)|Mercure]]|| {{Nombre|4e19}}
|0.0005
|
|{{nombre|1e-7}}
|<ref name=":1">{{Article |langue=en |auteur1=Hector Javier Durand-Manterola |titre=Dipolar Magnetic Moment of the Bodies of the Solar System and the Hot Jupiters |périodique=Published in Planetary and Space Science |date=2009 }}.</ref>
|-
|[[Vénus (planète)|Vénus]]
|Aucun
|0
|n/a
|infime
|<ref name="pubs.geoscienceworld.org"/>
|-
|[[Terre]]
|{{Nombre|7.84e22}}
|1
|11.5°
|{{nombre|5e-5}}
|<ref name=":1" />
|-
|{{spaces|3}}[[Lune]]
|Aucun
|0
|n/a
|Champs locaux seulement
|<ref name=Mitchell/>
|-
|[[Mars (planète)|Mars]]
|Aucun
|0
|n/a
|Champs locaux seulement
|<ref name=":0" />
|-
|[[Jupiter (planète)|Jupiter]]
|{{Nombre|1.55e27}}
|20000
|10°
|{{Nombre|4e-4}}
|<ref name=":1" />{{,}}<ref name=":0" />
|-
|{{spaces|3}}[[Io (lune)|Io]]
|
|
|
|faible
|
|-
|{{spaces|3}}[[Europe (lune)|Europe]]
|
|
|
|{{Nombre|1e-7}}
|
|-
|{{spaces|3}}[[Ganymède (lune)|Ganymède]]
|{{Nombre|1.32e20}}
|0.0017
|176°
|{{Nombre|2e-6}}
|<ref name=kivel>{{Article |langue=en |prénom1=M.G. |nom1=Kivelson |prénom2=K.K. |nom2=Khurana |prénom3=M. |nom3=Volwerk |titre=The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede |périodique=Icarus |volume=157 |numéro=2 |date=2002-06 |doi=10.1006/icar.2002.6834 |lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S001910350296834X |consulté le=2021-07-02 |pages=507–522 }}.</ref>
|-
|{{spaces|3}}[[Callisto (lune)|Callisto]]
|
|
|
|{{Nombre|4e-9}}
|
|-
|[[Saturne (planète)|Saturne]]
|{{Nombre|4.6e25}}
|600
|<1°
|{{Nombre|5e-5}}
|<ref name=":1" />{{,}}<ref name=":0" />
|-
|{{spaces|3}}[[Titan (lune)|Titan]]
|
|
|
|faible
|
|-
|[[Uranus (planète)|Uranus]]
|{{Nombre|3.9e24}}
|54
|60°
|{{Nombre|2e-5}}
|<ref name=":1" />{{,}}<ref name=":0" />
|-
|[[Neptune (planète)|Neptune]]
|{{Nombre|2.2e24}}
|30
|47°
|{{Nombre|2e-5}}
|<ref name=":1" />{{,}}<ref name=":0" />
|}

== Exoplanètes ==
Des preuves d'interaction magnétique entre une [[exoplanète]] et son étoile ont été obtenues pour de nombreux [[Jupiter chaud]]s. En 2019, l'intensité du champ magnétique à la surface de quatre de ces Jupiter chauds a pu être mesurée : entre {{unité|20 et 120 G}}. C'est dix à cent fois plus que ce que prédisent les modèles de dynamo pour les planètes ayant une [[période de rotation]] de 2 à {{nobr|4 jours}}, mais en accord avec les modèles fondés sur le [[flux thermique|flux de chaleur]] à l'intérieur des [[planète géante|planètes géantes]]<ref>{{Article| langue=en| titre=Magnetic field strengths of hot Jupiters from signals of star–planet interactions| auteur1=P. Wilson Cauley| auteur2=Evgenya L. Shkolnik| auteur3=Joe Llama| auteur4=Antonino F. Lanza| périodique=[[Nature Astronomy]]| volume=3| date=22 juillet 2019| pages=1128-1134| doi=10.1038/s41550-019-0840-x| accès url=payant}}.</ref>. À titre de comparaison, cette intensité est de {{unité|4,3 G}} pour [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et de {{unité|0,5 G}} pour la Terre.

== Notes et références ==
{{références nombreuses|taille=24}}

== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===
* [[Magnétosphère]]
* [[Champ magnétique stellaire]]
* [[Paléomagnétisme]]

=== Liens externes ===
* [https://www.radiofrance.fr/franceculture/podcasts/la-science-cqfd/champ-magnetique-4726431 « Champ magnétique terrestre : en perdre la boussole »], ''La Science, CQFD'', France Culture, 23 avril 2024.

{{portail|physique|astronomie|exoplanètes}}

[[Catégorie:Magnétosphère]]
[[Catégorie:Planétologie]]