Le code Anelastic Spherical Harmonic (ASH)
Allan Sacha BRUN

Le code Anelastic Spherical Harmonic (ASH) est un programme informatique modulaire écrit avec le langage Fortran 90. Il permet de suivre l'évolution temporelle d'un fluide éventuellement conducteur (plasma). Les équations de la dynamique des fluides (Navier-Stokes pour la vitesse, continuité, et conservation de l'énergie) et dans le cas conducteur, l'équation d'induction pour le champ magnétique (déduite des équations de Maxwell), sont intégrées dans le temps et dans l'espace.

Le but principal de ce code est d'étudier la (magnéto)hydrodynamique (MHD) des  étoiles. On parle de dynamique des fluides stellaires. Comme les étoiles sont des grosses sphères de gaz chaud, le code ASH calcule l'evolution des fluides stellaires dans des coquilles en géometrie sphérique. Les étoiles sont turbulentes, tournent sur elles-même, convectent et sont magnétiques, il est donc très difficile de décrire et de comprendre tous ces phénomènes physiques et leur interactions non-linéaires sur toutes les échelles spatio-temporelles mises en jeu dans les étoiles. C'est pour cela que le code ASH est utilisé afin de progresser dans notre compréhension de ces fascinants objets que sont les étoiles.

Vu la difficulté d'une telle étude, il est nécessaire de développer des codes numériques performants. ASH est donc un code moderne, utilisant une décomposition spectrale en harmoniques sphériques pour les dimensions spatiales horizontales et les polynômes de Tchebyshev pour la coordonnée radiale, permettant une précision et une convergence numérique optimale, et une structure parallèle utilisant le langage MPI (Message Passing Interface) afin de pouvoir utiliser les ordinateurs massivement parallèles des centres de calculs centralisés francais, européens et américains. ASH a déjà utilisé plus de 2000 processeurs simultanément pour calculer des modèles permettant de comprendre la turbulencee et le magnétisme solaire.

Vu le grand nombre de degrés de liberté de la turbulence des étoiles il n'est pas encore possible de modéliser un modèle totalement intégré (du coeur nucléaire à l'atmosphère étendue) du Soleil et des étoiles, mais nous commençons à mettre en place  et à assembler plusieurs "éléments constitutifs" afin d'y arriver à moyen terme. De ce fait, le code ASH est en bien des points semblable à ce qui est utilisé par les centres de météorologie pour prédire le climat sur Terre. Le projet STARS (Simulations de la Turbulence, de l'Activité et de la Rotation des étoileS et/ou du Soleil) associé au code ASH, consiste en quelque sorte à comprendre et à modéliser la météorologie de la surface et de l'intérieur des étoiles, le Soleil, de part sa proximité, nous permettant de calibrer nos calculs pour les autres étoiles. Grâce aux nouvelles techniques d'observations astronomiques, notre vision de l'intérieur du soleil est en pleine évolution. D'un statut d'astre chaud, stable et fidèle, le Soleil est devenu un véritable laboratoire de physique présentant des conditions de température et densité inaccessibles sur terre. Ceci a repoussé les frontières des connaissances de la matière dans le domaine des plasmas et de la physique des particules. La compréhension des étoiles amène le développement de nouveaux champs d'investigation auprès des réacteurs et des lasers de puissance. C'est aujourd'hui la connexion entre les différentes échelles temporelles qui est en discussion avec de nouveaux questionnements sur le rôle de la rotation et du magnétisme et leurs implications dans l'interaction du Soleil avec la Terre.

 

Images


Vue 3-D de la composante radiale de la vitesse convective d'une simulation avec ASH de la zone turbulente convective solaire. On peut y voir la richesse et la complexité des mouvements de l'enveloppe convective, qui transportent la chaleur vers l'extérieur, redistribuent le moment cinétique et génèrent le champ magnétique par effet dynamo. (cliquer pour agrandir)

Reconstruction potentielle dans l'atmosphère (couronne) du champ magnétique généré par les mouvement convectifs turbulents d'une simulation avec ASH de la zone convective turbulente et magnétisée solaire. On remarque comment les boucles magnétiques peuvent connecter localement ou à grande distance différentes zones magnétiques de la surface. (cliquer pour agrandir)

 

Vues 3-D de la convection et du champ magnétique interne développés dans le coeur convectif d'une étoile A, deux fois plus massive que le Soleil. Application des progrès réalisés sur le Soleil avec ASH, à d'autres étoiles du diagramme Hertzsprung-Russell (HR).

 


 

Références

 

Maj : 16/02/2007 (1256)

 

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