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 Formation planétaire

Workshop :

Instabilities & Structures in Protoplanetary disks}

Marseille - Les Accoules -
September 17-20th 2012



Les objectifs scientifiques

Nous nous intéressons à la genèse des planètes, aussi bien celles qui constituent le Système Solaire que celles que l’on découvre aujourd’hui en grand nombre autour d’autres étoiles que le Soleil et qu’on appelle exoplanètes. L’objectif est d’étudier les mécanismes de formation planétaire, particulièrement en ce qu’ils ont de générique, en utilisant des approches aussi bien théoriques que numériques. Les problèmes abordés sont, entre autres :

  • l’écoulement du gaz, chargé de poussières solides en suspension, dans les disques proto-planétaires ;
  • le développement d’instabilités et la formation de structures cohérentes dans ces disques ;
  • l’évolution du gaz quand il est couplé avec une composante diluée de particules solides ;
  • l’agglomération du matériau solide par collisions successives ou sous l’action de l’auto-gravité du disque ;
  • l’assemblage des condensations formées en corps pré-planétaires (planétoïdes primordiaux ou cœurs planétaires).

Le but de ces travaux est de mieux comprendre comment se forment les corps pré-planétaires et les planètes en s’appuyant sur :

  • la structure des corps primordiaux observés dans notre système Solaire ;
  • la connaissance des systèmes exo-planétaires (caractéristiques physiques et orbitales) ;
  • la confrontation des simulations numériques avec des expériences de laboratoire (collaboration avec l’équipe
    "Ecoulements tournants et Géophysiques").

Les outils numériques utilisés

La stratégie actuelle du groupe repose sur la réalisation d’un code hydrodynamique
à plusieurs phases : une phase gazeuse couplée à une ou plusieurs phases solides par les forces de friction aérodynamique. L’auto-gravité du disque et une viscosité de type "alpha" peuvent également être prises en compte suivant les sujets abordés.
Ce code est conçu comme un outil spécifiquement construit et optimisé pour l’étude des disques protoplanétaires.

Version 2D et 2-phases

La première version du code est le fruit d’une initiative interdisciplinaire entre le LAM (P. Barge), l’IUSTI (E. Daniel) et l’INRIA Sophia-antipolis (H. Guillard). Il s’agit d’un code utilisant la méthode des volumes finis avec solveur de Riemann exact et schéma de MUSCL-Hancock.
Cette première version a été rendue opérationnelle par S.Inaba et a permis d’obtenir une première série de résultats sur l’instabilité de Rossby. Des améliorations importantes ont été ensuite apportées par C. Surville dans une nouvelle version du code.

  • Auto-gravité du disque
    La contribution gravitationnelle du disque est calculée par FFT (suite à une collaboration avec l’université de Waseda). La contribution des zones externes au domaine d’intégration est prise en compte grâce à une formulation analytique (Huré et al, 2008).
  • Intégration à long terme
    Un nouveau schéma numérique permet de conserver la solution stationnaire avec une précision accrue par rapport au schéma standard. L’utilisation de ce nouveau schéma permet de suivre l’évolution d’un disque sur de grandes échelles de temps (jusqu’à quelques milliers de rotations).

Le code a été également parallélisé avec OpenMP pour bénéficier de la capacité des nouveaux calculateurs mutlti-cœurs à mémoire partagée.

Version tri-dimensionnelle

Une version 3D du code est actuellement développée par S. Richard sur la base de la version 2D et 2-phases. Cette version est actuellement parallélisée avec MPI. Les premiers résultats confirment que l’instabilité de Rossby se produit à 3D comme trouvé par H. Méheut.

Quelques résultats récents

Amélioration de l’outil numérique

L’implémentation d’un nouveau schéma numérique (C. Surville) permet de mieux respecter la solution stationnaire de l’écoulement autour de l’étoile. Grâce à cette amélioration la version 2D du code permet de suivre l’évolution du disque pendant quelques milliers de rotations et donc d’étudier les phénomènes sur des échelles de temps compatible avec les processus de formation planétaire. Cette version du code a été également parallélisée avec OpenMP :

Simulations bi-dimensionnelles

L’instabilité de Rossby conduit à la formation d’une chaîne de tourbillons anticycloniques qui fusionnent progressivement en un seul gros tourbillon. Une fois formées, ces structures peuvent perdurer pendant plusieurs centaines de rotations et migrent progressivement vers l’intérieur du disque. Les simulations que nous avons effectuées ont permis d’étudier de façon détaillée cette évolution et le processus de migration (Surville & Barge, en préparation).

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Instabilité de Rossby : évolution après 4.5 rotations
(simulation C. Surville)
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Instabilité de Rossby : évolution après 44 rotations
(simulation C. Surville)

Simulations tri-dimensionnelles

La version tri-dimensionnelle de notre code est actuellement développé par S. Richard. Les premiers résultats montrent qu’une instabilité de Rossby peut se développer dans un disque 3D de la même façon que dans le cas bi-dimensionnel en opposition avec les résultats des premières simulations 3D (Barranco et Marcus, 2005) mais en accord avec le travail de Méheut et al. (A&A 516, 2010). Ceci offre des perspectives intéressantes pour une étude tri-dimensionnelle de l’instabilité de Rossby mais aussi de l’instabilité Barocline.

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Instabilité de Rossby : évolution aprés 8 rotations
(Simu. : S. Richard ; visu. : J-C. Lambert)
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Instabilité de Rossby : évolution aprés 25 rotations
(Simu: : S. Richard ; visu: : J-C. Lambert)

Cette version du code vient d’être parallélisée avec MPI (contribution de S. Rodionov). Les premiers tests effectués avec ce code indiquent un facteur d’extensibilité (scalability) nettement supérieur à 3 ; ceci ouvre la possibilité de travailler de manière efficace sur des calculateurs hybrides de type réseau de machines à mémoire partagée (tests en cours).



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