Le mod`ele inverse du mod`ele multicouche n´ecessite une grosse puissance et de temps de calcul, car le nombre de param`etres libres est important. Afin de pallier `a ce souci, 2. 50000 pour les 4 premi`eres boucles de l’´etape 3 et 100000 pour les 2 derni`eres. L’´etape 3 est constitu´ee de 6 boucles, ce nombre peut ˆetre augment´e `a 10 si le χ2
est sup´erieur `a 3. 3. Gain d’un facteur temps de 8.5 `a 12
(a) Profil vertical de densit´e mesur´e par SOIR lors du transit de 2012 `a la latitude +49.33¶
(b) ´Etape 1 du mod`ele multicouche inverse, d´eplacement en densit´e de fa¸con rigide du profil de r´ef´erence. La zone grise repr´esente l’intervalle de variation.
(c) ´Etape 2 du mod`ele multicouche inverse, le premier point est obtenu de fa¸con al´eatoire dans un intervalle de densit´e, le point suivant est d´ecal´e de cette valeur al´eatoire `a laquelle s’ajoute une variation al´eatoire de ±10% pour les altitudes inf´erieures `a 90 km et ±20% pour les altitudes sup´erieures `a 90 km
Figure 3.12 – ´Etapes successives du fonctionnement du mod`ele multicouche pour obtenir le profil vertical de densit´e finale
j’ai entrepris de passer le code sur plusieurs processeurs divisant ainsi le temps de calcul en fonction du nombre de processeurs.
J’ai utilis´e OpenMP (Open Multi-Processing) pour parall´eliser le code, l’avantage de cette m´ethode provient du fait que le code n’a pas besoin d’ˆetre r´e´ecrit totalement (comme pour la m´ethode MPI ) mais adapt´e. La zone devant ˆetre parall´elis´ee doit ˆetre plac´ee entre les balises #pragma omp parallel{}. Les boucles pouvant ˆetre parall´elis´ees se voient attribuer des fonctions #pragma{}. Il est n´ecessaire pour cette ´etape de noter les variables qui sont partag´ees `a l’ensemble des threads ou qui doivent rester priv´ees lors du calcul (non partag´ees dans la m´emoire).
Le souci majeur dans la parall´elisation en OpenMP est le partage de la m´emoire vive (RAM ) entre les processus (cœurs ou partie de cœur) ce partage rend la g´en´e- ration al´eatoire classique de nombre (fonction random) non thread-safe (ind´ependance des processus). Ce qui implique que le tirage al´eatoire est identique entre les proces- sus, car l’initialisation est identique et donc chaque thread renvoie le mˆeme r´esultat. J’ai donc du implanter un pseudo-random-generator `a la place d’un random al´eatoire.
L’algorithme Ziggurat4
permet d’avoir un random normal generator (RNG) bas´e sur une distribution gaussienne (normale, uniforme ou exponentielle) qui lui est interne au processus, l’initialisation du RNG se fait `a l’int´erieur de l’it´eration garantissant ainsi une initialisation diff´erente pour chaque thread.
La parall´elisation du code m’a permis de gagner un facteur 5.5 sur le temps de calcul5
. Le facteur n’est pas identique au nombre de processeurs, car le code poss`ede des boucles suppl´ementaires permettant de comparer les r´esultats des threads afin de garder les r´esultats les plus pr´ecis. Il y a ´egalement une d´ecroissance de vitesse avec l’augmentation du nombre de processus (due au partage de la m´emoire). Cependant, le gain de temps est significatif.
4. http://people.sc.fsu.edu/~jburkardt/cpp_src/ziggurat/ziggurat.html 5. Machine de r´ef´erence : MacBook Pro quadri-cœurs 2,6 GHz Intel Core i7, 8 threads
Chapitre 4
Observations de l’aur´eole en 2012
Sommaire
4.1 Introduction : campagnes d’observation . . . 87 4.2 Donn´ees obtenues par les t´elescopes spatiaux et les ob-
servations au sol . . . 88 4.2.1 SDO . . . 88 4.2.2 Hinode . . . 89 4.3 Photom´etrie de l’aur´eole . . . 90 4.3.1 S´election et param´etrisation des donn´ees . . . 90 4.3.2 It´eration des courbes de lumi`ere . . . 97 4.3.3 Barre d’erreur . . . 97 4.3.4 Nettoyage des donn´ees . . . 99 4.3.5 Flux Hinode . . . 100
4.1
Introduction : campagnes d’observation
Chacun des transits historiques a permis aux observateurs de d´ecrire la dur´ee et l’aspect attendu de l’aur´eole : comptes-rendus en 1761-1769, aquarelles et dessins en 1874, 1882, aucune photographie en d´epit de la mise au point d’un appareil `a photo- graphie rapide — le revolver photographique de Janssen [Launay and Hingley (2005)], avant tout destin´e `a la mesure des instants du contact. Lorsqu’en 2004, le premier passage du XXIe si`ecle se produit, l’observation est popularis´ee pour la facilit´e de l’ob- servation du ph´enom`ene par le grand public, sa raret´e, et les vertus de diss´emination des connaissances du point de vue des institutions scientifiques. Nul ne songe alors `a une exploitation scientifique des r´esultats.
Apr`es 2004, les images spectaculaires du satellite Transition Region and Coronal Explorer (TRACE, publi´ees dans Pasachoff et al. (2011)) et les observations film´ees `a l’aide de coronographes amateurs sont revisit´ees `a la suite des premiers r´esultats de la mission Venus Express. Ces r´esultats indiquent une altitude variable de la couche nuageuse en fonction de la latitude dans les observations VEx/VMC et VEx/VIRTIS [Ignatiev et al. (2009)], en accord avec l’exc`es de luminosit´e de l’aur´eole dans les r´egions proches des pˆoles de V´enus. En raison de la difficult´e d’atteindre un signal sur bruit raisonnable (S/N), seules les parties les plus brillantes de l’aur´eole ont pu ˆetre ´echan- tillonn´ees dans les donn´ees TRACE [Tanga et al. (2012)], laissant une forte incertitude
Table 4.1 – Tableau des sites d’observation du transit de 2012, coronographes de l’Observatoire de la Cˆote d’Azur et l’Observatoire de Paris.
Lieux Observateurs Filtre (λ)
Mees Solar Obs., Haleakala, HI, USA J. Pasachoff, B. Babcock, Muzhou Lu B (450 nm)
Mobile station, Hokkaido, Japan N. Thouvenin, M. Imai, T. Fukuhara V (535 nm)
Moondara Obs., Mount Isa, QLD, Australia F. Braga-Ribas, L. Fulham I (760 nm)
Tien Shan Obs., Kazakhstan F. Colas, F. Vachier B
Lowell Obs., AZ, USA W. Sheehan V
Lowell Obs., AZ, USA P. Tanga V
Taiohae, Nuku Hiva, Marquesas Is. C. Veillet R (607 nm)
Mobile station, Svalbard Is., Norway J. Berthier, T. Widemann I
Udaipur Obs., India P. Machado, A. Ambastha R
sur la partie faible du flux de l’aur´eole, lorsque V´enus est plus ´eloign´ee du limbe solaire. Dans ces conditions, il n’a pas ´et´e possible de sonder les couches les plus profondes de la r´efraction, `a proximit´e de l’´epaisseur optique tangentielle τ = 1 de l’atmosph`ere de V´enus.
Lors du transit de 2012, les observations depuis l’espace, mais ´egalement depuis le sol, sont coordonn´ees avec la mission Venus Express dont les op´erations sont mainte- nues [Wilson et al. (2012)]. Au sol, de grands t´elescopes solaires peuvent observer le ph´enom`ene : le NSO/National Solar Observatory/Dunn `a Sacrameto Peak (Nouveau Mexique), `a l’aide d’un spectropolarim`etre IR, FIRS, permet l’imagerie des bandes du CO2 dans l’atmosph`ere de V´enus et partiellement dans l’aur´eole, vers 1.57 µm [Jaeggli
et al. (2013a)]. D’autres observations sont conduites `a Kitt-Peak (Arizona), au t´elescope McMath-Pierce utilisant la cam´era NAC. Une campagne internationale est organis´ee conjointement par P. Tanga `a l’Observatoire de Nice, et T. Widemann `a l’Observatoire de Paris, afin de former l’image et mesurer la courbe de lumi`ere de l’aur´eole en diff´e- rentes stations internationales (Table 4.1, (Widemann et al., 2012b)). Dans le cadre de cette dissertation on ne va pas pr´esenter les r´esultats encore pr´eliminaires de cette exp´e- rience. Toutefois, lorsque la calibration des donn´ees sera termin´ee, une s´erie de mesures de chromaticit´e de l’aur´eole, compl´ementaires aux donn´ees Hinode, sera disponible.