G´ eodynamo & informatique
Alexandre Fournier
LGIT/Universit´e Joseph-Fourier
Module Applications de l’informatique `a la recherche et au d´eveloppement technologique, ´Ecoles doctorales de Lyon, Lyon, 30 mai 2006
alexandre.fournier@ujf-grenoble.fr
1 Vocabulaire
2 Th´eorie
3 Observations
4 Questions ouvertes
5 Simulations num´eriques
6 L’exp´erience Derviche Tourneur Sodium
Informatique
Definition
Informatique : n.f. et adj. (1962), mot cr´ee par Ph. Dreyfus sur le mod`ele de math´ematique,´electronique, et qui a lui-mˆeme servi de mod`ele pour de nombreux d´eriv´es analogiques (bureautique,robotique, etc.). Le mot d´esigne la science et l’ensemble des techniques automatis´ees relatives aux informations (collecte, mise en m´emoire, utilisation, etc.) et l’activit´e ´economique mettant en jeu cette science et ces techniques. L’informatique est en rapport avec les notions de calcul, de classement, d’ordre (cf. ordinateur), de mise en m´emoire et, avec la gestion automatique des donn´ees, des informations au moyen de logiciels et du mat´eriel appropri´e. (Robert historique de la langue fran¸caise, A. Rey)
Dynamo I
Definition
G´en´eratrice de courant continu. La dynamo d’une bicyclette. (Larousse) Conversion d’´energie m´ecanique en ´energie ´electromagn´etique.
L R z
O
A
piste circulaire ω
i
Force ´electromotrice d’induction : e =
Z A
O
(v∧B)·dl
= ωB
Z a
0
rdr
= Ba2 2 ω.
Moment des forces de Laplace :
dΓL= (OM∧dFL)·ˆez= [rˆer∧(−iBdrˆeθ)]·ˆez=−iBrdr.
Dynamo II
Equation ´´ electrique :
e=Ri+Ldi dt =Ba2
2 ω.
Equation m´´ ecanique :
Jdω
dt = Γ−Ba2 2 i.
En supposant queB =ki (k constante)
Ri+Ldidt = Mωi, Jdωdt = Γ−Mi2. (M=ka2/2). Bilan ´energ´etique :
d dt
1
2Jω2+1 2Li2
= Γω−Ri2.
Dynamo III
L’´energie m´ecanique fournie au syst`eme contrˆole son comportement.
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
0 1
t i(t)
Γ J= 1 s−2
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
0 1
t i(t)
Γ
J= 10−1s−2
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
0 1
t i(t)
Γ
J= 10−2s−2
G´ eo I
Athanasius Kichner,Mundus Subterraneus(ca. 1664)
G´ eo II
Lamb & Sington (1998)
0 1000 2000 3000 4000 5000 6000 0
2.5 5 7.5 10 12.5 15 17.5 20
0 1000 2000 3000 4000 5000 60000 500 1000 1500 2000 2500 3000 3500 4000
PSfrag replacements
pressure(kbar) density(M g/m3)
P-wave speed(km/s) S-wave speed(km/s)
depth(km) depth(km) Mantle
Outer Core
Inner Core
Dziewonski & Anderson (1981)
Propri´ et´ es physiques du noyau
Viscosit´e dynamiqueηv – transport mol´eculaire de quantit´e de mouvement.
I ηv ≈6 mPa.s (Poirier, 1988) .
I ηv ≈10 mPa.s (Alf`e & Gillan, 1998).
Conductivit´e thermiqueKT – transport mol´eculaire de chaleur. KT ≈50 W.m−1.K−1 (Stacey & Anderson, 2001).
Conductivit´e ´electriqueσ. Reli´ee `a la diffusivit´e magn´etique
η= 1 µ0σ. η≈2 m2.s−1(Roberts & Glatzmaier, 2000).
Echelles de temps diffusives pour le noyau : ´
τ mag( ≈ 10000 ans) τ vis et τ tem( > 1 Ma).
Propri´ et´ es physiques du noyau
Viscosit´e dynamiqueηv – transport mol´eculaire de quantit´e de mouvement.
I ηv ≈6 mPa.s (Poirier, 1988) .
I ηv ≈10 mPa.s (Alf`e & Gillan, 1998).
Conductivit´e thermiqueKT – transport mol´eculaire de chaleur.
KT ≈50 W.m−1.K−1 (Stacey & Anderson, 2001).
Conductivit´e ´electriqueσ. Reli´ee `a la diffusivit´e magn´etique
η= 1 µ0σ. η≈2 m2.s−1(Roberts & Glatzmaier, 2000).
Echelles de temps diffusives pour le noyau : ´
τ mag( ≈ 10000 ans) τ vis et τ tem( > 1 Ma).
Propri´ et´ es physiques du noyau
Viscosit´e dynamiqueηv – transport mol´eculaire de quantit´e de mouvement.
I ηv ≈6 mPa.s (Poirier, 1988) .
I ηv ≈10 mPa.s (Alf`e & Gillan, 1998).
Conductivit´e thermiqueKT – transport mol´eculaire de chaleur.
KT ≈50 W.m−1.K−1 (Stacey & Anderson, 2001).
Conductivit´e ´electriqueσ.
Reli´ee `a la diffusivit´e magn´etique
η= 1 µ0σ. η≈2 m2.s−1(Roberts & Glatzmaier, 2000).
Echelles de temps diffusives pour le noyau : ´
τ mag( ≈ 10000 ans) τ vis et τ tem( > 1 Ma).
Propri´ et´ es physiques du noyau
Viscosit´e dynamiqueηv – transport mol´eculaire de quantit´e de mouvement.
I ηv ≈6 mPa.s (Poirier, 1988) .
I ηv ≈10 mPa.s (Alf`e & Gillan, 1998).
Conductivit´e thermiqueKT – transport mol´eculaire de chaleur.
KT ≈50 W.m−1.K−1 (Stacey & Anderson, 2001).
Conductivit´e ´electriqueσ.
Reli´ee `a la diffusivit´e magn´etique
η= 1 µ0σ. η≈2 m2.s−1(Roberts & Glatzmaier, 2000).
Echelles de temps diffusives pour le noyau : ´
τ mag( ≈ 10000 ans) τ vis et τ tem( > 1 Ma).
La g´ eodynamo
Th´ eorie dynamo : chronologie subjective
Cowling ’s antidynamo theorem
1600 1839 1919 1934 1946 1958 1994
William Gilbert’s Terrella
Carl Friedrich Gauss
Sir Joseph Larmor’s hypothesis
1949 Bullard
W.Elsasser G. Backus A.Herzenberg
Kinematic dynamos
Direct numerical integration G.Glatzmaier P. Roberts
Larmor (1919), Cowling (1933), Bullard & Gellman (1954), Backus (1958), Glatzmaier & Roberts (1995).
La dynamo cin´ ematique I
La vitessevest impos´ee.
Equation de l’induction´
∂B
∂t =Rm∇×(v∧B) +∇2B.
Rmest le nombre de Reynolds magn´etique Rm=U L
η , avec
U : ´echelle de vitesse.
L: ´echelle de longueur
η : diffusivit´e magn´etique. ([η] =L2T−1)).
Interpr´etation deRm:
Rm= L2/η L/U = τvis
τadv .
L:
v est aliment´e par la convection thermo-chimique (refroidissement) (e.g.
Gubbins & Roberts, 1987).
Autre source possible : in-
stabilit´es fluides dues `a la pr´ecession de l’axe de rotation deL
(Malkus, 1968).
ωd
23.5o
β
Torque
♁
Equator
Ecliptic Plane Pole of Ecliptic
or$
ωp
NOT TO SCALE
Ingr´ edients d’une dynamo : Effets α et ω
α ω
Hollerbach (1996)
Dudley-James s2t2
v=U ∇×t20ˆer+∇×∇×s20ˆer
, = 0,14.Dudley & James (1989)
uφ ψm
N
N
N
N
N
N
5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 75 80 85 90 95 0
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
−1
−2
−3
−4
−5
−6
−7
−8
−9
−10
−11
Rm
non-dimensionalgrowthrate
Limites de l’approche cin´ ematique
Pas de r´etroaction du champ magn´etique sur l’´ecoulement.
Hollerbach (1996) Pas de disparit´e d’´echelle entrev etB.
Approche magn´ etohydrodynamique
Equation de l’induction + lois de conservation.´
∇·v = 0,
Ro(∂tv+v·∇v) + 2ˆez∧v = −∇P+E∇2v
+ qRaΘˆer+ (∇∧B)∧B,
∂tΘ +v·∇Θ = q∇2Θ,
∂tB = ∇∧(v∧B) +∇2B,
∇·B = 0.
Nombres sans dimension : E = ν
ωd2 ≤10−12, q=κ
η ≤10−5, Ra= g0αβd2
ωκ , Ro= u
ωL ≤10−6.
Approche magn´ etohydrodynamique
Equation de l’induction + lois de conservation.´
∇·v = 0,
Ro(∂tv+v·∇v) + 2ˆez∧v = −∇P+E∇2v
+ qRaΘˆer+ (∇∧B)∧B,
∂tΘ +v·∇Θ = q∇2Θ,
∂tB = ∇∧(v∧B) +∇2B,
∇·B = 0.
Nombres sans dimension : E = ν
ωd2 ≤10−12, q=κ
η ≤10−5, Ra= g0αβd2
ωκ , Ro= u
ωL ≤10−6.
Approche magn´ etohydrodynamique
Equation de l’induction + lois de conservation.´
∇·v = 0,
Ro(∂tv+v·∇v) + 2ˆez∧v = −∇P+E∇2v
+ qRaΘˆer+ (∇∧B)∧B,
∂tΘ +v·∇Θ = q∇2Θ,
∂tB = ∇∧(v∧B) +∇2B,
∇·B = 0.
Nombres sans dimension : E = ν
ωd2 ≤10−12, q=κ
η ≤10−5, Ra= g0αβd2
ωκ , Ro= u
ωL ≤10−6.
Approche magn´ etohydrodynamique
Equation de l’induction + lois de conservation.´
∇·v = 0,
Ro(∂tv+v·∇v) + 2ˆez∧v = −∇P+E∇2v
+ qRaΘˆer+ (∇∧B)∧B,
∂tΘ +v·∇Θ = q∇2Θ,
∂tB = ∇∧(v∧B) +∇2B,
∇·B = 0.
Nombres sans dimension : E = ν
ωd2 ≤10−12, q=κ
η ≤10−5, Ra=g0αβd2
ωκ , Ro= u
ωL ≤10−6.
El´ ´ ements magn´ etiques
M•
Nord
Est
bas
X
Y
Z
B D H
I Trois composantesX,Y,Z.
Intensit´eF (kBk),
inclinaison I, d´eclinaisonD.
Le syst` eme magn´ etique terrestre
(NASA)
Description du champ I
Les harmoniques sph´eriques
C.F. Gauss
On peut ´ecrireB~ =−∇V~ mag `a la surface de la Terre.
(Attention ! Ce n’est pas vrai dans une r´egion qui contient des sources du champ magn´etique).
Dans une telle r´egionVmag est solution de l’´equation de Laplace.
∇2Vmag = 0.
Les harmoniques sph´eriques On les noteYlm(θ, φ).
Ylm(θ, φ) =Plm(cosθ) expimφ.
l : degr´e harmonique.
m: ordre angulaire. (m<l)
Exemple
Exemple :
champF
=
1 ×Y10 +
1 ×Y22 +
1×Y76 +
1×Y142 On ´ecrit dans ce cas
F(θ, φ) =Y10(θ, φ) +Y22(θ, φ) +Y76(θ, φ) +Y142(θ, φ).
Les coefficients deF sur la base sont ici ´egaux `a 1 (pour ces harmoniques) o`u `a 0 (pour toutes les autres), c’est un hasard.
Si le degr´e harmoniquel augmente, l’´echelle spatiale associ´ee diminue. On peut faire tendrel(etm) vers l’infini en th´eorie. En pratique, on tronque
` almax.
Quandl= 1, on parle de termes dipolaires.
Quandl= 2, on parle de termes quadrupolaires, etc.
Exemple
Exemple :
champF
=
1 ×Y10 +
1 ×Y22 +
1×Y76 +
1×Y142 On ´ecrit dans ce cas
F(θ, φ) =Y10(θ, φ) +Y22(θ, φ) +Y76(θ, φ) +Y142(θ, φ).
Les coefficients deF sur la base sont ici ´egaux `a 1 (pour ces harmoniques) o`u `a 0 (pour toutes les autres), c’est un hasard.
Si le degr´e harmoniquel augmente, l’´echelle spatiale associ´ee diminue. On peut faire tendrel(etm) vers l’infini en th´eorie. En pratique, on tronque
` almax.
Quandl= 1, on parle de termes dipolaires.
Quandl= 2, on parle de termes quadrupolaires, etc.
Exemple
Exemple :
champF
=
1 ×Y10 +
1×Y22 +
1×Y76 +
1×Y142 On ´ecrit dans ce cas
F(θ, φ) =Y10(θ, φ) +Y22(θ, φ) +Y76(θ, φ) +Y142(θ, φ).
Les coefficients deF sur la base sont ici ´egaux `a 1 (pour ces harmoniques) o`u `a 0 (pour toutes les autres), c’est un hasard.
Si le degr´e harmoniquel augmente, l’´echelle spatiale associ´ee diminue. On peut faire tendrel(etm) vers l’infini en th´eorie. En pratique, on tronque
` almax.
Quandl= 1, on parle de termes dipolaires.
Quandl= 2, on parle de termes quadrupolaires, etc.
Exemple
Exemple :
champF
=
1 ×Y10 +
1×Y22 +
1×Y76 +
1×Y142 On ´ecrit dans ce cas
F(θ, φ) =Y10(θ, φ) +Y22(θ, φ) +Y76(θ, φ) +Y142(θ, φ).
Les coefficients deF sur la base sont ici ´egaux `a 1 (pour ces harmoniques) o`u `a 0 (pour toutes les autres), c’est un hasard.
Si le degr´e harmoniquel augmente, l’´echelle spatiale associ´ee diminue. On peut faire tendrel(etm) vers l’infini en th´eorie. En pratique, on tronque
` almax.
Quandl= 1, on parle de termes dipolaires.
Quandl= 2, on parle de termes quadrupolaires, etc.
Exemple
Exemple :
champF
=
1 ×Y10 +
1×Y22 +
1×Y76 +
1×Y142 On ´ecrit dans ce cas
F(θ, φ) =Y10(θ, φ) +Y22(θ, φ) +Y76(θ, φ) +Y142(θ, φ).
Les coefficients deF sur la base sont ici ´egaux `a 1 (pour ces harmoniques) o`u `a 0 (pour toutes les autres), c’est un hasard.
Si le degr´e harmoniquel augmente, l’´echelle spatiale associ´ee diminue.
On peut faire tendrel(etm) vers l’infini en th´eorie. En pratique, on tronque
` almax.
Quandl= 1, on parle de termes dipolaires.
Quandl= 2, on parle de termes quadrupolaires, etc.
Sources du champ
Grˆace `a l’analyse deVmag `a la surface de la Terre en harmoniques sph´eriquesYlm:
Vmag(r, θ, φ) =RL
∞
X
l=0
"
RL r
l+1 l X
m=0
(glmcos(mφ) +hml sin(mφ))Plm(cosθ)
+ r
RL l l
X
m=0
(qml cos(mφ) +slmsin(mφ))Plm(cosθ)
#
S´eparation des sources externes et internes. NB :
I Sources externes : sources situ´ees `ar>RL.
I Sources internes : sources situ´ees `ar<RL.
99% du champ est d’origine interne (cr´e´e quelque part sous nos pieds). C’est le champ magn´etique terrestre principal.
Spectre de la composante interne de B.
1 2 4 6 8 10 121314 16 18 20 22 0
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
PSfragreplacements
nT
Champ du noyau
Champ crustal
km
Donn´ ees r´ ecentes : observatoires + satellites I
http://www.intermagnet.org 2Hz
Apport de l’informatique (// sismologie) : bases de donn´ees accessibles `a tous.
International Geomagnetic Reference Field (IGRF), World Magnetic Model (WMM).
US/UK World Magnetic Model -- Epoch 2005.0 Main Field Total Intensity (F)
Map Date : 2005.0 Units : nanoTesla Contour Interval : 1000 nanoTesla Map Projection : Mercator
180°
180°
210°
210°
240°
240°
270°
270°
300°
300°
330°
330°
0°
0°
30°
30°
60°
60°
90°
90°
120°
120°
150°
150°
180°
180°
-60° -60°
-30° -30°
0° 0°
30° 30°
60° 60°
25000
25000 25000 25000
30000
30000
30000
30000 30000
30000 30000
30000
35000 35000
35000
35000
35000
35000
35000
35000 35000
35000 35000 35000
40000 40000 40000
40000 40000 40000 40000
40000
40000 40000
40000 40000
45000 45000
45000
45000 45000
45000 45000
45000 45000
45000 45000
45000
50000 50000
50000 50000
50000 50000
50000 50000
50000
50000
50000 50000
55000
55000 55000
55000 55000
55000 55000
55000 55000
55000
60000
60000
60000 60000 60000
65000
65000
US/UK World Magnetic Model -- Epoch 2005.0 Main Field Declination (D)
Map Date : 2005.0
Units (Declination) : degrees (Red contours positive (east), blue negative (west)) Contour Interval : 2 degrees
Map Projection : Mercator 180°
180°
210°
210°
240°
240°
270°
270°
300°
300°
330°
330°
0°
0°
30°
30°
60°
60°
90°
90°
120°
120°
150°
150°
180°
180°
-60° -60°
-30° -30°
0° 0°
30° 30°
60° 60°
-160-150 -140 -130 -120 -110 -100
-100
-90 -90
-80 -80
-80 -70
-70 -70
-70 -60
-60 -60
-60
-60 -50
-50 -50
-50
-50
-50
-40
-40 -40
-40
-40
-40
-40 -40
-30
-30 -30
-30 -30
-30
-30
-30 -30
-30
-20
-20 -20 -20
-20 -20
-20
-20 -20
-20
-20
-20
-20
-20 -20
-20 -20 -20 -20
-10 -10 -10 -10 -10 -10 -10 -10
-10 -10 -10 -10 -10 -10 -10
-10 -10 -10
-10 -10
-10
-10 -10
-10
10 10 10 10 10 10
10
10
10 10
10 10
10 10 10
1010
10
10 10
101010
20 20 20 20 20 20
20 20
20 20
20
20
20 20 20
30 30 30 30
30 30
40 40 40
40 40
50
50 50
50
60
60 60
70 70 80
80 90
90 100110 120130 150140 160 0
0 0 0
0
00
0 0
0 0 0
0 0
0 000
00
0 0
0 0 0
000
US/UK World Magnetic Model -- Epoch 2005.0 Main Field Inclination (I)
Map Date : 2005.0
Units (Inclination) : degrees (Red contours positive (down), blue negative (up)) Contour Interval : 2 degrees
Map Projection : Mercator 180°
180°
210°
210°
240°
240°
270°
270°
300°
300°
330°
330°
0°
0°
30°
30°
60°
60°
90°
90°
120°
120°
150°
150°
180°
180°
-60° -60°
-30° -30°
0° 0°
30° 30°
60° 60°
-80
-80 -60 -60 -60
-60
-60 -60
-60 -60
-60 -60
-40 -40
-40 -40
-40 -40
-40
-20 -20 -20
-20
-20 -20
-20
20 20 20 20
20 20
20
40 40 40
40
40 40
40
60 60
60 60
60 60
60
80 80
80 80
0 0 0
0
0 0
0
D´ emo ?
Programmes directement utilisables : une d´emo ?
Satellites I
Missions r´ecentes: missions Magsat (1980) / Ørsted (1999-2004) / Champ (2000-) / SAC-C + Swarm `a venir (lancement en 4/2010) (ESA).
Mod`eles plus fins de variation s´eculaire. CHAOS (Olsen et al., 2006): ∂tB
Satellites II
US/UK World Magnetic Model -- Epoch 2005.0 Annual Change Total Intensity (F)•
Map Date : 2005.0
Units : nanoTesla/year (Red contours positive change, blue negative change) Contour Interval : 5 nanoTesla/year
Map Projection : Mercator 180°
180°
210°
210°
240°
240°
270°
270°
300°
300°
330°
330°
0°
0°
30°
30°
60°
60°
90°
90°
120°
120°
150°
150°
180°
180°
-60° -60°
-30° -30°
0° 0°
30° 30°
60° 60°
-120
-120 -100
-100 -100 -100
-80
-80
-80 -80
-80
-80 -80
-80
-60
-60 -60
-60
-60
-60
-60
-60
-60 -60 -60 -40
-40
-40 -40
-40 -40 -40
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-20
-20
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20
20
20 20 20 20 20
20 20
20
40
40
40
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40 40 40 40
40
60
60
60
60 60
60 60
80
80 80
100
100 120
0 0
0
0
0 0
0
0
0 0
0
0
Satellites III
Naissance d’une communaut´e g´eomagn´etique dans son ensemble http://www.sciences.univ-nantes.fr/geol/Swarm/1stmeeting.html
Variabilit´ e du signal g´ eomagn´ etique principal
PSfrag replacements
10−5 10−2 10−1 1 10 102 103 104 105 106 107
Filtrepasse-bas:lemanteau
Secousses
variation s´eculaire
Dur´ee d’une inversion
Cretaceous superchron
ondes sonores ondes inertielles
1 jour τad
τM
Ondes de torsion
τ (ans)
Inversions du champ magn´ etique terrestre
L’inclinaison peut varier brutalement dans une carotte. Inversion du champ magn´etique terrestre. Ph´enom`ene observ´eGLOBALEMENTdans les enregistrements.
Glatzmaier & Roberts (1995) Dur´ee d’une inversionO(10) kyr.
Donn´ ee pal´ eomagn´ etiques I
Ble plus ancien enregistr´e : 3 Ma.
Fonctionnement de la g´eodynamo aux ´echelles de temps g´eologiques.
Hypoth`ese du dipole axial centr´e .
Fondement de la th´eorie de la tectonique des plaques (196x).
Heirtzler (1968) Backus et al. (1996)
Donn´ ee pal´ eomagn´ etiques II
Fr´equence des inversions dans la pass´e
D’apr`es Merrill et al. (1996).
Variation s´ eculaire : de l’ann´ ee ` a quelques si` ecles
Position du pˆole g´eomagn´etique
-80˚
-80˚
-60˚
-60˚
-40˚
-40˚
-20˚
-20˚
75˚ 75˚
80˚ 80˚
85˚ 1600 85˚
1630
1660
1690
1720 1750
1780
1840 1810
1870
1990
G. L´egaut (LGIT)
Variations de l’intensit´e du dipˆole :
Backus et al. (1996)
Variation s´ eculaire et mouvements ` a la surface du noyau
Approximation du flux gel´e + hypoth`ese quasi-g´eostrophique.
Eymin (2004) ;→: 37km / an.
Secousses g´ eomagn´ etiques (geomagnetic jerks)
dD/dt
?
PSfrag replacements
10−5 10−2 10−11 10 102 103 104 105 106 107
Filtrepasse-bas:lemanteau
Secousses
variation s´eculaire
Dur´ee d’une inversion
Cretaceous superchron
ondes sonores ondes inertielles
1 jour τad
τM
Ondes de torsion
τ(ans)
M´ecanisme(s) contrˆolant la variation s´eculaire.
Couplage noyau-manteau
Inversions : m´ecanisme, fr´equence.
Simulations num´ eriques I
Principe : Discr´etisation en espace et en temps des lois de conservation (masse, quantit´e de mouvement, ´energie) et des ´equations de Maxwell (approximation MHD). Un mod`ele peut ˆetre repr´esent´e par un vecteurX.
X˙ =f(X,t).
Adimensionnement, f d´epend de nombres sans dimension. En discr´etisant tn=n∆t,
Xn+1=Xn+ ∆tf Xn,Xn+1,tn,tn+1 .
Id´ee du volume : 8 champs scalaires `a ´evaluer sur 50 points de grille dans chaque direction de l’espace : 106valeurs.
Nombres d’iterations : si ∆t = 2 semaines, pour 105ans : 105×25 = 2,5 millions d’iterations.
→Calcul intensif (high performance computing).
Mise en pratique :
En espace : harmoniques sph´eriques et/ou m´ethodes de grille (diff´erences finies, ´el´ements finis, volumes finis, ´el´ements spectraux).
En temps : diff´erences finies (explicite, implicite, mixte).
Un rapide tour num´ erique des mod` eles actuels I
D´ecomposition devetBen champs polo¨ıdal-toro¨ıdal.
D´eveloppement horizontal en harmoniques sph´eriques En rayon
• Polynˆomes de Tchebytchev (Glatzmaier, 1984).
• Diff´erences finies (Dormy et al., 1998; Kuang & Bloxham, 1999).
Avantages ;−) : Beaucoup
1 Faible dispersion num´erique.
2 Pas de probl`eme au pˆole.
3 B: raccord naturel `a un champ potentiel ext´erieur.
D´efauts :−( :
1 Calcul pseudo-spectral des termes non-lin´eaires. Coˆut de la transform´ee de Legendre (M2contreMlogMpour FFT).
2 Base globale : parall´elisation pas naturelle.
3 G´eom´etrie sph´erique uniquement (pr´ecession).
Caract´eristiques des mod`eles actuels (Dormy et al., 2000):
Inversions.
Morphologie deB.
D´erive vers l’Ouest.
mod`ele
donn´ees Kuang & Bloxham (1997)
Transition vers des m´ ethodes locales
Ces dix derni`eres ann´ees, on a beaucoup appris sur le fonctionnement de la g´eodynamo et la dynamique du noyau grˆace aux mod`eles num´eriques reposant sur les harmoniques sph´eriques.
On cherche maintenant `a d´evelopper des mod`eles permettant des temps d’int´egration plus longs,
de r´eduire E,
de n’ˆetre pas restreint `a une g´eom´etrie sph´erique pure.
Effort international pour d´evelopper des mod`eles reposant sur des bases locales (parall´elisation) :
´el´ements finis (Matsui & Okuda, 2003),
´el´ements spectraux (Fournier et al., 2004, 2005; Fournier, 2006).
volumes finis (Harder & Hansen, 2005).
La m´ ethode des ´ el´ ements spectraux
Id´ee: combiner la flexibilit´e g´eom´etrique de la m´ethode des ´el´ements finis et la pr´ecision des m´ethodes spectrales (Maday & Patera, 1989).
Bases locales de polynˆomes de haut degr´e (7−14).
Propri´et´es:
Convergence spectrale.
Faible dispersion num´erique.
G´eom´etrie tensoris´ee.
D´ecomposition de domaine naturelle.
El´ ´ ements spectraux et g´ eophysique
Dynamique de l’atmosph`ere et de l’oc´ean – ´Equation en eau peu profonde.
Taylor et al. (1997); Levin et al. (2000); Giraldo (2001)
Douglas et al. (2003)
Alexandre Fournier (LGIT/Universit´e Joseph-Fourier) G´eodynamo & informatique 30/05/06 46 / 76
Sismologie globale et r´egionale – l’´equation d’onde.
Komatitsch & Vilotte (1998); Komatitsch & Tromp (1999); Chaljub (2000);
Komatitsch et al. (2002); Chaljub et al. (2003)
Vector function = Uvec Cubed Sphere U_X from -0.0081 to 0.0040
Consid´ erations pratiques
http://bladerunner.princeton.edu Avec ce type d’approche, les calculs se font sur
des fermes de PC op´er´es par Linux, en utilisant MPI (Gropp et al., 1999).
←Le futur du calcul haute-performance acces- sible `a tous !
Application au noyau
Maillage d’une coquille sph´erique.
Approche hybride Fourier–´el´ements spec- traux
Hyp : domaine `a sym´etrie de r´evolution (sph`ere, sph´ero¨ıde).
Coordonn´ees cylindriques (s, φ,z).
D´eveloppement en s´eries de Fourier enφ.
SEM parall`ele appliqu´ee aux pbs m´eridionaux.
Calcul de la pression : splitting alg´ebrique (consistant).
Solveurs elliptiques multi-niveaux (≈
multigrille) .
Outils
Langages : f77,f90, c.
Biblioth`eques (http://www.netlib.org)
BLAS, LAPACK (Produit matrice-vecteur, matrice-matrice, factorisation, inversion).
FFTW (Fastest Fourier Transform in the West) (MIT) http://www.fftw.org.
OPENMP - shared memory.
MPI (Message Passing Interface) - distributed memory.
I MPICH (Los Alamos)
I LAMMPI
I A venir : OPENMPI (routines globales optimis´` ees) http://www.open-mpi.org.
Simulations : bilan
Simulation la plus proche deL
`a ce jour : Takahashi et al. (2005).
E = 4.10−6. Plusieurs semaines sur 512 noeuds du Earth simulator (1 noeud:8 processeurs).
www.es.jamstec.go.jp/esc/eng/
Post-traitement des simulations I
R´eduire la dimensionalit´e : grandeurs int´egrales, spectres.
Visualisation 3D.http://www.paraview.org
Post-traitement des simulations II
Convection en rotation :
DTS
Enjeux scientifiques
DTS
L
Leff
ES
PARODY (FD- Ylm)
0. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15
0. 1 2 3 4 5 6
−logE
−logPm
QG : Schaeffer & Cardin (2006)
DTS
Enjeux scientifiques
Dynamo exp´erimentale `a vocation g´eophysique.
Rm≤ O(30)
Dynamos exp´erimentales ayant fonctionn´e : Riga et Karlsruhe.
Stieglitz & M¨uller (2001). Voir aussi Gailitis et al. (2001)
Compl´ement pour l’´etude de la variation s´eculaire. . 0,05 s(DTS) = 40 000 yr(M
).
Principe :
Taylor–Couette MHD sph´erique
ω + ∆ ω ω
b a
Γ
R´ealisation O(300) k€(´etude, etc.).
Equations DTS ´
Ro∂tv+Ro(v·∇v) + 2ˆez×v = −∇P+E∇2v+EHa2
Rm (∇×B)×B,(1)
∇·v = 0, (2)
∂tA = −∇V + 1
Rm∇2A+v×B, (3)
∇·A = 0, (4)
(B = ∇×A) (5)
where
Ro= U
Lω, E= ν
ωL2, Ha= BL pµ0ρfνη are the Rossby, Ekman, and Hartmann numbers, respectively.
YMCA
La sph` ere
Nataf et al. (2006)
Apport de l’informatique I
2 ordinateurs : un de surveillance + un de commande. Interfa¸cage `a l’aide de Labview. Budget informatique'5% du budget total.
Passage d’une branche ` a une autre :
Arrˆ et : spin down.
+ Traitement de la masse de donn´ees g´en´er´ees (cf. plus loin).
Alexandre Fournier (LGIT/Universit´e Joseph-Fourier) G´eodynamo & informatique 30/05/06 62 / 76
Donn´ ees acquises et control´ ees en temps r´ eel
Traitement des donn´ees
P, Γ,ω,B, ∆V.
Echantillonnage : 1´ −2 kHz. Filtre RC passe-bas,fc = 500 Hz avant la carte d’acquisition.
+ v´elocim´etrie Doppler (vitesse radiale ou azimutale selon l’angle de tir).
Un ‘run’ : quelques heures d’enregistrements→plusieurs Gigaoctets de donn´ees.
Traitement et analyse : matlab/scilab. Grande masse de donn´ees : calculateur de l’observatoire (16 Go de m´emoire vive sur certains noeuds).
http://www.obs.ujf-grenoble.fr/SCCI/
Mesure du potentiel ´ electrique (Denys Schmitt) I
1 Signal brut. M´ediane 3 points.
Mesure du potentiel ´ electrique (Denys Schmitt) II
2 PSD (densit´e spectrale) : module de la transform´ee de Fourier
Mesure du potentiel ´ electrique (Denys Schmitt) III
3 La mˆeme moyenn´ee par tranche de 2Hz.
V´ elocim´ etrie Doppler (Daniel Brito) I
Principe : Brito et al. (2001).
file2 BRUT
Time in seconds
Distance to the probe in mm
0 50 100 150 200 250 300
50 100 150 200 250 300 350
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900
V´ elocim´ etrie Doppler (Daniel Brito) II
file2 PDF BRUT
Velocity (mm/s)
Distance to the probe in mm
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900
50 100 150 200 250 300 350
0 0.02 0.04 0.06 0.08 0.1
Etat moyen - Instabilit´ ´ es / Ondes I
Ha= 10,E = 1 Ha= 10,E = 10−2 Ha= 10,E = 10−4
Etat moyen - Instabilit´ ´ es / Ondes II
(Thierry Alboussi`ere). Ondes d’Alfv`en ?
Bibliographie I
Alf`e, D. & Gillan, M. J., 1998. First-principles calculation of transport coefficients,Phys.
Rev. Lett.,81(23), 5161–5164.
Backus, G. E., 1958. A class of self-sustaining dissipative spherical dynamos,Ann. Phys., 4, 372–447.
Backus, G. E., Parker, R., & Constable, C., 1996.An Introduction to Geomagnetism, Cambridge Univ. Press.
Brito, D., Nataf, H.-C., Cardin, P., Aubert, J., & Masson, J.-P., 2001. Ultrasonic Doppler velocimetry in liquid gallium,Exper. in Fluids,31, 653–663.
Bullard, E. & Gellman, H., 1954. Homogeneous Dynamos and Terrestrial Magnetism, Royal Society of London Philosophical Transactions Series A,247, 213–278.
Chaljub, E., 2000.Mod´elisation num´erique de la propagation d’ondes sismiques en g´eom´etrie sph´erique : application `a la sismologie globale, Ph.D. thesis, Institut de Physique du Globe de Paris.
Chaljub, E., Capdeville, Y., & Vilotte, J.-P., 2003. Solving elastodynamics in a fluid-solid heterogeneous sphere: A parallel spectral element approximation on non-conforming grids,J. Comput. Phys.,152, 457–491.
Cowling, T. G., 1933. The magnetic field of sunspots,Month. Not. Royal Astro. Soc.,
Bibliographie II
Dormy, E., Cardin, P., & Jault, D., 1998. MHD flow in a slightly differentially rotating spherical shell, with conducting inner core, in a dipolar magnetic field,Earth Planet.
Sci. Lett.,160, 15–30.
Dormy, E., Valet, J.-P., & Courtillot, V., 2000. Numerical models of the geodynamo and observational constraints,Geochemistry Geophysics Geosystems,1(62).
Douglas, C. C., Haase, G., Iskandarani, M., & Reitzinger, S., 2003. Special solutions strategies inside a spectral element ocean model.
Dudley, M. & James, W., 1989. Time-dependent kinematic dynamos with stationary flows,Proc. R. Soc. Lond. A,425, 407–429.
Dziewonski, A. & Anderson, D., 1981. Preliminary reference Earth model (P.R.E.M.), Phys. Earth. Planet. Int.,25, 297–356.
Eymin, C., 2004.Etude des mouvements `´ a la surface du noyau terrestre : du 17`eme au 21`eme si`ecle, Ph.D. thesis, IPGP.
Fournier, A., 2006. Magnetohydrodynamics in a domain bounded by a spherical surface:
A Fourier–spectral element approximation involving a Dirichlet to Neumann operator for the resolution of the exterior problem, inEuropean Conference on Computational Fluid Dynamics, edited by P. Wesseling, E. O˜nate, & J. P´eriaux.
Bibliographie III
Fournier, A., Bunge, H.-P., Hollerbach, R., & Vilotte, J.-P., 2004. Application of the spectral element method to the axisymmetric Navier-Stokes equation,Geophys. J.
Int.,156, 682–700.
Fournier, A., Bunge, H.-P., Hollerbach, R., & Vilotte, J.-P., 2005. A Fourier-spectral element algorithm for thermal convection in rotating axisymmetric containers,J.
Comput. Phys.,204, 462–489.
Gailitis, A., Lielausis, O., Platacis, E., Dement’ev, S., Cifersons, A., Gerbeth, G., Gundrum, T., Stefani, F., Christen, M., & Will, G., 2001. Magnetic Field Saturation in the Riga Dynamo Experiment,Physical Review Letters,86, 3024–3027.
Giraldo, F. X., 2001. A spectral element shallow water model on spherical geodesic grids, Int. J. Num. Meth. Fluids,35, 869–901.
Glatzmaier, G. A., 1984. Numerical simulations of stellar convective dynamos I. The model and method,J. Comput. Phys.,55, 461–484.
Glatzmaier, G. A. & Roberts, P. H., 1995. A three-dimensional self-consistent computer simulation of a geomagnetic reversal,Nature,377, 203–209.
Gropp, W., Lusk, E., & Skjellum, A., 1999.Using MPI: Portable Parallel Programming with the Message-Passing Interface, MIT Press, Cambridge, MA, 2nd edn.
Gubbins, D. & Roberts, P. H., 1987. Magnetohydrodynamics of the Earth’s core, in
Bibliographie IV
Harder, H. & Hansen, U., 2005. A finite-volume solution method for thermal convection and dynamo problems in spherical shells,Geophys. J. Int.,161, 522–532.
Heirtzler, J., 1968. Evidence for ocean floor spreading accross the ocean basins, inThe history of the Earth’s crust, edited by R. A. Phinney, Princeton Univ. Press.
Hollerbach, R., 1996. On the theory of the geodynamo,Phys. Earth Planet. Inter.,98, 163–185.
Komatitsch, D. & Tromp, J., 1999. Introduction to the spectral element method for three-dimensional seismic wave propagation,Geophys. J. Int.,139, 806–822.
Komatitsch, D. & Vilotte, J.-P., 1998. The spectral element method: An effective tool to simulate the seismic response of 2D and 3D geological structures,Bull. Seism. Soc.
Am.,88, 368–392.
Komatitsch, D., Ritsema, J., & Tromp, J., 2002. The spectral-element method, beowulf computing, and three-dimensional seismology,Science,298, 1737–1742.
Kuang, W. & Bloxham, J., 1997. An Earth-like numerical dynamo model,Nature,389, 371–374.
Kuang, W. & Bloxham, J., 1999. Numerical modeling of magnetohydrodynamic convection in a rapidly rotating spherical shell: Weak and strong field dynamo action, J. Comput. Phys.,51, 51–81.
Bibliographie V
Lamb, S. & Sington, D., 1998.Earth story: the shaping of our world, Princeton Univ.
Pr., Princeton, NJ.
Larmor, J., 1919. Possible rotational origin of magnetic fields of Sun and Earth,Elec.
Rev.,85, 412.
Levin, J. G., Iskandarani, M., & Haidvogel, D. B., 2000. A nonconforming spectral element ocean model,Int. J. Num. Meth. Fluids,34, 495–525.
Maday, Y. & Patera, A. T., 1989. Spectral element methods for the incompressible Navier–Stokes equations, inState-of-the-Art Surveys on Computational Mechanics, edited by A. K. Noor & J. T. Oden, pp. 71–143, ASME.
Malkus, W., 1968. Precession of the Earth as the cause of geomagnetism,Science,160, 259–264.
Matsui, H. & Okuda, H., 2003. Development of a simulation code for MHD dynamo processes using the GeoFEM platform,Int. J. Comp. Fluid Mech., Accept´e pour publication.
Merrill, R., McElhinny, M., & McFadden, P., 1996.The magnetic field of the Earth, Academic Press, New York.
Nataf, H.-C., Alboussi`ere, T., Brito, D., Cardin, P., Gagni`ere, N., Jault, D., Masson, J.-P., & Schmitt, D., 2006. Experimental study of super-rotation in a magnetostrophic
Bibliographie VI
Olsen, N., L¨uhr, H., Sabaka, T. J., Mandea, M., Rother, M., Tøffner-Clausen, L., &
Choi, S., 2006. CHAOS - A model of Earth’s magnetic field derived from CHAMP, Ørsted, and SAC-C magnetic satellite data,Geophys. J. Int., in press.
Poirier, J.-P., 1988. Transport properties of liquid metals and viscosity of the Earth’s core,Geophys. J. Roy. Astron. Soc.,92, 99–105.
Roberts, P. & Glatzmaier, G., 2000. Geodynamo theory and simulations,Rev. Mod.
Phys.,72(4), 1081–1123.
Schaeffer, N. & Cardin, P., 2006. Quasi-geostrophic kinematic dynamos at low magnetic prandtl number,Earth Planet. Sci. Lett.,245(3-4), 595–604.
Stacey, F. & Anderson, O., 2001. Electrical and thermal conductivities of Fe-Ni-Si alloy under core conditions,Phys. Earth Planet. Inter.,124, 153–162.
Stieglitz, R. & M¨uller, U., 2001. Experimental demonstration of a homogeneous two-scale dynamo,Physics of Fluids,13, 561–564.
Takahashi, F., Matsushima, M., & Honkura, Y., 2005. Simulations of a Quasi-Taylor State Geomagnetic Field Including Polarity Reversals on the Earth Simulator,Science, 309, 459–461.
Taylor, M., Tribbia, J., & Iskandarani, M., 1997. The spectral element method for the shallow water equations on the sphere,J. Comput. Phys.,130, 92–108.