Sujet détaillé - Maison de la Simulation
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Formulaire de proposition de sujet de thèse (Français) Titre : Évolution dynamique primordiale des petits corps du Système Solaire Mots clés : Petits corps – Dynamique - Origine Description du sujet : Voir page suivante Encadrant : Nom, prénom : PETIT Jean-Marc Organisme : CNRS Adresse : 41 bis avenue de l'Observatoire, BP. 1615, F-25010 Besançon cedex, FRANCE Téléphone : 03 81 66 69 29 Mél : [email protected] Etes-vous titulaire d’une HDR ou d’un doctorat d’Etat (oui, non, en cours) ? OUI Nombre de doctorants qui seront encadrés au cours de la prochaine année ? 1 Nombre de thèses déjà encadrées ? 3 Etablissement d’inscription potentiel ? Université de Franche Comté Ecole doctorale potentielle ? École Doctorale Carnot Pasteur (ED 554) Ce sujet est-il susceptible de faire l’objet d’un co-financement entre la Maison de la Simulation et un autre établissement : Non Le cas échant, établissement partenaire : Évolution dynamique primordiale des petits corps du Système Solaire L'étude des ceintures de petits corps, en particulier la ceinture de Kuiper, est un excellent moyen de comprendre la formation du Système Solaire. Au cours de la dernière décennie notre groupe a réalisé plusieurs grands relevés de la ceinture de Kuiper, nous permettant pour la première fois de mesurer la structure dynamique fine de la ceinture de Kuiper classique, avec ses 2 populations froides (faible inclinaison) confinées en demi-grand axe (le noyau et la partie agitée), et sa population chaude qui s'étend au-delà des limites de détection. Nous avons aussi pu quantifier l'importance des résonances et leurs populations relatives, et le nombre d'objets actuellement en interaction forte avec Neptune. Nous avons aussi mis en évidence des populations d'objets insoupçonnés, tel que le premier TransNeptunien rétrograde, 2008 KV42, et un précurseur probable d 'une comète type Halley, 2009 MS9. Aucun des modèles proposés à ce jour pour expliquer la formation de la ceinture de Kuiper ne reproduit correctement les différentes populations dynamiques que nous avons décrites. Le modèle dit de Nice (Levison et al, AJ, 2011) est intéressant et semble reproduire plusieurs observables. Cependant il produit une ceinture de Kuiper de trop faible inclinaison, bien que avec une approche très similaire, Gomes (Icarus, 2003) obtient une inclinaison suffisante.Enfin, la structure interne des populations résonantes et leurs importances relatives ne sont pas bien reproduites. Le modèle du Grand Tack suppose la migration des planètes géantes Jupiter et Saturne pour reproduire la structure du Système Solaire interne, en particulier la faible masse de Mars (Walsch et al. 2011, Narure, 475). Comprendre l'origine des petits corps, et déméler leurs propriétés physiques et chimiques pour porter des contraintes sur les modèles de formation nécessite d'étudier le destin des astéroïdes et des comètes, et leur mélange le cas échéant, dans ce nouveau cadre. Pour répondre à chacune des questions clés présentées ci-dessus, il faut des simulations N-corps massives, avec ou sans interaction avec un environnement gazeux, sur des temps allant de quelques millions à plus d'un milliard d'années. Récemment, Rein & Liu (2012, A&A, 537) et Rein & Spiegel (2015, MNRAS, 446) ont proposé un nouveau logiciel libre, REBOUND, pour intégrer le problème à N-corps – collisionel si nécessaire – avec un intégrateur d'ordre élevé très rapide, ainsi que des intégrateurs symplectiques plus conventionnels. Le code est écrit pour permettre un portage simple sur des machines MPI (pour des intégrations d'assez court terme avec un très grand nombre de particules – grande quantité de calcul par processus, peu de communications), ou vers des GPU, processeurs Hybrides ou des machines multicoeur en utilisant le paradigme OpenCL (plus faible charge de calcul par processus, plus grand taux de communication). D'une part nous modéliserons l'évolution de millions de particules sous l'influence des planètes géantes dans une nébuleuse en évolution auto-cohérente pour 105 à 106 orbites, des calculs intensifs sur un grand nombre de coeurs en utilisant MPI ainsi qu'une discrétisation spatiale et un arbre de communication optimisés. D'autre part, nous étudierons l'évolution purement gravitationnelle de plusieurs 105 particules en interaction avec les planètes géantes pour 10 7 à 109 ans. Les particules sont massives et agissent sur la dynamique des planètes géantes, pilotant leur migration dans le modèle de Nice. Cette seconde partie nécessitera l'utilisation d'OpenCL sur un grand nombre de coeurs / processeurs hybrides. Un grand nombre de particule est recquis dans chacun des deux volets car l'efficacité de formation des ceintures de petits corps est de 1 % à 0.1 % au maximum. Formulaire de proposition de sujet de thèse (English) Title : Primordial dynamical evolution of the small bodies of the Solar System Keywords : Small bodies – Dynamics - Origin Description of the project : See next page Adviser : Name, Firstname : PETIT Jean-Marc Institution : CNRS Address : 41 bis avenue de l'Observatoire, BP. 1615, F-25010 Besançon cedex, FRANCE Phone : +33 (0) 381 666 929 Mail : [email protected] Etes-vous titulaire d’une HDR ou d’un doctorat d’Etat (oui, non, en cours) ? YES Nombre de doctorants qui seront encadrés au cours de la prochaine année ? 1 Nombre de thèses déjà encadrées ? 3 Etablissement d’inscription potentiel ? Université de Franche Comté Ecole doctorale potentielle ? École Doctorale Carnot Pasteur (ED 554) Ce sujet est-il susceptible de faire l’objet d’un co-financement entre la Maison de la Simulation et un autre établissement : Non Le cas échant, établissement partenaire : Primordial dynamical evolution of the small bodies of the Solar System The best avenue to understand the formation of the Solar System is certainly to study the small body populations, in particular the Kuiper belt. Over the last decade, our group has perfomed several large surveys of the Kuiper belt, allowing us for the first time to expose and quantify the fine dynamic structure of the classical Kuiper belt, with 2 cold (low inclination) populations confined in semimajor axis (the kernel and the stirred component), and an extended hot population all the way to beyond the detection limit. We also quantified the importance of the mean motion resonances and their relative populations, as well as how many objects are currently scattering off Neptune. Finally, we also exposed new unsuspected objects such as the first retrograde TransNeptunian Object, 2008 KV42, and a possible precursor of a Halley type comet, 2009 MS9. None of the models proposed to date to explain the formation of the Kuiper belt can reproduce correctly all the dynamic populations that we have described. The Nice model (Levison et al, AJ, 2011) is interesting and seems to explain several observables. However, it generates a Kuiper belt with too low inclinations, eventhough with a very similar approach, Gomes (Icarus, 2003) obtained satisfactory inclinations. Moreover, the very important resonance interior structures, as well as their relative numbers are not properly reproduced. The Grand Tack model assumes migrating giant planets Jupiter and Saturn to reproduce the structure of the inner Solar System, particularly the mass of Mars (Walsch et al. 2011, Narure, 475). Understandind the origin of the small bodies, and disentangling their physical and chemical properties to place constraints on the formation models requires to study the fate of asteroids and comets, and their mixing if any, within this new framework. Addressing each and any of the key questions mentioned above require massive N-body simulations, with and without interaction with a gaseous environment, on time scales of a few miilion to a few hundred million or even over a billion years. Recently, Rein & Liu (2012, A&A, 537) and Rein & Spiegel (2015, MNRAS, 446) presented a new free software, REBOUND, to integrate the – possibly collisional – N-body problem with a new implementation a very fast highorder integrator, as well as more conventional symplectic integrators. The code is written in a way that allows to easily port it to MPI machines (for shorter term integrations with very large number of particles – high computing load per process, low communication load), or to GPUs, hybryd processors like XeonPhy and multicore machines using the OpenCL paradigm (lower computing load per process, high communication load). The goal of the project is two-fold. One part consists in developing a model describing the evolution of millions of particles under the influence of the giant planets in a selfconsistantly evolving nebula for 105 to 106 orbits. This requires intensive computations on a large number of cores using MPI and an optimized domain discretization and communication tree. The other part consists in the purely gravitationnal evolution of several 10 5 particles in interaction with the giant planets for tens to hundreds million years. The particles are massive and act on the dynamics of the giant planets, driving their migrations in the Nice model. This second part will likely require using the OpenCL paradigm on multicore or hybrid processor machines, with a large number of cores/processors. The large number of particles is required in both cases as the efficiency of formation of the small body belts is 1 % to 0.1 % at most.
