Sujet détaillé - Maison de la Simulation

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 107 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 : [phone]
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 high-
order 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 105 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.