PHYSIQUE Physique et informatique
Quelques exemples d'applications
Turbulence
Maints systèmes physiques dans l'Univers sont des fluides. Notre compréhension de la Terre, des planètes, des étoiles et des galaxies dépend crucialement de la dynamique des fluides. Cette discipline mathématique est à la base des développements en météorologie, en océanographie et même en astrophysique. L'observation des fluides astronomiques montre une grande richesse de structures dynamiques, que ce soit dans l'atmosphère jovienne ou dans celle des autres planètes extérieures, dans les nébuleuses, les galaxies en collision ou les phénomènes convectifs dans les étoiles. Mais, bien sûr, le fluide astrophysique le plus facilement observable est l'enveloppe gazeuse et liquide de la Terre. On y observe un éventail remarquable de structures cohérentes qui se superposent à la circulation générale des vents et des courants océaniques. On en trouve à toutes les échelles, des petits tourbillons de poussière l'été aux tornades, cyclones ou tourbillons océaniques de quelques kilomètres à quelques centaines de kilomètres de diamètre jusqu'au vortex polaire s'étendant sur plusieurs milliers de kilomètres. C'est l'existence de structures cohérentes de toutes échelles, et la non-linéarité de leurs couplages, qui rend la théorie de la turbulence si compliquée.
La dynamique des fluides a donc très tôt reposée sur la simulation numérique. Les modèles sur ordinateurs s'efforcent d'inclure tous les processus physiques significatifs. Dans l'exemple de l'atmosphère terrestre, il faudrait tenir compte, entre autres, des montagnes, du rayonnement solaire, de la formation des nuages ou des impuretés dans l'atmosphère. Certaines de ces interactions ont des échelles caractéristiques très petites, dont on ne comprend pas toujours les couplages avec les échelles plus grandes, et que l'on doit traiter de manière approximative. Les calculs numériques de la dynamique des fluides commencent par diviser le fluide en écoulement en le plus grand nombre possible de zones ou cellules individuelles. On suppose que chaque cellule a une structure suffisamment simple pour que la dynamique locale y soit calculable. On est en effet obligé de paramétrer empiriquement les phénomènes se produisant sur une échelle inférieure à la maille du réseau. Les modèles les plus évolués de prédiction du temps ont une résolution spatiale de l'ordre de 100 kilomètres. Cela est insuffisant pour décrire explicitement, par exemple, les cellules convectives ou le frottement de l'atmosphère sur les chaînes de montagnes. Les ordinateurs massivement parallèles et l'accroissement de densité des mémoires vont permettre de diviser la résolution spatiale par 10. La vraie difficulté est – et restera – de déterminer les conditions initiales avec une précision correspondante. La sensibilité des phénomènes turbulents aux conditions initiales et aux erreurs numériques ainsi que leur nature intrinsèquement chaotique limitent les prévisions météorologiques à quelques jours en moyenne.
Structure de l'Univers
L'informatique est aussi indispensable en astrophysique pour comprendre l'Univers primordial, les quasars, les explosions de supernovae, la formation des galaxies, des étoiles et des planètes ainsi que leur évolution. Par exemple, les galaxies présentent une grande variété de tailles et de formes, même si la plupart peuvent être classées comme spirales ou elliptiques. Ces formes hautement symétriques suggèrent un certain degré de stabilité. Certaines galaxies ont cependant une forme très irrégulière. Leur nature a été longtemps matière à controverse. La simulation numérique permet d'en proposer une résolution. Ces objets semblent être des galaxies en collision se transformant d'un type en l'autre. Pour suivre la collision sur des échelles de temps suffisamment[...]
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Écrit par
- Claude ROIESNEL : docteur ès sciences, chargé de recherche au C.N.R.S.
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