Le champ magnétique terrestre a sans doute joué un rôle essentiel pour le développement de la vie sur Terre. En effet, les planètes qui ne possèdent pas de champ magnétique sont également souvent dépourvues d’atmosphère, comme c’est le cas de Mars. Car sans champ magnétique, l’atmosphère est vulnérable à une érosion par le vent solaire. Connaître l’histoire et l’évolution au cours du temps du champ magnétique permet donc d’obtenir de précieuses informations sur les caractéristiques d’une planète et son processus de formation. À l’échelle de la Terre, la connaissance et la prévisibilité des évolutions du champ magnétique constituent un enjeu majeur dans de nombreux domaines d’applications : aéronautique, spatial mais aussi guidage de forages profonds.

À l’origine du champ magnétique d’une planète tellurique, on retrouve généralement l’effet dynamo : le lent refroidissement de l’intérieur d’une planète engendre des mouvements de convection dans son noyau de métal liquide qui, associé à sa rotation propre, produit un champ magnétique. Cet effet dynamo est modélisé par les équations de la magnétohydrodynamique (MHD), qui couple la physique des fluides aux équations de l’induction électromagnétique.

En 2016, l’équipe de Nathanaël Schaeffer du laboratoire ISTerre (unité mixte CNRS - Université Grenoble Alpes) a réalisé des simulations de magnétohydrodynamique du noyau liquide d’une planète type, à des résolutions encore jamais atteintes, dépassant 5 milliards de points (1280 x 1504 x 2688). Le niveau de résolution est extrêmement important dans ce type de problème car il permet de résoudre de petites échelles (bien visibles sur la figure 2), indispensables à la description des écoulements turbulents à l’intérieur des noyaux.

Ces nouvelles simulations, plus réalistes que l’état de l’art actuel, mettent en lumière de nombreux phénomènes nouveaux : hétérogénéités dans le champ magnétique avec des zones intenses localement contrastant avec une intensité moyenne relativement faible, apparition spontanée d’écoulements à grande échelle avec des tourbillons de taille importante, dérive vers l’ouest du champ magnétique et ondes de torsion, phénomènes jusqu’alors non reproduits dans une même simulation.

Figure 1 - Champ magnétique radial à la surface et intensité magnétique à l’intérieur du noyau de la planète

Pour atteindre ces niveaux de résolution, un important travail d’optimisation du code a été effectué par l’équipe, permettant de tripler l’efficacité du calcul par la vectorisation et l’optimisation de la transformée en harmonique sphérique, et de porter le niveau de parallélisme à 16 000 cœurs via une parallélisation hybride (MPI et OpenMP) qui s’ajuste automatiquement. Ces simulations ont mobilisé 12 millions d’heures sur le supercalculateur Turing de l’IDRIS et 7 millions sur le supercalculateur Occigen du CINES en 2016.

                                                               

Figure 2 – À gauche, simulation de la vitesse d’écoulement dans le noyau planétaire et à droite, vue à haute résolution du champ de température dans le plan équatorial du noyau

 

En apportant une représentation plus réaliste des phénomènes à l’origine des champs magnétiques, ces travaux vont permettre de simuler d’autres systèmes planétaires, dont le champ magnétique n’est pas compatible avec notre connaissance actuelle de l’effet dynamo. C’est le cas par exemple de la Lune, dont l’origine et l’évolution du champ magnétique dans le passé – mais aujourd’hui éteint – restent à ce jour inexpliqués. 

 

Envie de voir plus de simulations ?

Retrouvez les vidéos de simulations haute résolution du champ magnétique à la surface du noyau terrestre :

et du champ de température dans le plan équatorial du noyau terrestre :

 

Pour aller plus loin :

  • N. Schaeffer, D. Jault, H.-C. Nataf, A. Fournier, “Geodynamo simulations with vigorous convection and low viscosity”, submitted to Geophysical Journal International (2017), https://arxiv.org/abs/1701.01299
  • C. Bouligand, N. Gillet, D. Jault, N. Schaeffer, A. Fournier, J. Aubert, “Frequency spectrum of the geomagnetic field harmonic coefficients from dynamo simulations”, Geophysical Journal International, 207, 1142-1157 (2016) http://dx.doi.org/10.1093/gji/ggw326
  • M. A. Pais, A. L. Morozova, N. Schaeffer, “Variability modes in core flows inverted from geomagnetic field models”, Geophysical Journal International, 200, 402-420 (2014) http://dx.doi.org/10.1093/gji/ggu403
  • N. Schaeffer, “Efficient spherical harmonic transforms aimed at pseudospectral numerical simulations”, Geochemistry, Geophysics, Geosystems, 14, 751-758 (2013) http://dx.doi.org/10.1002/ggge.20071