 Notre prochaine présentation c'est à simuler les univers donc le présentateur c'est Philippe Bouch qui travaille au Max Plenty Institute for Astrophysics à Garching et donc c'est aussi un angel ici au Congrès il va nous parler de comment l'astrophysique profite des avancées en calcul et en informatique. Merci de lui faire un tonnerre d'attlédissement. Merci à tous d'être venus et merci aux organisateurs de me voir donner l'autorisation de parler ça. Dernier congrès, j'avais déjà donné une conférence en jet de salle et du coup je me suis dit pourquoi pas donner une conférence sur à quel point la science bénéficie de grande capacité de calcul par ordinateur. Donc ceci est une simulation moderne de c'est une simulation de cosmologie qui contient plein de physique notamment la physique du gaz et à la fin de la présentation j'espère que vous serez capables de comprendre ce qui se passe là dans quelques détails donc pour arriver jusque là il faut qu'on simule l'univers en fait. Donc je rêve à donner ce talk sans avoir appris beaucoup de choses de différentes personnes entre autres mais les personnes qui ont supervisé mon travail par le passé, certains de mes collègues, certains amis, voilà les noms. Voilà en fait la science est un travail de groupe et j'aurais rien fait faire sans eux. Donc avant de parler de la simulation on va d'abord parler de ce qu'on est en train de simuler et je vais vous donner une introduction assez rapide sur la cosmologie. Donc c'est une science qui parle de la compréhension de l'hiver dans des espaces en son sens. Je vais parler un tout petit peu d'astrophysique aussi mais restez vraiment super si vous êtes parti. Donc ici dans la communauté des cosmologistes c'est un graphique assez connu. A peu près tout ce qu'on connaît, à peu près tout ce qu'on connaît du développement de l'univers est présent sur ce graph. Donc ce qui se passe en fait c'est que comme la lumière a une vitesse finie, plus on le regarde loin dans l'espace, plus on voit dans le passé en fait parce que la lumière n'a pas le temps, oui ça en fait on voit plus on regarde dans le passé. Donc si on regarde sur ce graph, donc tout à gauche on a donc le big bang, donc le début de l'univers et après ça on a une phase d'expansion rapide dans laquelle on a un univers plutôt homogène et qui ensuite va donner l'univers qu'on connaît aujourd'hui et plus l'univers va s'étendre, s'étendre plus il va commencer à se refroidir et commencer à se concentrer pour donner les particules que l'on connaît aujourd'hui. Une grande partie de cet univers maintenant c'est de la matière noire et de l'énergie noire donc qui n'interagissent pas avec les particules et à côté on a des particules massives donc celles qu'on a l'habitude de côtoyer et qui interagissent en certain temps et donc au bout d'un moment on peut avoir des structures et en fait c'est ce qui témoigne de la présence de matière noire et en fait s'il n'y avait pas eu de matière noire à l'heure actuelle on verrait pas de structure en fait dans l'univers il n'y aurait pas eu assez de temps et donc quand l'univers s'étend encore plus il continue à se refroidir et maintenant l'univers est tellement gros et tellement dilué que la matière et les photons en fait arrêtent d'interagir et donc ils sont libérés et en fait ils finissent par nous attaider à nous et donc ils ont été décalés vers le rouge parce que quand l'univers s'étend la longueur d'onde de ces photons augmente aussi et donc ça se traduit par un décalage des couleurs vers le rouge et donc c'est pour ça qu'on appelle sa redshift décalage vers le rouge et en fait ce pattern qu'on observe c'est vraiment la première lumière qui a été libérée et donc c'est ce qu'on appelle le fondif cosmologique donc cosmic microwave background et c'est on peut l'observer encore aujourd'hui partout et donc ensuite les structures se forment et commencent à faire des galaxies des espèces d'amas et donc l'univers devient de moins en moins homogène et donc ça c'est en violet en fait c'est la structure de la matière noire mais ce qu'on voit nous c'est ce qui est en dessous c'est ce sont des galaxies et donc les galaxies sont un peu comme des traceurs de la structure de la matière noire c'est comme si on avait des espèces d'ampoules sur sur ce réseau ou cet arbre de noël formé par la matière noire donc là on voit une une une image du fondiflu cosmologique donc ça c'est une une image de tout ce qu'on voit autour de nous une carte complète du ciel c'est une carte qui a été prise par le satellite Planck grâce à ce grâce à cette carte on peut calculer en fait ce qu'on appelle la température de corps noir et en fait ce qu'on voit ici c'est donc la valeur moyenne et en fait dix mille fois plus grande que les variations et 100 000 parmi et donc les variations c'est 0,001% et donc ces variations en fait sont très très proches de ce que les mathéméticiens appelleraient une variable aléatoire gaussienne donc ça c'était c'était prédit par les modèles cosmologiques pourquoi il y a ces petites fluctuations c'est une question c'est une question courante qui est intéressante et ce qui est intéressant maintenant c'est ce qu'on appelle le spectre de puissance donc à quel point les fluctuations sont importantes à une certaine à une certaine taille c'est pas très important que vous compreniez pourquoi la courbe ressemble à ça mais par contre ce qui est important c'est que c'est que vous voyez que en rouge vous voyez les données ce qu'on mesure de cette carte et en vert c'est l'ajustement sur les sur les ajustes c'est l'ajustement sur le modèle avec six paramètres libres seulement six et c'est six paramètres nous donne nous donne un aspect de puissance qui arrive à reproduire ces données expérimentales avec avec très peu d'erreur et c'est super important mais en fait c'est dommage que ça marche aussi bien parce que si ça marchait pas en fait on aurait des choses à voir à chercher et en fait pour les 30 dernières années les gens les gens ont essayé de trouver des fautes là dedans pour trouver des choses à faire et donc en fait il y a beaucoup de travail qui est qui consiste à chercher comment comment on pourrait tester et trouver des choses qui ne marchent pas pour qu'on trouve d'autres explications en fait pourquoi c'est comme ça et donc de cet ajustement en fait on récupère les paramètres de l'univers donc la composition une fois une première fois au moment où le fondi fucosmologique a été émis et une fois à l'heure actuelle donc les choses qui ont été émis au cmb en fait elles varient pas en totale mais par contre leur proportion relative on peut les ajuster en fonction de ces paramètres qu'on a récupéré donc on a les atomes qu'on connaît qui occupent 4,6% ensuite on a une vingtaine de pour cent de matière noire et la dernière partie c'est quelque chose qu'on connaît pas vraiment qu'on appelle l'énergie noire ok so far a mostly talked about gravity jusqu'à maintenant j'ai surtout parlé de gravité j'ai parlé un peu de gaz aussi et en fait ça met le cadre pour les simulations parce que le plus important c'est la gravité on peut pas avoir de simulation de l'univers sans la gravité et la deuxième chose en fait c'est les hydronamiques et en fait on peut avoir des simulations correctes sans hydrodynamique mais si on veut avoir de la dynamique détaillée il la faut et en plus on peut rajouter pas mal de choses comme comme la radio radiation mais en fait elles sont moins importantes et je vais pas avoir le temps d'en parler donc la première question c'est pourquoi est-ce qu'on fait des simulations pour commencer donc en fait ce qu'on a c'est qu'on a des modèles théoriques mais ils nous amènent pas forcément très très loin et le souci c'est que l'espace est quelque chose d'assez gros et qu'on peut difficilement on avoir un petit morceau dans les dents dans un laboratoire du coup en fait les informations qu'on a à l'heure actuelle c'est ce qu'on peut observer depuis nos nos télescopes qui sont dans l'espace ou sur le sol on a des quelques idées de comment ça marche parce qu'on a des théories qui fonctionnent assez bien qui expliquent relativement bien ce qu'on peut voir mais mais ce qu'on aimerait bien ce qu'on aimerait bien avoir c'est savoir si nos théories sont sont vraiment vraiment fiables et du coup on a besoin de calculer ce que ça peut donner sur une à une grande échelle ce qui est ce qui est décrit par nos théories c'est la simulation entre en jeu et du coup ce qui se passe c'est qu'on va donc on a nos entrées on a un algorithme notre simulation qui est dicté par les théories qu'on a établi on a une une sortie de cet algorithme et on va comparer ça aux observations pour voir si ça matche ou pas la première chose on va parler pour présenter la simulation c'est donc discrétiser les les la discrétisation en fait ce qui se passe c'est que donc l'espace c'est quelque chose de complètement continu et ce qu'on va devoir ce qu'on va ce qu'on va devoir faire pour le simuler c'est le transformer en en éléments discrets donc le découper en petits éléments donc par exemple le casser en petites particules ou en pour représenter en fait on va ça on va utiliser un modèle avec une seule particule pour représenter toute une région de l'espace et une particule représentera une plus grande région si jamais la distribution de masse est plus faible et inversement si la distribution de masse est plus forte donc en fait la matière noire n'interagit pas de la même façon que la matière normale et donc on a un système qu'on appelle non-conditionn... purement collisionnelle et sans collision pardon et donc l'univers c'est vraiment un système non-conditionnel au sens de la matière noire et donc ça nous donne ce qu'on appelle le problème à encore et donc c'est pour ça que ces simulations s'appellent des simulations à encore donc et la question c'est comment est-ce que c'est encore qui c'est une particule par exemple qui interagisse uniquement par la gravité comment est-ce qu'elle se comporte au cours du temps donc de la physique on sait qu'on a les accélérations on sait comment les particules se comportent donc il faut savoir qu'on est on est loin du champ d'application de la relativité générale on n'a pas besoin ici donc on peut utiliser la gravité Newtonienne et en fait donc comme je l'ai écrit ici c'est très courant c'est très coûteux de calculer cette somme directement donc ça ça la complexité de l'ordre de N carré mais avec des méthodes comme des transformés de fourriers ou des méthodes par arbre en fait on peut réduire cette complexité n log n voir voir avec des méthodes type multipod rapide en fait on peut aller jusqu'à n dans certains cas donc maintenant on va on va aller à un exemple un peu plus ancien même avant les ordinateurs donc ça c'est plus pour l'audience la partie de l'audience qui est intéressé par le hacking faire des choses par soi-même et donc holberg a essayé de résoudre ce problème et il était surtout intéressé par ce un sur des carrés il y a beaucoup de choses qui qui varient en un sur des carrés par exemple l'intensité d'une ampoule qu'il a fait il a fait un système avec une ampoule et plein de photorecepteurs qui étaient ses particules et il a mesuré la quantité de lumière de chaque ampoule qui était reçue par par chaque détecteur et il a fait évoluer le système et en fait avec ça il a eu des des beaux résultats et il y a eu beaucoup de travail aussi par rapport aux enfin par des étudiants parce que c'est eux qui ont fait le travail manuel et en fait par exemple on peut on peut simuler ces galaxies qui qui interagissent donc quand elles se croisent et donc ils font ils font ces espèces de traînes de marée et donc ça c'est une vraie une vraie image qu'on peut observer avec le télescope Hubble et donc ça c'est c'est ce à quoi les les galaxies ressemblent en réalité donc ça c'est de la gravité de l'hydrodynamique et donc quand les gens avaient des ordinateurs ils ont revisité ce problème donc par exemple tumoré tumoré un oncle et son neveu on fait on fait ces ces simulations et on voit bien ces ces traînées ici et donc maintenant les gens les gens regardent encore actuellement sur ces simulations donc pas forcément sur ces traînées parce qu'elles sont bien connues mais sur d'autres d'autres aspects maintenant on peut on peut se pencher sur les simulations cosmologiques à encore donc on commence pas par les galaxies mais on commence avec le spectre de puissance comme une condition initiale ce qu'on fait c'est que c'est qu'on ne simule pas notre univers parce que parce que le fondi fuculismologique est à des milliards d'années lumières puisque ça s'est produit à il a été émis à des milliards d'années il y a des milliards d'années et donc on ré-on fabrique en fait des conditions initiales qui ont les mêmes statistiques qui ont les mêmes variations statistiques que celles qu'on mesure dans notre univers et donc à l'heure actuelle on peut on peut on peut être un peu plus proche de notre univers mais ça c'est ce qu'on fait pour la pour la plus grosse partie donc pour vous montrer un peu à quoi ça ressemble une simulation à encore donc ça c'est une simulation à deux à deux dimensions parce que c'est plus simple à comprendre et donc ça c'est fait par un collègue à moi yens chucker vous voyez que dans certaines régions peu denses les particules se séparent et là où les particules là où la région est plus dense les particules s'attirent les unes les autres et donc on voit que les particules s'attirent les unes les autres elles se croisent et on tombe sur ce système de filaments et de nœuds et si vous vous souvenez de la première image vous avez le ce même système après en 3d ce qui peut se passer c'est qu'après après un croisement vous pouvez vous pouvez avoir une espèce de feuille et ensuite après un autre croisement vous pouvez avoir une feuille un filament par et par exemple en bas on a ce qu'on appelle des halo et c'est halo en fait c'est c'est c'est en fait les lieux de naissance des galaxies c'est là qu'il y a la matière noire la plus dense et là le gaz s'écoule là dedans et donc ce gaz peut former des galaxies et donc les stars les étoiles qui forment les galaxies se forment là dedans mais on n'est pas on n'est pas non plus les premiers à faire ça et donc ça c'est une vidéo qu'un collègue à moi récupéré en Estonie de l'URSS et donc de Rojkiewicz et ses collègues ont déjà fait ça dans les années 70 et ils l'ont projeté sur un écran et l'ont filmé avec une caméra et on voit déjà ce même type de structure on peut avancer un peu et donc ils ont fait le même le même type de problème comme un exemple et donc ça c'était il y a 41 ans et ils avaient même des champs de densité cosmologique assez réaliste bon en 2D mais néanmoins et donc ce sur quoi je travaille c'est quelque chose qui a été lancé en 2005 mais il y a toujours de l'information qu'on peut qu'on peut en tirer c'est la simulation millenium qui est très importante pour le domaine parce qu'à l'époque c'était la plus grosse simulation et elle a eu beaucoup d'influence sur les dévolements et donc elle utilise un peu plus de 10 milliards de particules en 2005 et chaque particule représente en fait à peu près un milliard de fois la masse du soleil et donc une fois la masse du soleil c'est le soleil et donc une particule c'est à peu près un milliard de fois un milliard de soleil donc la boîte fait à peu près 500 mégaparcets qu'on a toujours ce facteur insurage et un parsec c'est un peu plus que 3N les lumières donc un mégaparsec c'est un peu plus que 3 millions d'années-lumières et donc on a 500 de ces parsec c'est un mégaparsec dans cette simulation donc ici on voit un giga parsec ici parce que les gens qui ont fait cette vidéo en fait ils ont un peu déplié cette boîte pour pour pas qu'elle se répète et donc ici on voit un vol dans cette simulation et on va voir combien de structures sont en fait résolues donc ça c'est un bel endroit pour pour s'arrêter donc vous pouvez voir déjà pas mal de choses vous pouvez voir ce réseau qui s'appelle la toile cosmique et vous pouvez voir les nœuds donc là où il y a des amas de galaxies qui se forment et vous avez aussi des petits groupes de galaxies qui se forment vous avez des régions vides et vous avez des finaments donc c'est là donc dans les filaments que vous avez les galaxies et c'est ce qui trace en fait ces finaments donc vous voyez des arrangements linéaires de galaxies et donc si on avance un peu plus donc là on zoom dans un truc comme ça on voit toujours des structures on a on a commencé avec des milliers de mégaparsec et là là on est à quelques dizaines de mégaparsec voire quelques mégaparsec et pour moi c'est super fascinance de voir autant dans une simulation maintenant les ordinateurs deviennent plus grands et les simulations deviennent plus grosses donc ça c'est une simulation avec de trillions de particules donc depuis deux fois 10 puissance 12 donc avec 12 zéro particules et donc là on peut avoir énormément de données et on commence à pouvoir les analyser mais on a encore pas mal de choses à faire et donc ici vous voyez ces piques de densité qui sont les halos et donc ça ce sont des abstractions assez utiles parce que ce sont les lieux de naissance des galaxies et donc et donc c'est halos que je vous ai dit c'est que ce sont des objets de matière noire qui sont qui sont effondrés au sens gravitationnel et on voudrait savoir en fait ce qui est comment comment les halos distribuent c'est vraiment le point important de ces simulations et on veut on veut savoir à quoi à quoi il ressemble c'est à l'eau et comment il se forme ça c'est ce qui nous raconte en fait comment fonctionnent les galaxies et donc j'ai choisi ces images qui qui consistait à aller d'une partie du champ de densité et ensuite on sait par ça entre entre le halo principal et plein de sous halo et on est surtout intéressé par cette cette image abstraite donc au sens d'analyse de données et donc on veut savoir en fait comment c'est halo à quoi il ressemble et comment ils étaient formés et donc pour définir ces structures les gens ont commencé dans les années 80 à définir les algorithmes ami d'ami donc qui collecte en fait des clusters de particules et ensuite il y a des méthodes de type sur densité sphérique qui recherchent en fait des pics de densité et ensuite ils étendent des sphères autour pour trouver en fait les pics et ensuite vous avez des algorithmes comme rockstar qui qui ne fonctionnent pas uniquement sur la position mais qui utilisent aussi les vitesses et donc qui sont plus détaillés mais plus complexes donc je vous ai aussi dit qu'on était intéressé par comment se forment les halo et donc ça c'est encodé là dedans donc ça c'est ce qu'on appelle un arbre de fusion donc parce que les halo se forment pas seulement en accrétant du matériau mais aussi par en fusionnant en fait ici ce halo actuel il a été formé par tous ces petits halo ici qui ont fusionné un certain point dans le temps dans l'histoire et donc ouais ils ont ces fusion font vraiment le halo qu'on voit actuellement c'est le plus important dans cette simulation c'est qu'on savait pas ce qu'on savait pas c'est ce qu'on appelle maintenant ce profil nfw pour navarro franc et white qu'ils ont découvert dans des simulations en 1996 ça c'est très remarquable parce que ils ont trouvé que peu importe la masse du halo en fait tous les profils de dentité c'est à dire comment la densité évolue quand vous vous éloignez de ce halo elle peut être elle peut être décrite par par deux paramètres ce rs et ce ro0 donc vous avez au centre vous avez du r r puissance moins un et après vous avez du r puissance moins trois et donc ça ça a aussi été testé par observation et et jusqu'à maintenant ça a très bien marché il ya quelques déviations dans certains cas mais mais c'est un très bon modèle et c'était ça avait pas été prédit théoriquement avant les gens avaient des idées sur comment ça à quoi ça devrait ressembler mais ça ça a été trouvé par les simulations encore et donc maintenant on peut aussi comparer j'ai pas beaucoup de temps pour j'ai pas assez de temps pour parler de comment mais on peut comparer ces simulations à ce qu'on observe en fait en utilisant ces arbres de fusion mais aussi c'est halo et donc en fait avec avec cette information sur la matière noire on peut peupler des galaxies et avec avec ces galaxies en fait on peut comparer à des vraies observations de galaxies donc dans la partie en haut à gauche de ce graphique on voit des vraies observations donc des gens qui sortent qui prennent leur télescope et qui mesure les positions des galaxies et leur position dans le ciel et en bas à droite on a on a les simulations millenium et on voit qu'il ya pas vraiment de différence donc ça ressemble pas mal donc on est sur la bonne voie et c'est aussi pour ça ces simulations pour par exemple le satellite Euclide donc elles sont vraiment intéressantes parce qu'on peut on peut voir si si on arrivera à faire des choses avec les vraies données plus tard donc on peut on peut comparer même plus quantitativement ici on a les fonctions de corrélation donc si on choisit une galaxie arbitrairement et on regarde en fait à quelle distance les autres galaxies se trouvent en fonction de la distance et donc je ne veux pas en parler en détail mais ce que je veux vous montrer c'est que les points sont les mesures donc de l'expérience très importante sdss et en rouge on a plusieurs populations et en bleu mais en fait ça marche très bien même si on sépare les galaxies en rouge et bleu et si on va à plusieurs masses donc là il ya un facteur mille en masse entre un côté et l'autre et donc ça marche vraiment très bien mais comme j'ai dit on continue à traiter tout ça comme un fluide non collisionnel et donc c'est pas vraiment en correct il ya du gaz dans l'univers il ya de la matière et on est intéressé par ça donc on fait des simulations hydrodynamiques parce qu'on a besoin d'hydrodynamique à un moment parce qu'on a besoin de savoir comment le gaz se comporte donc ces simulations hydrodynamiques en fait pour actuellement elles ont que ces quatre indiens donc à part la gravité évidemment donc c'est toujours la partie la plus importante mais on a besoin de l'hydrodynamique donc la mécanité de fluide il faut qu'on sache comment est-ce qu'on forme des étoiles là dedans parce que c'est à la fin ce qu'on voit et comment est-ce qu'on traite les trous noirs super massifs parce que c'est le composant central des galaxies et il se trouve qu'ils sont très importants par rapport à ce qu'on voit dans les galaxies et il faut voir comment les les étoiles et les trous noirs super massifs interagissent avec avec donc la galaxie mais je vais pas avoir le temps de tout de tout traiter parce que j'ai pas assez ça serait trop compliqué donc les dynamiques hélériennes c'est le c'est un moyen simple de traiter l'hydrodynamique donc on divise l'espace en une grille et en une grille et ensuite on peut on peut varier la la résolution donc on a encore des codes qui utilisent ce maillage adaptatif comme ram ses et hénzo et qui sont très important dans ce dans ce domaine donc ça c'est une discretisation de l'espace avant on avait discretisé la masse on peut aussi faire ça pour l'hydrodynamique donc on on divise notre gaz en particules en cellules qui bougent en fait donc la première façon de de traiter ça c'est c'est la dynamique à particules lycées si vous utilisez blender par exemple vous pouvez avoir ça là dedans donc vous avez une particule qui représente un certain une certaine quantité de gaz et vous avez une espèce de de fonction de forme qui qui décrit un peu la distribution de de matière autour de la particule une autre méthode c'est qu'on va voir un peu plus tard c'est un c'est donc un maillage non structuré vous avez des des points il vous construit ce qu'on appelle la tessélation de vos reneuils et un peu comme la dynamique lyrienne vous laissez vous laissez le fluide s'écouler et donc vous vous raffinez ou vous déraffinez votre grille pour pour garder les cellules à peu près de la même masse et donc il ya des nouvelles techniques aussi où vous avez à nouveau des particules et qui s'appelle des méthodes sans maillage parce qu'il y a plus il y a plus de cellules voilà elle se ressent quand même pas mal donc maintenant pour vous montrer un petit exemple de ce qui se passe donc là c'est un exemple à très très mauvaise résolution on peut voir les cellules donc c'est la cellule au milieu c'est le maillage mobile donc qui est aussi utilisée dans les simulations que je vais vous montrer et donc pour vous donner une intuition de à quoi ça ressemble on a un flot vers la droite en rouge et un flot vers la gauche en bleu on voit on voit que les cellules au centre sont sont assez carré et bouge avec le flot et à la surface elle se déforme et vous voyez comment les choses se déforment dans les cellules et comment les cellules bougent avec le fluide et donc de cette façon en fait ça rend avantageux par rapport à de l'hydrodynamique de rien c'est-à-dire où le maillage est fixe et si vous faites pas ça avec une mauvaise résolution mais avec une bonne résolution c'est à peu près le même problème mais il y a quelques conditions initiales différentes on a on a des très beaux réseaux résultats on a une ce qu'on appelle une instabilité de kelvin all malls qui est un test standard en fait des codes numériques où on a deux fluides qui qui s'écoulent l'un contre l'autre et donc et là on a plein de niveaux de tourbillon en fait qu'on peut qu'on peut suivre donc ça c'est la mécanique des fluides j'espère que vous avez un peu compris ça maintenant qu'est-ce il se passe avec les étoiles et les trous noirs super massifs le problème c'est qu'on peut pas les résoudre même une bonne simulation en fait les particules sont beaucoup trop grosses par rapport au cime pour les étoiles ou par rapport pour représenter en fait l'espace qui est déformé par le trou noir super massif c'est gros mais en fait c'est très très petit par rapport par rapport au maillage de la simulation donc on utilise des modèles sous mailles qui nous disent en fait comment les processus qu'on ne peut pas qu'on ne peut pas voir ce qu'on porte et comment on peut retransmettre leur information donc dans notre par exemple ici on a des étoiles qui se forment dans un cluster d'endromède et donc nous on les représente par des particules de type étoiles qui peuvent représenter des centaines voire des milliers de stars d'étoiles et donc ensuite on regarde comment ces étoiles transmettent de l'énergie en explosant en fait et on a la même chose pour pour les trous noirs donc ici on a une étoile une une image multi longueur d'ondes donc d'une galaxie où on voit que le trou noir à l'intérieur émet beaucoup de choses il émet énormément d'énergie donc les trous noirs ils mangent beaucoup de matières et en fait quand ils attirent la matière cette matière qui tourne autour en fait elle devient très très chaude et donc il y en a une partie qui est éjectée et donc qui éjecte avec avec elle du gaz de la galaxie et donc la rétroaction par supernova elle ressemble à ça donc ça c'est une simulation par coup qui montre donc la d'un galaxie vue de face et à droite on voit une galaxie qu'on voit en coupe et donc on voit des étoiles qui se forment et qui explosent et qui forment des espèces de bulles de base densité donc ça c'est très important dans les dans les petites galaxies parce qu'elles sont pas assez massives pour garder tout leur gaz et le puits de potentiel donc le potentiel gravitationnel est suffisamment faible pour que pour que ces explosions d'étoiles donc ces supernova puissent faire beaucoup de dégâts et en fait elles changent vraiment la forme de la galaxie et donc sur sur de l'autre côté de l'échelle de masse on a des trous noirs supermassifs ici je vais vous montrer cette vidéo de dim ateo et ses collaborateurs donc même si les résultats sont pas sont pas à jour scientifiquement c'est quand même assez proche de ce qui se passe donc on a on a deux galaxies très massives donc on voit le gaz ici et donc la teinte représente la température et donc la couleur représente la densité et donc elles interagissent vous vous souvenez c'est c'est traîné bah c'est ce qui se forme là et donc on a on a des trous noirs supermassifs au centre de chacune de ces galaxies et donc à un moment elles commencent à manger une bonne partie de ce gaz et donc le gaz chauffe on voit on voit déjà quelques écoulements et à un moment elles commencent à relâcher beaucoup d'énergie et à expulser en fait le gaz et s'il n'y a plus de gaz froid qui peut qui peut former les étoiles qui peut s'écraser et qui peut s'effondrer donc c'est ce que j'ai dit dans l'univers primordial on peut plus former d'étoiles en fait et donc ça ça ça empêche la formation d'étoiles dans les galaxies très massives donc on a on a on n'a pas toujours su qu'il fallait ces processus mais les observations nous ont dit que les galaxies de faible masse ne forment pas beaucoup d'étoiles donc ici on voit le rapport entre la masse d'étoiles et la masse du système la masse du halo de matière noire proportionnelle à la quantité donc de masse totale sur l'univers par rapport à la vraie masse à la partie qui est vraiment de la matière ordinaire et donc ici on voit que en fonction de la masse de la galaxie donc matière noire plus la galaxie à l'intérieur mais c'est surtout le halo de matière noire on voit que la rétroaction stelaire donc les supernova réduit la proportion de gaz qui finit par former des étoiles donc le rouge et le noir ce sont des simulations plus anciennes qui ont pas qui ont pas les plus hautes masses donc où le trou noir supermassif est très important et donc on va avoir une image où c'est mieux mais néanmoins on peut voir on peut voir cette tendance et donc nous dans la voie lactée on est à peu près là où on forme beaucoup d'étoiles et en fait même à ce point là on forme que 25% de la fraction théorique enfin de la quantité théorique de gaz qu'on peut utiliser pour former des étoiles maintenant les simulations ont de meilleurs résultats et donc je vais vous montrer donc les résultats de la simulation illustrique TNG parce que les gens aimaient bien Star Trek donc ici on a une petite galerie de tous les types de galaxies qu'on forme et elles sont assez réalistes en fait on pourrait regarder quantitativement c'est mieux aussi et donc ça c'est une simulation la simulation de laquelle venait la vidéo que j'ai montré au début et donc j'espère maintenant que que je vous ai montré un peu j'ai pu vous expliquer est ce que vous voyez ici donc ici vous voyez le gaz avec la température dans cette simulation hydrodynamique cosmologique on voit on voit le gaz qui s'écoule dans les allo de matières noires et donc on voit on voit cette toile cosmique qui se forme par la matière noire on voit pas autant de points de points clairs que dans les simulations de matière noire parce que les petites galaxies en fait peuvent pas garder leur ma mais par contre on peut voir que dans les gros points en fait la matière est expulsée par cette rétroaction et on voit que en fait les allo fusionne pour avoir des amas de plus en plus gros en fait on peut même voir un amas de galaxie mais c'est toujours c'est toujours compliqué de voir comment comment ça marche donc en voyant les étoiles donc là on prend on prend juste une coupe projeté en 2d donc ici on a la densité de gaz la densité de matière noire donc ce qu'on est à vue pour les simulations millinium avant et les étoiles donc ça c'est ce qu'on verrait si on si on pouvait voir regarder avec un télescope donc à nouveau pour pour la simulation illustriques tlng donc ça c'est fait par Daniel Nelson on va laisser tourner on voit que comment la matière noire se structure et comment le gaz suit cette cette structure et on voit comment comment les stars les étoiles n'est et donc vous voyez comment ces particules stelaire en fait se forment au début et donc au bout d'un moment il y a suffisamment d'étoiles pour que vous voyez plus les événements un par un et donc on voit comment ces structures se forment et ça ça commence à ressembler au graphique qu'on a vu au début avec avec les galaxies et les observations de galaxies cette forme cette structure en toile et on voit que ces galaxies sont tracées de manière assez assez restreinte et il y a une bonne partie de la structure de matière noire qui est qui est pas visible directement donc on voit pas non plus le gaz mais mais par contre on pourrait observer comment la lumière qui vient de derrière ce gaz est changé par ce gaz et donc peut-être qu'on peut voir aussi en fait comment comment la force gravitationnelle déforme la trajectoire de la lumière distors en fait l'image des des galaxies qui sont derrière qui sont derrière ces structures donc qu'est ce que les gens font en ce moment bien évidemment les choses deviennent de plus en plus grosses avec les ordinateurs donc on a commencé ici avec dans les années 90 ça c'est le nombre d'éléments de résolution soit les particules soit les cellules soit les trucs comme ça et on a commencé avec dix et cent mille et maintenant on a des millions voire des milliards donc les simulations à n corps étaient toujours un peu plus hauts parce que c'est plus simple en fait au niveau calcul il y a moins de calcul à faire mais elles suivent elles se suivent quand même assez proches donc ça c'est une publication de ganel en 2014 vous n'avez pas les développements les plus récents mais quand les choses deviennent plus grandes ben elles deviennent aussi plus plus difficiles à sauvegarder donc les simulations millenium utilisent à peu près 300 gigas par par image et donc avec 64 images ça fait 18 terra et 18 terra octets la simulation e-click flagship si on la sauvegarder comme les simulations millenium en fait ça serait 60 terra octets par par image si vous avez 60 images donc 60 à 70 années ça serait 3,6 péta péta octets donc je pense que on peut on peut l'enregistrer dans notre institut peut-être trois fois mais ouais après notre tauge est plein donc la solution c'est qu'on ne stocke pas tout en fait on produit des produits des produits dérivés des catalogues de halo qu'on fait à la volée comment on trace comment ils fusionnent et en fait on enregistre les données seulement sur un cône de lumière vous avez montré le plot le graphique de l'histoire de l'univers donc comme quand la lumière nous atteint en fait on voit qu'une partie de l'univers et plus on va loin plus ça prend du temps en fait d'avoir cette lumière et donc on peut on peut regarder juste les particules dans ce cône de lumière donc on a en fait simulé l'observation depuis un point de la simulation ensuite elles deviennent plus fortes donc avec en nombre de processus physiques des choses dont j'ai pas parlé comme la radiation les champs magnétiques qui sont déjà traités dans l'industrie cng les rayons cosmique aussi la poussière les les étoiles produisent de la poussière et donc la poussière se coupe au gaz avec la radiation et tout ça et à la fin en fait il y a beaucoup plus de processus que ce qu'on peut suivre et donc ça ça augmente la complexité et quand on quand on augmente la résolution en fait on diminue le nombre de choses qu'on a à décrire en sous maille donc les particules étoiles à la base c'était enfin là c'était c'était à peu près une dizaine de masses solaires alors que les particules étoiles qu'on avait au départ c'était plutôt des centaines voire des milliers et maintenant on arrive on arrive presque à résoudre par une particule étoile on arrive à résoudre peut-être une grosse étoile et donc elles vont aussi plus vite parce que oui aller plus vite ça fait que ça fait qu'on les rend plus grosses mais du coup le temps reste le même et donc on rajoute des choses mais les codes deviennent plus rapides aussi donc comme je vous ai parlé plus tôt on a parlé de ce problème à encore où il y a des méthodes de plus en plus rapides et les codes deviennent de plus en plus efficaces on a des nouveaux codes qui sont plus efficaces et plus rapides pour certaines situations comme les ordinateurs deviennent plus gros en fait le passage à l'échelle devient plus difficile parce qu'on n'utilise pas un seul coeur ou une centaine ou un millier mais on arrive à une échelle où on parlait par exemple de faire tourner quelque chose sur le ordinateur tiannae qui est plutôt de l'ordre de millions de processeurs qui doivent travailler ensemble et donc le passage à l'échelle devient un problème important et les simulations sont en fait sont utilisées sont programmées avec le paradigme MPI OpenMP donc MPI qui gère la communication entre les nœuds et OpenMP qui gère des shreds en local et en fait les gens commencent à se séparer de ça suite au travail d'informaticiens et de constructeurs qui font des algorithmes meilleurs et plus complexe plus évolue et donc je voudrais encore rajouter une chose en fait quand les simulations sont plus rapides on peut faire des choses intéressantes donc il gâche et essaye d'ajuster les simulations à encore avec notre univers et donc il essaye de générer des conditions initiales perturbées de façon à être de plus en plus proche en fait de ce qu'on observe dans notre univers donc en foncé vous voyez les structures de densité dans la simulation et en rouge vous voyez les étoiles qu'on observe vraiment et on voit que à certains endroits c'est pas terrible à d'autres endroits c'est vraiment très très bien et donc en fait à partir de ça il peut essayer de retrouver les conditions initiales de notre univers et donc il y a d'autres groupes qui font des choses similaires donc par exemple la potezame d'une façon un peu différente mais avec un but qui a peu près le même et je pense que ce qui est intéressant aussi pour cette audience c'est que le domaine devient de plus en plus ouvert donc les codes sont publics dans un en grande partie il y a des parties qui sont pas forcément publics mais il y a beaucoup de codes de gros codes qui commencent à être publics autant que possible donc on peut aller on peut aller sur github ou autre et regarder chercher ces codes et lancer des simulations par vous même vous pouvez jouer avec vous avez pas vraiment un super ordinateur mais vous pouvez quand même faire des petits exercices sympa ensuite les résultats de simulation sont souvent rendus public aussi en fait on veut que vous utilisez les données vous en tant que que scientifique ça aide vraiment à rendre ces simulations connues et ça peut pulérer ces simulations pour que plus de gens puissent travailler dessus et donc on a on a lancé les simulations millénium en 2005 et je suis toujours en train de travailler dessus et à l'heure actuelle il y avait 974 publications qui utilisait les données de la simulation millénium donc certaines étaient juste pour cette simulation d'autres la comparer à d'autres simulations mais c'est assez impressionnant comme nombre et c'est vraiment intéressant et vous pouvez regarder à ces choses par vous même c'est sur internet parfois il faut s'inscrire peut-être leur dire pourquoi vous avez envie de regarder ça donc il y a cosmocilium.org la millénium database cosmo-up et puis illustriques tng il y a eu il y a été libéré donc ça a été publié le 14 décembre donc c'est assez récent mais vous pouvez regarder le catalogue de galaxie et les sorties de ces simulations qui sont intéressantes donc je vais vous laisser avec ces messages donc j'espère que j'ai pu vous expliquer pourquoi les simulations cosmologiques sont vraiment puissantes sont vraiment des outils puissants pour cosmologie et les galaxies et la formation des galaxies comment est-ce qu'elle prédise des choses qui jusqu'à maintenant étaient inconnues par exemple ce ce profil nfw mais comment elles sont elles sont robustes par rapport à la gravité et on voit qu'il y a quelques évolutions entre illustrice et illustriques tng mais elles deviennent de mieux de mieux en mieux donc ce sont des calculs qui sont énormes et ce sont des très beaux exemples de comment la science et ses résultats peuvent être publiés comment on peut accéder à ces résultats et si vous voulez voir un peu plus par rapport aux côtés physiques vous pouvez voir la présentation de Sarah Conrad qui va parler de matière noire et d'énergie noire donc en jour 4 14h10 en sale borgue et j'espère en voir beaucoup de vous là-bas merci thank you philippe if you would like to leave at this point please do that very quietly so that people can still if vous voulez partir vous pouvez le faire mais essayer de le faire le plus silencieusement possible que les gens puissent continuer à entendre si vous avez des questions allez-y et vous pouvez aussi poser des questions sur internet demandée pourquoi pourquoi des pourquoi l'embargo pourquoi est-ce qu'il y a un embargo sur les résultats des simulations parce qu'en fait quand quand vous voulez quand vous lancez les simulations vous voulez être un peu les preuves à les utiliser et donc vous voulez vous voulez quand même pouvoir traiter les résultats avant les autres et donc on peut avoir des collaborations en fait des gens qui veulent qui veulent collaborer mais on veut quand même être les premiers à récupérer les fruits de notre travail et ce que j'ai compris ces simulations elles sont pas aussi granulaires suffisamment granulaires pour prédire les comportements des star des étoiles individuellement non on peut voir les différentes classes d'étoiles donc selon le diagramme de l'herge premier et seul qu'en fait il y a quelque chose que j'avais dans le toque que j'ai que j'ai sorti donc il y a des simulations qui montrent comment les les amas d'étoiles forment et même des simulations qui qui montrent comment comment les étoiles se forment comment elles fonctionnent comment elles explosent même pas tous les simulations à se faire à d'un coup vous pouvez avoir des simulations qui regardent à une certaine échelle et utiliser l'information de cette longueur pour pour un modèle que vous pouvez utiliser dans un moutel sous maille pour une simulation à plus grande échelle par exemple est limité votre question à une seule phrase toutes les particules qui existent dans notre univers physique qui possède une masse est ce que toutes les particules sont capables d'interagir avec toutes les particules ou pas non merci est ce qu'il y a par moment où est ce qu'il y a des moments où les simulations arrivent dans un état où elles se stabilisent et elles arrêtent d'évoluer non en fait dans l'hiver on avait on a une expansion à aller accélérer donc c'est compliqué on peut avoir peut-être des situations un peu spéciales d'équilibre mais je crois pas enfin ouais et pour répondre à la question d'avant je peux aussi dire que donc des particules qui ont de la masse peuvent interagir via la gravité donc au fur et à mesure les modèles ils ont ils sont ils ont augmenté d'échelle est-ce qu'il y a des questions qui pourront être répandues qu'une fois qu'on aura des modèles d'une certaine taille ou pas ouais en fait ce que ça augmente c'est surtout les statistiques donc vous voyez plus plus d'exemplaires des choses extrêmes donc dans les massives clusters dans les petites simulations hydrodynamiques vous avez pas beaucoup de clusters très massifs parce qu'en fait ces clusters sont sont assez sont assez rares parfois vous enformez si vous êtes si vous êtes chanceux mais vous pouvez pas le prédire des conditions initiales vu que vous avez pas encore lancé la simulation mais parfois vous n'avez pas et si vous avez des boîtes plus grandes en fait ça vous aide ça vous aide à avoir toutes ces toutes ces différences d'environ un moment qui sont échantillonnées et donc dans une petite boîte par exemple vous n'avez pas non plus les plus gros vides vu qu'ils sont plus gros que la boîte à c'est bon c'est donc quelle est l'échelle de temps sur laquelle les simulations sont lancées vous lancez vous lancez des simulations à partir de ces images de scan de température et en fait sur combien de temps est ce qu'on en fait on ne lance pas de cette de cette image on peut faire une approximation mais on peut on peut aller un peu plus loin et après il faut commencer et ensuite on les lance on les fait tourner en fait jusqu'à aujourd'hui cette simulation que j'ai montré en fait elle montre l'univers de quand l'univers avait à peu près un cinquième de son volume actuel et jusqu'à jusqu'à aujourd'hui c'est ce qu'on fait d'habitude parfois ils se trompent et ils y arrivent pas parce qu'ils ont sous-estimé le temps de calcul et en fait il ya certaines simulations qui sont même qui sont même choisis comme ça parce qu'en fait ça ne les intéresse pas de voir ce qui se passe maintenant plutôt les processus qui ont qui ont servi dans les premières galaxies et les premières étoiles donc on n'a même pas envie d'aller jusqu'à jusqu'à ce qu'on a assez de simulation qui font ça c'est possible de simuler à l'envers en fait de trouver des conditions initiales qui satisfacent les paramètres qu'on observe je pense que non donc à propos des recherches qui essayent de faire matcher des simulations avec nos observations et donc combien y aura-t-il en fait de détails initials qui pourraient amener à notre situation actuelle en fait est-ce qu'il est possible que des états initials complètement différents convergés est-ce qu'ils pourraient converger vers le même le même état ça est-ce qu'il pourrait y avoir deux états initials complètement différents qui amènent à notre univers par exemple ou est-ce qu'elle doit avoir des patterns des schémas en commun alors c'est les simulations à grande échelle si les fluctuations à grande échelle sont vraiment différentes dire et non mais c'est une question intéressante il faut le reste la poser là ça va être la dernière question c'était la dernière question a plus temps