En images

Même si la production d’images n’est pas vraiment le "cœur de métier" d’un mésocentre, ce n’est pas une raison pour se priver lorsque l’on en reçoit.

ProjetALPS

Vue de dessus

en coupe

Peptide dans une membrane composée d’une bicouche lipidique.Le peptide est représenté en ruban. Coupe dans la membrane au niveau du peptide.

Projetcosmo

3 cartes de densité du gaz contenu dans une galaxie choisie parmi le catalogue final d’une simulation cosmologique d’un volume cubique d’Univers de 50Mpc de coté contenant 2 fois particules. L’origine du repère donne la position du trou noir central de la galaxie, qui vient de connaître une phase d’accrétion de matière qui engendre le renvoi d’énergie cinétique au milieu interstellaire (feedback), concentré dans deux régions coniques (jets) de part et d’autre du plan d’accrétion du trou noir. Les trois cartes représentent la même galaxie à trois moments successifs de la simulation. On observe la formation de deux lobes de gaz, matérialisant l’existence de jets de matière à l’intérieur de nos simulations et l’apparition de cavité vides de gaz autour du trou noir. Ce phénomène est important, notamment dans la compréhension de la formation des galaxies elliptiques et l’arrêt de la formation stellaire dans ces galaxies particulières.

Relation Masse du trou noir-Dispersion de vitesse des étoiles des centres galactiques, comparée aux données observationnelles issues de plusieurs travaux. Cette relation est obtenue à partir d’une simulation d’un volume de 50Mpc de coté contenant 2 fois 192^3 particules. Ce résultat est important car il montre que nos simulations, incluant pour la première fois la dynamique du gaz, la formation stellaire, l’effet des supernovæ, la croissance par un disque d’accrétion gazeux des trous noirs apparus très tôt avec une masse très faible, puis l’impact des noyaux galactiques actifs sur leur environnement, permettent de reproduire un grand nombre d’observations dont les importantes relations entre la masse du trou noir et les propriétés de leur galaxie hôte.

{FLV}StandAGNTunnedDiffBIS_GasDensity{/FLV}

Nous n’avons pas encore de légende, mais c’est tellement relaxant à regarder...

Projeteuler

Solution de l’equation Monge-Ampere tri-dimensionnelle "aux motifs cosmologiques

Solution of the three-dimensional Monge-Ampère equation for cosmological reconstruction : two isosurfaces of the simulated potential motion in a periodicity cube (note that the solution is non-periodic, as a sum of a term describing a uniform expansion and a periodic function) at the levels of 1/8 and 1/2 of the maximum in the cube.

ProjetHdust

Exemple d’images (cartes d’intensités) montrant une étoile chaude centrale (température 20000 K ; type spectrale B) entourée d’un disque composé de gaz (hydrogène) et de poussière (composition de silicates avec une distribution de tailles entre 1 a 50 microns). Ce modèle physique d’étoile B[e] a été calculée par un code de transfert radiatif par méthode Monte Carlo (code HDUST). Plusieurs paramètres physiques contrôlent la structure physique du disque. Les images montrées ici ont été calculées pour deux inclinaisons du système par rapport à l’observateur, 60° (en haut) et 85° (en bas) et pour des longueurs d’onde dans le visible (de 0.6 à 1.2 microns) et dans l’infra-rouge thermique (entre 10 et 11 microns). On voit des différences dans ces images correspondant à des effets géométriques et aussi physiques dus à des variations des contributions relatives de l’étoile B, de l’émission du gaz ionisé dans la partie centrale, et de la poussière (formée à partir d’une distance limite où la température de la poussière est inférieure à 1500 K). Ces images basées sur un modèle physique sont essentielles pour interpréter des observations en haute résolution angulaire avec des spectro-interférométres tels que VEGA/CHARA, VLTI/AMBER, VLTI/MIDI, VLTI/MATISSE (instrument de deuxième génération). Images fournies par A. Domiciano de Souza & A. Carciofi.

ProjetInstabilité de sillage

Visualisation de vorticité
By L. Biancofiori, F. Gallaire, R. Pasquetti

Étude d’instabilités convective/absolue : sillage 2D résultant d’un profil de vitesse obtenu par la simulation numérique directe des équations avec une méthode spectrale Chebyshev multi-domaine. Visualisation de la vorticité.

Physics of Fluids, 20, 2008
By M. Minguez, R. Pasquetti, E. Serre

Calcul d’écoulements turbulents par « simulation des grandes échelles » (Large-Eddy Simulation) : les équations de Navier-Stokes sont résolues par une méthode d’ordre élevée, stabilisée par une technique de viscosité spectrale évanescente (Spectral Vanishing Viscosity). Cette approche SVV-LES permet le calcul du sillage d’un modèle de véhicule automobile. (M. Minguez, R. Pasquetti, E. Serre, Physics of Fluids, 20, 2008).

ProjetMHD

Cover page of PRL November 2007

extrait de
Linear and non-linear features of the Taylor-Green dynamo
C. R. Physique 9 (2008) 749-756

Growth rates for the kinematic dynamo generated by mean flow versus the magnetic Reynolds number ; (b, middle fig.) kinematic eigenmode of the first dynamo window (at low) ; (c, r.h.s. fig) kinematic eigenmode of the second dynamo window (at large). Both eigenmodes are shown in volume rendering of the magnetic energy, and some magnetic field line (imagery made with Vapor).

cubique	cylindrique	sphérique

Simulation dynamo pour différentes conditions aux limites par une méthode de pénalisation : le fluide est contraint/pénalisé dans une géométrie cubique, cylindrique ou sphérique dans la boîte périodique, mais pas le champ magnétique (en vert).

ProjetN-Body

extrait de
Richardson D.C., Michel P. Walsh K., Flynn K.W.,
Planetary and Space Science 57, 2008

Propriétés physiques des astéroïdes : agrégat formé par ré-accumulation de fragments plus petits issus de la destruction d’un astéroïde. Les couleurs représentent les différents fragments qui se sont ré-accumulés.

extrait de
Walsh, Richardson, Michel, Nature 454, 2008

Formation des astéroïdes binaires : système binaire créé par accélération de la rotation d’un objet (due à l’effet thermique YORP). Les particules oranges proviennent de la surface du corps initial, celles en blanc de l’intérieur. Le satellite est essentiellement formé de particules de surface. Les pôles du corps central révèlent de la matière originellement à l’intérieur du corps initial, celle de la surface est descendue vers l’équateur puis s’est échappée du fait de l’accélération de la rotation.

ProjetPlasma

extrait de
Borgogno et al., Physics of Plasmas, 15, 2008

Plasma Filamentation in Hall MHD

extrait de
D. Borgogno, P. Hellinger, T. Passot, P.L. Sulem, P. Travnivcek,
Nonlin. Proc. Geophys., 16, 275-285, 2009

Comparaison entre modèle Landau fluid (gauche) et simulation PIC (droite) d’une structure magnétique résultant de la filamentation d’ondes d’Alfvén dans un plasma non collisionnel à faible béta.

extrait de
F. Califano et al., Physical Review Letters, 2008

Plasma transport with velocity shear.

ProjetSeiscope

extrait de
R. Brossier et al., Geophys. Int. J. 2007

Seismograms.

DG I2a FLAT PGV

Carte PGV (peak ground velocity) qui montre la vitesse maximale de déplacement du sol mesurée en surface engendrée par un séisme situé à 5 km de profondeur. Cette carte a été calculé par un code 3D basé sur une méthode par éléments finis en Galerkin discontinu.

sth_migration

a) modèle de vitesse synthétique représentatif de la géologie d’un champ pétrolier de mer du Nord. Les fines couches basses vitesses en bleu représentent des poches de gaz ; du pétrole est piégé au centre de l’anticlinal au centre du modèle.
b) image issue d’une migration profondeur ’Ray-Born’ calculée dans le modèle montré en a). On y observe la profondeur et l’intensité du contraste des réflecteurs géologiques.

m0_BPc_ray40

tracé de rai sismique (fin traits noirs) dans un modèle de vitesse, issus d’une même source. Ces rais expliquent les premières arrivées sismiques observées dans les données.

mstereo_off24km_S3_bar_2

Modèle retrouvé à un pas intermédiaire d’une inversion stéréotomographique. La zone centrale à faible vitesse où est censée se trouver du gaz est bien retrouvée. Les barres noires superposées au modèle sont localisées au niveau des réflecteurs géologiques et leurs inclinaisons est représentative du pendage de la couche. A chaque barre est associée un évènement ’localement cohérent’ dans les données sismiques.

ProjetTransport

H. Homann et al.

Simulation numérique directe d’une particule de taille finie (en bleu) dans un écoulement turbulent par méthode de pseudo-pénalisation. Les niveaux de rouge représentent le module de la vorticité.

À gauche : coupe dans le plan équatorial de la particule montrant le détachement de la couche limite turbulente.

À droite : interaction entre la particule et les structure vorticales de l’écoulement.

Projet Turbulence

Turbulence homogène isotrope : densités de probabilité d’invariants du tenseur des gradients de vitesse filtré à deux échelles r différentes.
A. Naso, A. Pumir and M. Chertkov, J. Turbul., 8, 2007, A. Naso et al.,

Dynamique du tenseur des gradients de vitesse M moyenné sur un volume d’échelle caractéristique r (modèle de la tétrade) : Visualisations des densités de probabilité jointe des invariants et, pour r=L/4 (à gauche) et (à droite), où L est la plus grande échelle de l’écoulement turbulent. Quand r diminue, la distribution est de moins en moins symétrique, traduisant une distribution de M de moins en moins gaussienne. Les iso-contours noirs sont distribués logarithmiquement et la densité de probabilité décroît du bleu vers le rouge. Au-dessus de la séparatrice l’écoulement est dominé par les rotations, et au-dessous, par les déformations. Par exemple, en-haut à gauche, la topologie locale est celle de filaments de vorticité, structures 1D dominée par la rotation, et en bas à droite, celle de nappes de vorticité étirées.