Thermalisation
Le besoin s'est fait sentir durant les débats, de distribuer une meilleure culture commune sur la thermalisation.
Quelques liens :
http://www-subatech.in2p3.fr/~theo/1/theorie1/themes/colllourds/dissiptherma2.html
Temps caractéristiques de thermalisation dans les réactions d'ions lourds.
http://fr.wikipedia.org/wiki/Thermalisation
http://www.meurant.net/matthieu/Plasmas/mathias.bavay.free.fr/these/html/node75.html
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/upload/Thermalisation/flowOverview1.pdf.gz
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/upload/Thermalisation/flowOverview2.pdf.gz
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/upload/Thermalisation/flowOverview3.pdf.gz
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/upload/Thermalisation/flowOverview4.pdf.gz
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/wakka.php?wiki=Thermalisation
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/upload/Thermalisation/thermalisation_Romatschke.pdf
http://polywww.in2p3.fr/~fleuret/wikiil/upload/Thermalisation/thermalisation_Ollitrault.ppt
http://cat.inist.fr/?aModele=afficheN&cpsidt=183781
http://cat.inist.fr/?aModele=afficheN&cpsidt=7745602
http://www.ingentaconnect.com/content/els/03759474/1995/00000592/00000004/art00302
http://books.google.fr/books?id=wnXYGwtYmqoC&pg=PA61&lpg=PA61&dq=Thermalisation&source=web&ots=Fwd21eA2Va&sig=v_dA9zPEnhpHSWFH4lrX0Rml-5Q&hl=fr
Pion thermalisation in relativistic heavy ion collisions
Authors: Emelyanov V.; Pantis G.1
Source: Nuclear Physics A, Volume 592, Number 4, 2 October 1995 , pp. 581-598(18)
Publisher: Elsevier
http://arxiv.org/abs/quant-ph/9711057 : Thermalisation of Quantum States
http://arxiv.org/PS_cache/quant-ph/pdf/9711/9711057v2.pdf
http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00006301/en/
http://tel.archives-ouvertes.fr/action/open_file.php?url=http://tel.archives-ouvertes.fr/docs/00/04/68/87/PDF/tel-00006301.pdf&docid=46887
Citation :
La thermalisation des électrons dans une atmosphère stellaire
Loïc Chevallier
Cette thèse présente une étude théorique d'un modèle d'atmosphère stellaire, modélisée comme une couche plan-parallèle irradiée sur une face, avec des électrons non thermalisés a priori. Les électrons sont caractérisés par leur fonction de distribution des vitesses (fdv), que l'on cherche à calculer en même temps que les autres grandeurs de l'atmosphère. Notre principal objectif est de comprendre le mécanisme de thermalisation des électrons, qui tend à rapprocher leur fdv de la fonction de Maxwell-Boltzmann lorsque les collisions élastiques dominent les interactions inélastiques des électrons avec le milieu ambiant, une hypothèse universellement admise en théorie des atmosphères stellaires. Les processus inélastiques (collisionnels ou radiatifs) perturbent cet équilibre, et la fdv des électrons peut s'écarter considérablement de l'équilibre maxwellien aux hautes énergies. De tels écarts modifient fortement les populations atomiques et le champ radiatif. Les calculs numériques consistent en la comparaison de trois modèles d'atmosphères: en équilibre thermodynamique local (ETL), hors ETL avec électrons thermalisés, et hors ETL avec électrons non thermalisés a priori. Nous avons résolu ce problème dans un plasma d'hydrogène pur en prenant en compte les principaux types d'interaction présents dans les atmosphères stellaires. L'équation cinétique des électrons a été résolue en calculant son terme de collision élastique à l'aide d'un modèle BGK longuement justifié dans la thèse. Notre principale contribution se situe au niveau du transfert de rayonnement. Nous avons utilisé, et surtout développé, les codes de l'équipe "Transfert" de l'Observatoire de Lyon. Les calculs montrent que la fdv des électrons s'écarte considérablement d'une maxwellienne dans la région hors ETL de l'atmosphère stellaire. Pour conclure, nous envisageons quelques extensions possibles de ce travail et certaines applications astrophysiques.
1: Centre de Recherche Astronomique de Lyon - Observatoire de Lyon
Règles de Hund-Thermalisation
Le choix précis de la symétrie des fonctions d'onde initiales n'est pas forcément évident : la levée de dégénérescence en spin ou en symétrie par des effets quantiques fins n'est pas prévisible par de simples considérations d'oscillateurs harmoniques déformés. Une des solutions à ce problème peut être de constituer un ensemble thermalisé à température très faible de fonctions d'onde. On attribue alors des nombres d'occupation fractionnaires à un plus grand nombre de fonctions d'onde que le nombre d'électrons de valence, de façon à explorer au cours du processus itératif toutes les possibilités en terme de nombres quantiques initiaux ou de spin. Au cours du processus , il faut choisir progressivement les $ N$ fonctions d'onde qui ont les valeurs propres les plus basses et faire passer leurs nombres d'occupation à 1 en vérifiant que la séquence des valeurs propres reste la même, ce qui est le cas si le pas est suffisamment petit.
http://www.univ-lemans.fr/~fcalvay/these/node50.html
