Thermalisation of electrons in a stellar atmosphere
La thermalisation des électrons dans une atmosphère stellaire
Abstract
In this thesis we draw a theoretical study of a stellar atmosphere, modelled as a parallel-plane slab irradiated on one face, where free electrons are not thermalised. Free electrons are characterized by their velocity distribution function : the electron distribution function (edf), which is calculated in addition to other atmospheric thermodynamical quantities. Our main objective is to understand the mechanism leading to the thermalisation of electrons, where the edf tends toward the Maxwell-Boltzmann distribution as long as elastic collisions dominate inelastic interactions of electrons with the plasma. This hypothesis is always accepted, in stellar atmospheres theory. Inelastic (collisional or radiative) processes disturb this equilibrium, and the edf can considerably deviate from the maxwellian equilibrium at high energies. Such deviations strongly modify atomic populations and the radiative field. Numerical computations consist in the comparison between three stellar atmosphere models: in local thermodynamic equilibrium (LTE), non-LTE models with thermalised electrons, and we relax the hypothesis of a priori thermalised electrons. This problem was solved in this thesis by using an hydrogen plasma and the main types of interactions found in stellar atmospheres. The kinetic equation of electrons was solved using a BGK model for elastic collisions, this model being extensively detailled in the thesis. Our main contribution consists in correctly solving the radiative transfer equation. We used, and especially developed, the code from the Transfert team at CRAL Observatoire de Lyon. We show that the edf considerably deviate from a maxwellian distribution over all non-LTE part in the stellar atmosphere. Finally, some extensions and astrophysical applications of this work are discussed.
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.
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