Other
Scientific paper
Mar 2001
adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2001phdt........45v&link_type=abstract
ProQuest Dissertations And Theses; Thesis (Ph.D.)--Universite de Montreal (Canada), 2001.; Publication Number: AATNQ62106; ISBN:
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Scientific paper
Le besoin de reproduire la formation d'etoiles par simulations numeriques s'est fait de plus en plus present au cours des 30 dernieres annees. Depuis Larson (1968), les codes de simulations n'ont eu de cesse de s'ameliorer. D'ailleurs, en 1977, Lucy introduit une autre methode de calcul venant concurrencer la methode par grille. Cette nouvelle facon de calculer utilise en effet des points a defaut d'utiliser des grilles, ce qui est une bien meilleure adaptation aux calculs d'un effondrement gravitationnel. Il restait cependant le probleme d'ajouter le transfert radiatif a un tel code. Malgre la proposition de Brookshaw (1984), qui nous montre une formule permettant d'ajouter le transfert radiatif sous la forme SPH tout en evitant la double sommation genante qu'elle implique, aucun code SPH a ce jour ne contient un transfert radiatif satisfaisant. Cette these presente pour la premiere fois un code SPH muni d'un transfert radiatif adequat. Toutes les difficultes ont pu etre surmontees afin d'obtenir finalement le transfert radiatif "vrai" qui survient dans l'effondrement d'un nuage moleculaire. Pour verifier l'integrite de nos resultats, une comparaison avec le nonisothermal test case de Boss & Myhill (1993) nous revele un resultat fort satisfaisant. En plus de suivre fidelement la courbe de l'evolution de la temperature centrale en fonction de la densite centrale, notre code est exempt de toutes les anomalies rencontrees par les codes par grille. Le test du cas de la conduction thermique nous a lui aussi servit a verifier la fiabilite de notre code. La aussi les resultats sont fort satisfaisants. Faisant suite a ces resultats, le code fut utilise dans deux situations reelles de recherche, ce qui nous a permis de demontrer les nombreuses possibilites que nous donne notre nouveau code. Dans un premier temps, nous avons tudie le comportement de la temperature dans un disque d'accretion durant son evolution. Ensuite nous avons refait en partie une experience de Bonnell & Bastien (1993) qui tentait d'expliquer le phenomene FU Orionis. Bien que ces deux situations ne furent pas totalement approfondies dans notre cas, nous reussissons tout de meme a obtenir des resultats interessants. Tout ceci nous ouvre la porte a de nombreuses possibilites de projets qui pourront certainement etre effectues dans les annees a venir.
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