Topology Optimisation of a 3D Electromagnetic Device using the SIMP Density-Based Method

International audienceThe presented paper proposes a topology optimisation methodology based on the density-based method SIMP, and applied to a numerical example to validate the former. The approach and methodology are detailed, and the results for a 3D basic electromagnetic example are presented. The non-linear B(H) curve is also taken into account

Effect of Nanostructuring on the Thermoelectric Properties of β-FeSi2

Nanostructured β-FeSi2 and β-Fe0.95Co0.05Si2 specimens with a relative density of up to 95% were synthesized by combining a top-down approach and spark plasma sintering. The thermoelectric properties of a 50 nm crystallite size β-FeSi2 sample were compared to those of an annealed one, and for the former a strong decrease in lattice thermal conductivity and an upshift of the maximum Seebeck’s coefficient were shown, resulting in an improvement of the figure of merit by a factor of 1.7 at 670 K. For β-Fe0.95Co0.05Si2, one observes that the figure of merit is increased by a factor of 1.2 at 723 K between long time annealed and nanostructured samples mainly due to an increase in the phonon scattering and an increase in the point defects. This results in both a decrease in the thermal conductivity to 3.95 W/mK at 330 K and an increase in the power factor to 0.63 mW/mK2 at 723 K

Effectiveness of Chest Physiotherapy in Infants Hospitalized with Acute Bronchiolitis: A Multicenter, Randomized, Controlled Trial

Vincent Gajdos and colleagues report results of a randomized trial conducted among hospitalized infants with bronchiolitis. They show that a physiotherapy technique (increased exhalation and assisted cough) commonly used in France does not reduce time to recovery in this population

La thermalisation des électrons dans une atmosphère stellaire

Joachim Oxenius (président) Nelly Peyraud-Cuenca (rapporteur) Eduardo Simonneau (rapporteur) Mario Ahues Lucio Crivellari Bernard Rutily Jacques BergeatIn 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

La Thermalisation des électrons dans une atmosphère stellaire

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 à priori. Les électrons sont caractérisés par leur fonction de distribution de vitesse (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 radiactifs) perturbent cet équilibre, et la fdv des électrons peut s'écarter considérablement l'équilibre maxwellien aux hautes énergies. De tels écarts modifient fortement les populations atomiques et le champ radiactif. Les calculs numériques consistent Nn la comparaison de trois atmosphères : en équilibre thermodynamique local (ETL), hors ETL avec électrons thermalisés, et hors ETL avec électrons non thermalisés à 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 justifié, 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.LYON1-BU.Sciences (692662101) / SudocMEUDON-Observatoire (920482302) / SudocSudocFranceF

An Improved Newton Method Based on Choosing Initial Guess Applied to Scalar Formulation in Nonlinear Magnetostatics

International audienc