Attribution 4.0 International Institut de l’information scientifique et technique (Inist) - CNRS/UAR76 Institute for scientific and technical information (Inist) - CNRS/UAR76 http://www.inist.fr 2019-04-19 Institut de l’information scientifique et technique (Inist) - CNRS/UAR76 Institute for scientific and technical information (Inist) - CNRS/UAR76 https://dx.doi.org/10.13143/lotr.5365 2023-04-24 Astronomy thesaurus Thésaurus d'Astronomie Ce thésaurus en Astrophysique est issu d'un vocabulaire utilisé pour l'indexation des références bibliographiques de la base de données PASCAL (https://pascal-francis.inist.fr/) jusqu'en 2014, dans le domaine de l'Astronomie. Ce vocabulaire reflète le contenu des articles indexés, incluant tous les aspects de la recherche en Astronomie y compris les éléments mathématiques, la chimie interstellaire et la physique théorique présents dans les articles. Le contenu du thésaurus est mis à jour régulièrement afin de refléter l'état de l'art de la connaissance actuelle dans ce domaine. Toutes les définitions sont données avec leurs sources et le thésaurus a été aligné avec wikidata et le Thésaurus Unifié d'Astronomie (https://astrothesaurus.org/). This Astrophysics thesaurus comes from a vocabulary used for the indexing of bibliographic references from the Pascal database (https://pascal-francis.inist.fr/) until 2014, in the field of Astronomy. This vocabulary reflects the content of indexed articles, including all aspects of Astronomy research including mathematical elements, interstellar chemistry and theoretical physics present in the articles. The content of the thesaurus is updated regularly in order to reflect the state of the art of current knowledge in this area. All definitions are given with their sources and the thesaurus has been aligned with Wikidata and the Unified Astronomy Thesaurus (https://astrothesaurus.org/). Cette ressource contient 2493 entrées terminologiques. This resource contains 2493 terminological entries. 1.0 2022-10-14 star activity Activité stellaire Activité stellaires Stellar activity activités stellaires star activities stellar activities activité stellaire stellar activity Milky Way galaxy Voie lactée Voie lactées Milky Way Voie Lactée La Voie lactée, aussi nommée la Galaxie (avec une majuscule), est une galaxie spirale barrée qui comprend entre 200 et 400 milliards d'étoiles, et sans doute plus de 100 milliards de planètes. Elle abrite le Système solaire et donc la Terre. Son diamètre est estimé à 100 000 à 120 000 années-lumière, voire à 150 000 ou à 200 000 années-lumière, bien que le nombre d'étoiles au-delà de 120 000 années-lumière soit très faible. Elle et son cortège de galaxies satellites font partie du Groupe local, lui-même rattaché au superamas de la Vierge appartenant lui-même à Laniakea. Le Système solaire se situe à environ 27 000 années-lumière du centre de la Voie lactée, lequel est constitué d'un trou noir supermassif. (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Voie_lact%C3%A9e ) The Milky Way Galaxy, our home galaxy, is a large barred spiral galaxy containing some 200 to 400 billion stars (possibly many more if brown dwarfs are included). Its barred structure, and the fact that its spiral arms are quite loosely wrapped, suggests that it is of type Sbc or SBbc in the Hubble galaxy classification scheme. Its main components are a disk, a central bulge, and a halo. Recent estimates put the total mass of the Milky Way Galaxy in the range one to two trillion solar masses, including a large but uncertain amount of dark matter in the dark halo. The Milky Way is the second largest member of the Local Group, after the Andromeda Galaxy. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html ) 2022-09-30 celestial spheres sphères célestes celestial sphere sphère céleste La sphère céleste est une sphère imaginaire, de rayon arbitraire et dont le centre est l'origine du système de coordonnées célestes de référence considéré. Les positions des objets célestes ainsi que, le cas échéant, leurs trajectoires apparentes dans le ciel, sont repérées par leur projection depuis le centre sur la surface interne (concave) de la sphère. (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sph%C3%A8re_c%C3%A9leste ) An imaginary sphere, of large but indefinite dimension, used as a basis to define the position coordinates of celestial bodies. The center can be the Earth, the observer, or any other point which plays the role of origin for a given system of coordinates. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=celestial+sphe&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-04 Constante fondamentale Constante fondamentales Fundamental constant constantes fondamentales fundamental constants constante fondamentale fundamental constant Une constante physique qui ne peut être exprimée en termes d'autres constantes de la nature, telle la charge de l'électron. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=fundamental+constant&formSubmit=Search&showAll=1 ) A physical constant that cannot be expressed in terms of other constants of nature, such as the charge of the electron. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=fundamental+constant&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-28 courants électriques electric currents courant électrique electric current Un courant électrique est un mouvement d'ensemble de porteurs de charges électriques, généralement des électrons, au sein d'un matériau conducteur. Ces déplacements sont imposés par l'action de la force électromagnétique, dont l'interaction avec la matière est le fondement de l'électricité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courant_%C3%A9lectrique ) An electric current is a stream of charged particles, such as electrons or ions, moving through an electrical conductor or space. It is measured as the net rate of flow of electric charge through a surface or into a control volume. The moving particles are called charge carriers, which may be one of several types of particles, depending on the conductor. In electric circuits the charge carriers are often electrons moving through a wire. In semiconductors they can be electrons or holes. In an electrolyte the charge carriers are ions, while in plasma, an ionized gas, they are ions and electrons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electric_current ) 2022-09-30 déplacement des raies spectrales déplacement spectral Déplacement raie Déplacement raies Spectral line shift déplacements des raies déplacements des raies spectrales déplacements spectraux spectral line shifts déplacement des raies spectral line shift 2022-09-29 radioactivity radioactivité désintégrations radioactives radioactive decays désintégration radioactive radioactive decay La radioactivité est le phénomène physique par lequel des noyaux atomiques instables (dits radionucléides ou radioisotopes) se transforment spontanément en d'autres atomes (désintégration) en émettant simultanément des particules de matière (électrons, noyaux d'hélium, neutrons, etc.) et de l'énergie (photons et énergie cinétique). La radioactivité a été découverte en 1896 par Henri Becquerel dans le cas de l'uranium, et très vite confirmée par Pierre et Marie Curie pour le radium. C'est cette dernière qui introduit à cette occasion les termes de radioactivité et radioélément. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radioactivit%C3%A9 ) Radioactive decay (also known as nuclear decay, radioactivity, radioactive disintegration, or nuclear disintegration) is the process by which an unstable atomic nucleus loses energy by radiation. A material containing unstable nuclei is considered radioactive. Three of the most common types of decay are alpha decay (α-decay), beta decay (β-decay), and gamma decay (γ-decay), all of which involve emitting one or more particles. The weak force is the mechanism that is responsible for beta decay, while the other two are governed by the electromagnetism and nuclear force. A fourth type of common decay is electron capture, in which an unstable nucleus captures an inner electron from one of the electron shells. The loss of that electron from the shell results in a cascade of electrons dropping down to that lower shell resulting in emission of discrete X-rays from the transitions. A common example is iodine-125 commonly used in medical settings. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radioactive_decay ) 2022-09-29 Diffusion Diffusion(transport) Diffusion(transports) diffusions diffusions diffusion diffusion La diffusion de la matière, ou diffusion chimique, désigne la tendance naturelle d'un système à rendre uniforme le potentiel chimique de chacune des espèces chimiques qu'il comporte. La diffusion chimique est un phénomène de transport irréversible qui tend à homogénéiser la composition du milieu. Dans le cas d'un mélange binaire et en l'absence des gradients de température et de pression, la diffusion se fait des régions de plus forte concentration vers les régions de concentration moindre. Dans le cas le plus général la description précédente reste le plus souvent valable, mais l'on connaît des contre-exemples, où l'une des espèces migre d'une région de plus faible concentration vers une autre de concentration supérieure (uphill diffusion). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffusion_de_la_mati%C3%A8re ) Diffusion is the net movement of anything (for example, atoms, ions, molecules, energy) generally from a region of higher concentration to a region of lower concentration. Diffusion is driven by a gradient in Gibbs free energy or chemical potential. It is possible to diffuse "uphill" from a region of lower concentration to a region of higher concentration, like in spinodal decomposition. The concept of diffusion is widely used in many fields, including physics (particle diffusion), chemistry, biology, sociology, economics, and finance (diffusion of people, ideas, and price values). The central idea of diffusion, however, is common to all of these: a substance or collection undergoing diffusion spreads out from a point or location at which there is a higher concentration of that substance or collection. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diffusion ) 2022-09-29 Discontinuity Discontinuité discontinuités MHD MHD discontinuity discontinuité MHD 2022-10-05 disque rotatif rotating disc Disque tournant Disque tournants Rotating disk disques rotatifs disques tournants rotating discs rotating disks disque tournant rotating disk 2022-10-06 geomagnetic storm orage géomagnétique solar storm tempête géomagnétique tempête magnétique Magnetic storm Orage magnétique Orage magnétiques geomagnetic storms magnetic storms orages géomagnétiques orages magnétiques solar storms tempêtes géomagnétiques tempêtes magnétiques magnetic storm orage magnétique Un orage magnétique, aussi appelé tempête magnétique ou encore tempête géomagnétique, est un phénomène lié aux interactions entre les variations de l'activité solaire et le champ magnétique terrestre, qui mènent à des fluctuations énergétiques brusques et intenses. Ces fluctuations peuvent influencer l'atmosphère terrestre, notamment l'ionosphère en créant, notamment, des aurores polaires. Elles ont également un effet significatif sur l'électronique. Les effets des orages géomagnétiques varient en fonction, notamment, de l'altitude et de la latitude. (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orage_magn%C3%A9tique ) A temporary, worldwide disturbance of the Earth's magnetic field by streams of charged particles from the Sun. Magnetic storms are frequently characterized by a sudden onset, in which the magnetic field undergoes marked changes in the course of an hour or less, followed by a very gradual return to normalcy, which may take several days. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+storm&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-28 Distribution vitesse Distribution vitesses Velocity distribution distributions des vitesses velocity distributions distribution des vitesses velocity distribution 2022-09-28 eclipses éclipses eclipse éclipse Une éclipse correspond à l'occultation d'une source de lumière par un objet physique. En astronomie, une éclipse est la disparition apparente (occultation) et temporaire, pour un observateur, de tout (éclipse totale) ou partie (éclipse partielle) d'un astre (une étoile comme le Soleil, une planète ou un satellite naturel comme la Lune) résultant de l'interposition d'un autre objet céleste soit entre cet astre et la source de lumière qui l'éclaire (éclipse vraie), soit entre cet astre et l'œil de l'observateur (éclipse apparente). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89clipse ) An eclipse is the total or partial concealment of one celestial body by another, a phenomenon seen in solar eclipses, lunar eclipses, and eclipsing binary stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eclipse.html ) 2022-09-29 Effet Hall effets Hall Hall effect effet Hall L'effet Hall « classique » a été découvert en 1879 par Edwin Herbert Hall, qui l'a énoncé comme suit : « un courant électrique traversant un matériau baignant dans un champ magnétique, engendre une tension perpendiculaire à ce dernier ». (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Hall ) The Hall effect is the generation of an electromotive force, or a potential difference, across a conductor or semiconductor when it is carrying a current perpendicular to a magnetic field around it. The voltage is at right-angles (90°) to both the direction of the current and the direction of the magnetic field, and arises from the deflection of moving charge carriers – electrons or holes – by the magnetic field. The effect was discovered in 1879 by the American physicist Edwin H. Hall (1855–1938). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Hall_effect.html ) 2022-09-28 2022-09-28 astrochemistries astrochimies astrochemistry astrochimie L'astrochimie est l'étude des éléments chimiques détectés dans l'espace lointain, habituellement, dans les nuages de gaz moléculaire. Elle étudie aussi leur formation, leurs interactions et leur destruction. L'astrochimie est une discipline liée à l'astrophysique, à l'interface entre l'astronomie et la chimie. Elle permet de caractériser les réactions se produisant dans le milieu interstellaire, en particulier lors des différents stades de la formation d'une étoile. La détection de certaines molécules-clés tels que les acides aminés pourrait avoir un impact sur notre compréhension de l'origine de la vie sur Terre. (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astrochimie ) Astrochemistry is the study of the chemical interactions between the gas and dust of the interstellar medium. Astrochemistry began with the observation of neutral hydrogen's 21-centimeter line, which revealed an abundance of hydrogen between the stars. Since that time, more than 130 types of interstellar molecule have been detected. Scientists are now expanding their search to more complex, organic (carbon-rich) molecules that may hold the key to how life began. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/astrochemistry.html ) 2022-09-27 wind distribution distributions des vents wind distributions wind fields distribution du vent wind field 2022-10-04 electromagnetisms électromagnétismes electromagnetism électromagnétisme L'électromagnétisme, aussi appelé interaction électromagnétique, est la branche de la physique qui étudie les interactions entre particules chargées électriquement, qu'elles soient au repos ou en mouvement, et plus généralement les effets de l'électricité, en utilisant la notion de champ électromagnétique. Il est d'ailleurs possible de définir l'électromagnétisme comme l'étude du champ électromagnétique et de son interaction avec les particules chargées. Le terme d'électromagnétisme fait référence au fait que les phénomènes électriques et magnétiques ont été vus comme indépendants jusqu'en 1860, quand Maxwell a montré qu'ils n'étaient que deux aspects d'un même ensemble de phénomènes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89lectromagn%C3%A9tisme ) Electromagnetism may refer to any of the following : 1. Electromagnetic theory : the science of electricity and magnetism; specifically, the study of electric and magnetic fields. The two fields are in fact different manifestations of the same physical field, and are interconverted according to the speed of the observer. The theory of electromagnetism, including light, was first developed by Michael Faraday and James Clerk Maxwell in the 19th century (see Maxwell's equations). 2. Magnetism arising from a moving electric charge. 3. One of the four fundamental forces of nature along with gravity, the weak force, and the strong force. It is the interaction due to electric charge, which also includes magnetic effects that have to do with moving electric charges. Electromagnetism is the second strongest force after the strong force. At the quantum level it is mediated by photons, and is well described by the theory of quantum electrodynamics. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/electromagnetism.html ) 2022-09-28 Chemical element Elément chimique Elément chimiques chemical elements éléments chimiques chemical element (interstellar, circumstellar, or planetary) élément chimique (interstellaire, circumstellaire ou planétaire) Un élément chimique est la classe des atomes dont le noyau compte un même nombre de protons. Ce nombre, noté Z, est le numéro atomique de l'élément, qui détermine la configuration électronique des atomes correspondants, et donc leurs propriétés physicochimiques. Ces atomes peuvent en revanche compter un nombre variable de neutrons dans leur noyau, ce qu'on appelle des isotopes. L'hydrogène, le carbone, l'azote, l'oxygène, le fer, le cuivre, l'argent, l'or, etc., sont des éléments chimiques, dont le numéro atomique est respectivement 1, 6, 7, 8, 26, 29, 47, 79, etc. Chacun est conventionnellement désigné par un symbole chimique : H, C, N, O, Fe, Cu, Ag, Au, etc. Au total, 118 éléments chimiques ont été observés à ce jour, de numéro atomique 1 à 118. Parmi eux, 94 éléments ont été identifiés sur Terre dans le milieu naturel, et 80 ont au moins un isotope stable : tous ceux de numéro atomique inférieur ou égal à 82 hormis les éléments 43 et 61. Les 24 autres sont des éléments synthétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89l%C3%A9ment_chimique ) A chemical element is a species of atoms that have a given number of protons in their nuclei, including the pure substance consisting only of that species. Unlike chemical compounds, chemical elements cannot be broken down into simpler substances by any chemical reaction. The number of protons in the nucleus is the defining property of an element, and is referred to as its atomic number (represented by the symbol Z) – all atoms with the same atomic number are atoms of the same element. Almost all of the baryonic matter of the universe is composed of chemical elements (among rare exceptions are neutron stars). When different elements undergo chemical reactions, atoms are rearranged into new compounds held together by chemical bonds. Only a minority of elements, such as silver and gold, are found uncombined as relatively pure native element minerals. Nearly all other naturally occurring elements occur in the Earth as compounds or mixtures. Air is primarily a mixture of the elements nitrogen, oxygen, and argon, though it does contain compounds including carbon dioxide and water. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chemical_element ) 2022-09-28 fonction d'énergie potentielle potential energy function Energie potentielle Energie potentielles Potential energy fonctions d'énergies potentielles potential energies potential energy functions énergies potentielles potential energy énergie potentielle En physique, l'énergie potentielle est l'énergie détenue par un objet en raison de sa position par rapport à d'autres objets, des contraintes en lui-même, de sa charge électrique ou d'autres facteurs. Les types courants d'énergie potentielle comprennent l'énergie potentielle gravitationnelle d'un objet, l'énergie potentielle élastique d'un ressort étiré et l'énergie potentielle électrique d'une charge électrique dans un champ électrique. L'unité d'énergie dans le système international des unités (SI) est le Joule, qui a le symbole J. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Potential_energy ) In physics, potential energy is the energy held by an object because of its position relative to other objects, stresses within itself, its electric charge, or other factors. Common types of potential energy include the gravitational potential energy of an object, the elastic potential energy of an extended spring, and the electric potential energy of an electric charge in an electric field. The unit for energy in the International System of Units (SI) is the joule, which has the symbol J. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Potential_energy ) 2022-09-28 2022-09-28 siesziesgies syzygies syzygie syzygy En astronomie, une syzygie est une situation où trois objets célestes ou plus sont en conjonction ou en opposition. Ce mot est généralement utilisé pour le Soleil, la Terre et la Lune ou une planète. Par exemple, les éclipses de lune ou de soleil sont des syzygies ; de même on parle de syzygie pour désigner les nouvelles et pleines lunes, lorsque le Soleil et la Lune sont respectivement en conjonction ou en opposition, bien qu'ils ne soient pas parfaitement alignés avec la Terre. (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syzygie ) The alignment of three or more celestial bodies in the same gravitational system along a nearly straight line. Conjunction or opposition of a heavenly body with the Sun. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=syzygy&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-28 chemical equilibria Chemical equilibrium Equilibre chimique Equilibre chimiques chemical equilibrias chemical equilibriums équilibres chimiques chemical equilibrium équilibre chimique Dans une réaction chimique, l'équilibre chimique est l'état dans lequel les réactifs et les produits sont présents à des concentrations qui n'ont plus tendance à changer avec le temps, de sorte qu'il n'y a pas de changement observable dans les propriétés du système. Cet état se traduit lorsque la réaction avant se déroule au même rythme que la réaction inverse. Les taux de réaction des réactions avant et arrière ne sont généralement pas nulles, mais elles sont égales. Ainsi, il n'y a pas de changements nets dans les concentrations des réactifs et des produits. Un tel état est connu sous le nom d'équilibre dynamique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Chemical_equilibrium ) In a chemical reaction, chemical equilibrium is the state in which both the reactants and products are present in concentrations which have no further tendency to change with time, so that there is no observable change in the properties of the system. This state results when the forward reaction proceeds at the same rate as the reverse reaction. The reaction rates of the forward and backward reactions are generally not zero, but they are equal. Thus, there are no net changes in the concentrations of the reactants and products. Such a state is known as dynamic equilibrium. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chemical_equilibrium ) 2022-10-06 Comet Comète comets comètes comet comète Une comète est, en astronomie, un petit corps céleste constitué d'un noyau de glace et de poussière en orbite (sauf perturbation) autour d'une étoile. Lorsque son orbite, qui a généralement la forme d'une ellipse très allongée, l'amène près de cette étoile (par exemple le Soleil dans le système solaire), la comète est exposée à diverses forces émanant de cette dernière : vent stellaire, pression de radiation et gravitation. Le noyau s'entoure alors d'une sorte de fine atmosphère brillante constituée de gaz et de poussières, appelée chevelure ou coma, souvent prolongée de deux traînées lumineuses composées également de gaz et de poussières, les queues (une de gaz ionisé et une de poussières), qui peuvent s'étendre sur plusieurs dizaines de millions de kilomètres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Com%C3%A8te ) A comet is a small astronomical body, typically a few kilometers across, that orbits the Sun. Comets contain icy chunks and frozen gases with bits of embedded rock and dust, and possibly a rocky core, aptly described as a "dirty snowball." Comets are leftovers from the formation of the Solar System and are believed to exist in vast numbers in the Oort Cloud and, to a lesser extent, in the Kuiper Belt. From these regions they can be perturbed by the gravitational influence of passing stars or interstellar clouds and thrown into new, highly elliptical orbits (see ellipse) that bring them into the inner Solar System. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/comet.html ) 2022-09-29 Faisceau particule Faisceau particules Particle beam faisceaux de particules particle beams faisceau de particules particle beam 2022-09-23 gazs ionisés ionized gases gaz ionisé ionized gas 2022-10-06 nebulae nebulaes nebulas nébuleuses nebula nébuleuse Une nébuleuse (du latin nebulosis, flou) est, en astronomie, un objet céleste composé de gaz raréfié, de plasma ou de poussières interstellaires. Avant les années 1920, le terme désignait tout objet du ciel d’aspect diffus. Étudiées par des astrophysiciens spécialisés dans l'étude du milieu interstellaire, les nébuleuses jouent un rôle clé dans la naissance des étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse ) A nebula is a cloud of gas and dust in space. There are three general types: emission nebulae, which shine by their own light, reflection nebulae, which reflect light from nearby stars, and dark nebulae, which absorb light and appear dark against a brighter background. When cloudlike material in space is patchy, or of a form that is difficult to categorize as a particular type of nebula, is referred to as nebulosity. Originally, the term "nebula" (a Latin word meaning "mist") was applied to a variety of extended objects in the sky, including what are now known to be external galaxies; for example, the Andromeda Galaxy used to be, and occasionally still is, called the Andromeda Nebula. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/nebula.html ) 2022-10-04 Gravitation Gravitation gravitations gravitations gravitation gravitation 1) Le phénomène universel d'attraction entre les corps matériels. 2) l'acte ou le processus de déplacement sous l'influence de cette attraction. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitation&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) The universal phenomenon of attraction between material bodies. 2) The act or process of moving under the influence of this attraction. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitation&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-28 Galaxies Seyfert galaxies de Seyfert Seyfert galaxy galaxie de Seyfert Les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales caractérisées par un noyau extrêmement brillant et compact. D'une brillance de surface très élevée, leur noyau représente l'une des plus grandes sources de rayonnement électromagnétique connues de l'Univers, possiblement liée au trou noir supermassif en leur centre. Ces galaxies présentent des émissions fortes dans les domaines radio, ultraviolet, infrarouge et rayons X du spectre électromagnétique. Elles représenteraient plus de 5 % de l'ensemble des galaxies de l'univers observable. Elles forment un des deux groupes importants de galaxies actives, l'autre groupe étant les quasars. Elles ont été nommées d'après Carl Seyfert, qui a étudié ces objets au cours des années 1940. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_de_Seyfert ) A Seyfert galaxy is galaxy with a small, intensely bright nucleus which shows strong, broad emission lines. Seyfert galaxies, named after Carl Seyfert (1911–1960), who first defined them as a group of similar objects in 1943, are nearly all spiral galaxies or barred spirals. Two distinct classes were identified by Ed Khachikian and Daniel Weedman on the basis of their emission lines. Class 1 Seyferts, such as NGC 5548, show broadening only of their hydrogen lines – those that can be associated with the highest gas densities. Class 2 Seyferts, such as NGC 1068 (the brightest known Seyfert), show broadening of all their lines. In both cases, the spectrum points to the presence of large amounts of very hot, fast-moving gas close to the galactic center that is being prevented from escaping by a large central mass. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Seyfert_galaxy.html ) 2022-09-28 geomagnetic indices Geomagnetic index Indice géomagnétique Indice géomagnétiques geomagnetic indexes indices géomagnétiques geomagnetic index indice géomagnétique 2022-10-11 appareil de mesure measuring apparatus Instrument mesure Instrument mesures Measuring instruments appareils de mesures instruments de mesures measuring apparatuses measuring instruments instrument de mesure measuring instrument Un instrument de mesure (ou appareil de mesure) est un dispositif destiné à obtenir expérimentalement des valeurs qu'on puisse attribuer à une grandeur. En physique et en sciences de l’ingénieur, mesurer consiste à comparer une grandeur physique qui caractérise un objet ou un phénomène avec celle de même nature choisie comme unité de mesure. La mesure est le nombre qui fixe la relation entre la grandeur mesurée et l’unité choisie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Instrument_de_mesure ) A measuring instrument is a device to measure a physical quantity. In the physical sciences, quality assurance, and engineering, measurement is the activity of obtaining and comparing physical quantities of real-world objects and events. Established standard objects and events are used as units, and the process of measurement gives a number relating the item under study and the referenced unit of measurement. Measuring instruments, and formal test methods which define the instrument's use, are the means by which these relations of numbers are obtained. All measuring instruments are subject to varying degrees of instrument error and measurement uncertainty. These instruments may range from simple objects such as rulers and stopwatches to electron microscopes and particle accelerators. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Measuring_instrument ) 2022-10-03 ETI Intelligence extraterrestre Intelligence extraterrestres extraterrestrial intelligences intelligences extraterrestres extraterrestrial intelligence intelligence extraterrestre L'intelligence extraterrestre (souvent abrégé ETI) fait référence à une vie extraterrestre intelligente hypothétique. La question de savoir si d'autres mondes habités pourraient exister a été débattue depuis les temps anciens. La forme moderne du concept a émergé lorsque la révolution copernicienne a démontré que la Terre était une planète tournant autour du Soleil, et d'autres planètes étaient, en conséquence, d'autres mondes. La question de savoir si d'autres planètes ou lunes habitées existent a été une conséquence naturelle de cette nouvelle compréhension. Il est devenu l'une des questions les plus spéculatives de la science et est un thème central de la science-fiction et de la culture populaire. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Extraterrestrial_intelligence ) Extraterrestrial intelligence (often abbreviated ETI) refers to hypothetical intelligent extraterrestrial life. The question of whether other inhabited worlds might exist has been debated since ancient times. The modern form of the concept emerged when the Copernican Revolution demonstrated that the Earth was a planet revolving around the Sun, and other planets were, conversely, other worlds. The question of whether other inhabited planets or moons exist was a natural consequence of this new understanding. It has become one of the most speculative questions in science and is a central theme of science fiction and popular culture. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Extraterrestrial_intelligence ) 2022-09-29 Interaction particule Interaction particules Particle interaction interactions des particules particle interactions interaction des particules particle interaction 2022-10-04 Interferometry Interférométrie interferometries interférométries interferometry interférométrie L'interférométrie est une famille de techniques dans lesquelles des ondes, généralement des ondes électromagnétiques, se superposent, provoquant le phénomène d'interférence afin d'extraire des informations. L'interférométrie est une technique d'investigation importante dans les domaines suivants: astronomie, fibre optique, métrologie, métrologie optique, océanographie, séismologie, spectroscopie (et ses applications en chimie), mécanique quantique, physique nucléaire et des particules, physique des plasmas, télédétection, interactions biomoléculaires, profilage de surface, microfluidique, mesure de contrainte / déformation mécanique, vélocimétrie et optométrie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interf%C3%A9rom%C3%A9trie ) Interferometry is a technique which uses the interference of superimposed waves to extract information. Interferometry typically uses electromagnetic waves and is an important investigative technique in the fields of astronomy, fiber optics, engineering metrology, optical metrology, oceanography, seismology, spectroscopy (and its applications to chemistry), quantum mechanics, nuclear and particle physics, plasma physics, remote sensing, biomolecular interactions, surface profiling, microfluidics, mechanical stress/strain measurement, velocimetry, optometry, and making holograms (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interferometry ) 2022-09-28 Invariance Invariance invariances invariances invariance invariance Toute propriété d'une loi ou d'une quantité physique qui est inchangée après l'application de certaines classes de transformations. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=invariance&formSubmit=Search&showAll=1 ) Any property of a physical law or quantity that is unchanged after the application of certain classes of transformations. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=invariance&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-28 ionisation Ionisation Ionization ionisations ionisations ionizations ionisation ionization L'ionisation est l'action qui consiste à ajouter ou enlever des charges à un atome ou une molécule électriquement neutre, qui devient ainsi un ion (chargé positivement ou négativement). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ionisation ) Ionization, or ionisation is the process by which an atom or a molecule acquires a negative or positive charge by gaining or losing electrons, often in conjunction with other chemical changes. The resulting electrically charged atom or molecule is called an ion. Ionization can result from the loss of an electron after collisions with subatomic particles, collisions with other atoms, molecules and ions, or through the interaction with electromagnetic radiation. Heterolytic bond cleavage and heterolytic substitution reactions can result in the formation of ion pairs. Ionization can occur through radioactive decay by the internal conversion process, in which an excited nucleus transfers its energy to one of the inner-shell electrons causing it to be ejected. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionization ) 2022-09-28 conservation laws lois de conservations conservation law loi de conservation En physique, une loi de conservation exprime qu'une propriété mesurable particulière d'un système physique reste constante au cours de l'évolution de ce système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_conservation ) In physics, a conservation law states that a particular measurable property of an isolated physical system does not change as the system evolves over time. Exact conservation laws include conservation of mass and energy, conservation of linear momentum, conservation of angular momentum, and conservation of electric charge. There are also many approximate conservation laws, which apply to such quantities as mass, parity, lepton number, baryon number, strangeness, hypercharge, etc. These quantities are conserved in certain classes of physics processes, but not in all. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conservation_law ) 2022-10-04 mécaniques des milieux continus continuum mechanics mécanique des milieux continus La mécanique des milieux continus est le domaine de la mécanique qui s’intéresse à la déformation des solides et à l’écoulement des fluides. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_des_milieux_continus ) Continuum mechanics is a branch of mechanics that deals with the mechanical behavior of materials modeled as a continuous mass rather than as discrete particles. The French mathematician Augustin-Louis Cauchy was the first to formulate such models in the 19th century. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Continuum_mechanics ) 2022-10-06 physique quantique quantum physics quantum theory Mécanique quantique Mécanique quantiques Quantum mechanics mécaniques quantiques physiques quantiques quantum theories mécanique quantique quantum mechanics La mécanique quantique est la branche de la physique théorique qui a succédé à la théorie des quanta et à la mécanique ondulatoire pour étudier et décrire les phénomènes fondamentaux à l'œuvre dans les systèmes physiques, plus particulièrement à l'échelle atomique et subatomique. Elle fut développée dans les années 1920 par une dizaine de physiciens européens, pour résoudre des problèmes que la physique classique échouait à expliquer, comme le rayonnement du corps noir, l'effet photo-électrique, ou l'existence des raies spectrales. Elle se montra féconde en résultats et en applications diverses : elle permit notamment d'élucider le mystère de la structure de l'atome, et plus globalement elle s'avéra être le cadre général de description du comportement des particules élémentaires, jusqu'à constituer le socle de la physique moderne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_quantique ) A development of Newtonian mechanics based on the discrete character of energy (Planck 1900) and the wave motion of material particles (de Broglie 1924). It is relies on the consideration that energy state of a quantum mechanical system can be derived at a given instant by a function whose square of the modulus gives the probability distribution of the coordinates of the system. Quantum mechanics is essential for the treatment of all atomic processes. It holds also for ordinary large scale processes although in this case the deviations from Newtonian mechanics are negligible. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quantum+mechanics&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-04 mécanique statistique Mécanique statistique Mécanique statistiques Statistical mechanics mécaniques statistiques physiques statistiques physique statistique statistical mechanics La physique statistique a pour but d'expliquer le comportement et l'évolution de systèmes physiques comportant un grand nombre de particules (on parle de systèmes macroscopiques), à partir des caractéristiques de leurs constituants microscopiques (les particules). Ces constituants peuvent être des atomes, des molécules, des ions, des électrons, des photons, des neutrinos, ou des particules élémentaires. Ces constituants et les interactions qu'ils peuvent avoir entre eux sont en général décrits par la mécanique quantique, mais la description macroscopique d'un ensemble de tels constituants ne fait, elle, pas directement appel (ou en tout cas pas toujours) à la mécanique quantique. De fait, cette description macroscopique, en particulier la thermodynamique, a été obtenue pour partie avant le développement de la mécanique quantique en tant que théorie de la physique, essentiellement dans la seconde moitié du XIXe siècle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Physique_statistique ) Statistical physics is a branch of physics that evolved from a foundation of statistical mechanics, which uses methods of probability theory and statistics, and particularly the mathematical tools for dealing with large populations and approximations, in solving physical problems. It can describe a wide variety of fields with an inherently stochastic nature. Its applications include many problems in the fields of physics, biology, chemistry, and neuroscience. Its main purpose is to clarify the properties of matter in aggregate, in terms of physical laws governing atomic motion. Statistical mechanics develop the phenomenological results of thermodynamics from a probabilistic examination of the underlying microscopic systems. Historically, one of the first topics in physics where statistical methods were applied was the field of classical mechanics, which is concerned with the motion of particles or objects when subjected to a force. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Statistical_physics ) 2022-09-28 distance determination Distance measurement Mesure de distance Mesure de distances distance determinations distance measurements mesures des distances distance measurement mesure de la distance 2022-10-03 star magnitude Magnitude stellaire Magnitude stellaires Stellar magnitude magnitudes stellaires star magnitudes stellar magnitudes magnitude stellaire stellar magnitude En astronomie, la magnitude est une mesure sans unité de la luminosité d'un objet céleste dans une bande de longueurs d'onde définie, souvent dans le spectre visible ou infrarouge. Une détermination imprécise mais systématique de la grandeur des objets est introduite dès le IIe siècle av. J.-C. par Hipparque. L'échelle est logarithmique et définie de telle sorte que chaque pas d'une grandeur change la luminosité d'un facteur 2,5. Une étoile de magnitude 1 est ainsi presque 100 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 6. Plus un objet apparaît clair, plus la valeur de sa magnitude est basse, les objets les plus lumineux atteignant des valeurs négatives. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magnitude_(astronomie) ) The magnitude is the brightness of a celestial object, measured on a scale in which lower numbers mean greater brightness. The magnitude system stems from the ancient Greeks and, in particular, Hipparchus who, in about 120 BC, ranked stars from first to sixth magnitude: those of first magnitude being the first to appear after sunset, those of sixth magnitude being at the limit of naked-eye visibility in a dark sky. In the nineteenth century, when the advent of photometers made it possible to measure accurately the relative brightness of stars, the system was put on a strict quantitative footing by the English astronomer Norman Pogson (1829–1891). In 1856, the magnitude scale was fixed so that a difference of 5 magnitudes corresponded to a ratio of apparent brightness of 100. On this new scale, known as the Pogson scale, defined so that most of the traditional magnitudes of stars stayed roughly the same, a difference of one magnitude corresponds to a change in brightness by a factor of 2.512, while a jump of 5 magnitudes equals a brightness change of exactly 100-fold. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/magnitude.html ) 2022-09-23 Astronomical observatory Observatoire astronomique Observatoire astronomiques astronomical observatories observatoires astronomiques astronomical observatory observatoire astronomique Un observatoire est un lieu utilisé pour observer les événements terrestres ou célestes. L’astronomie, la climatologie, météorologie, la géophysique, l'océanographie et la volcanologie sont des exemples de disciplines pour lesquelles des observatoires ont été construits. Historiquement, les observatoires étaient aussi simples que de contenir un sextant astronomique (pour mesurer la distance entre les étoiles) ou Stonehenge qui a quelques alignements sur les phénomènes astronomiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Observatoire ) An observatory is a location used for observing terrestrial, marine, or celestial events. Astronomy, climatology/meteorology, geophysical, oceanography and volcanology are examples of disciplines for which observatories have been constructed. Historically, observatories were as simple as containing an astronomical sextant (for measuring the distance between stars) or Stonehenge (which has some alignments on astronomical phenomena). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Observatory ) 2022-09-28 2022-09-28 occultations stellaires stellar occultations occultation stellaire stellar occultation MER-1 MER-B MER-B Mars Exploration Rover - B Mars Exploration Rover – B Opportunity rover rover Opportunity Opportunity ("Opportunité, Occasion" en anglais), alias MER-B (Mars Exploration Rover - B), est la deuxième astromobile de la mission Mars Exploration Rover de l'agence spatiale américaine, la NASA, lancé vers la planète Mars en 2003. L'engin qui s'est posé sur Mars le 25 janvier 2004 dans la région équatoriale de Terra Meridiani avait pour but d'étudier la géologie de Mars et de déterminer en particulier le rôle joué par l'eau dans l'histoire de la planète. Sa mission qui devait durer 90 jours s'est achevée officiellement en février 2019. Cette durée de vie beaucoup plus longue que celle de son jumeau Spirit lui a permis de parcourir 45,16 km (l'objectif de la mission primaire était 600 mètres) et de largement dépasser les objectifs scientifiques assignés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Opportunity ) Opportunity, also known as MER-B (Mars Exploration Rover – B) or MER-1, is a robotic rover that was active on Mars from 2004 until 2018. Opportunity was operational on Mars for 5111 sols (14 years, 138 days). Launched on July 7, 2003, as part of NASA's Mars Exploration Rover program, it landed in Meridiani Planum on January 25, 2004, three weeks after its twin, Spirit (MER-A), touched down on the other side of the planet. With a planned 90-sol duration of activity (slightly less than 92.5 Earth days), Spirit functioned until it got stuck in 2009 and ceased communications in 2010, while Opportunity was able to stay operational for 5111 sols after landing, maintaining its power and key systems through continual recharging of its batteries using solar power, and hibernating during events such as dust storms to save power. This careful operation allowed Opportunity to operate for 57 times its designed lifespan, exceeding the initial plan by 14 years, 47 days (in Earth time). By June 10, 2018, when it last contacted NASA, the rover had traveled a distance of 45.16 kilometers (28.06 miles). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Opportunity_(rover) ) 2022-10-18 2022-10-18 anhydride sulfureux oxyde sulfureux sulfurous anhydride sulphur dioxide anhydrides sulfureux dioxydes de soufres oxydes sulfureux sulfur dioxides sulfurous anhydrides sulphur dioxides dioxyde de soufre sulfur dioxide Le dioxyde de soufre, également appelé anhydride sulfureux (nom qui n’est plus employé en chimie), est un composé chimique de formule SO₂. Il s'agit d'un gaz incolore, dense et toxique, dont l'inhalation est fortement irritante. Il est libéré dans l'atmosphère terrestre par les volcans et par de nombreux procédés industriels, ainsi que par la combustion de certains charbons, pétroles et gaz naturels non désulfurés. L'oxydation du dioxyde de soufre, le plus souvent en présence de catalyseurs tels que le dioxyde d'azote NO₂, conduit au trioxyde de soufre SO₃ et à l'acide sulfurique H₂SO₄, d'où la formation de pluies acides. Elle a pour conséquence une inflammation de l'appareil respiratoire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dioxyde_de_soufre ) Sulfur dioxide (IUPAC-recommended spelling) or sulphur dioxide (traditional Commonwealth English) is the chemical compound with the formula SO₂. It is a toxic gas responsible for the odor of burnt matches. It is released naturally by volcanic activity and is produced as a by-product of copper extraction and the burning of sulfur-bearing fossil fuels. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sulfur_dioxide ) Aberration optique Aberration optiques Optical aberration aberrations optiques optical aberrations aberration optique optical aberration Une aberration est un défaut du système optique qui se répercute sur la qualité de l'image (flou, irisation ou déformation). Les aberrations sont définies par rapport à l'optique paraxiale et matérialisent le fait que certains rayons ne convergent pas vers l'image prédite par l'optique géométrique. Ainsi, la théorie des aberrations s'inscrit dans le cadre de l'optique géométrique et ne prend pas en compte les aspects ondulatoire ou corpusculaire de la lumière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aberration_(optique) ) An imperfection in the imaging properties of a lens or mirror. The main aberrations are chromatic aberration, spherical aberration, coma, astigmatism, field curvature, distortion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=optical+aberration&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-28 Operator Opérateur operators opérateurs operator opérateur En physique, un opérateur est une fonction d'un espace d'états physiques sur un autre espace d'états physiques. L'exemple le plus simple de l'utilité des opérateurs est l'étude de la symétrie (ce qui rend le concept d'un groupe utile dans ce contexte). Pour cette raison, ce sont des outils très utiles en mécanique classique. Les opérateurs sont encore plus importants en mécanique quantique, où ils forment une partie intrinsèque de la formulation de la théorie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Operator_(physics) ) In physics, an operator is a function over a space of physical states onto another space of physical states. The simplest example of the utility of operators is the study of symmetry (which makes the concept of a group useful in this context). Because of this, they are very useful tools in classical mechanics. Operators are even more important in quantum mechanics, where they form an intrinsic part of the formulation of the theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Operator_(physics) ) 2022-10-06 fundamental particle particule fondamentale Elementary particle Particule élémentaire Particule élémentaires elementary particles particules fondamentales particules élémentaires elementary particle particule élémentaire En physique des particules, une particule élémentaire ou une particule fondamentale est une particule subatomique qui n'est pas composée d'autres particules. Les particules actuellement considérées comme élémentaires comprennent les électrons, les fermions fondamentaux (quarks, leptons, antiquarks et antileptons, qui sont généralement des particules de matière et des particules d'antimatière), ainsi que les bosons fondamentaux (bosons de jauge et boson de Higgs), qui généralement sont les particules médiatrices des interactions entre les fermions. Une particule contenant deux particules élémentaires ou plus est une particule composite. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Elementary_particle ) In particle physics, an elementary particle or fundamental particle is a subatomic particle that is not composed of other particles. Particles currently thought to be elementary include electrons, the fundamental fermions (quarks, leptons, antiquarks, and antileptons, which generally are matter particles and antimatter particles), as well as the fundamental bosons (gauge bosons and the Higgs boson), which generally are force particles that mediate interactions among fermions. A particle containing two or more elementary particles is a composite particle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Elementary_particle ) 2022-09-28 Mathematical physics Physique mathématique Physique mathématiques physiques mathématiques mathematical physics physique mathématique Mathematical physics refers to the development of mathematical methods for application to problems in physics. The Journal of Mathematical Physics defines the field as "the application of mathematics to problems in physics and the development of mathematical methods suitable for such applications and for the formulation of physical theories". An alternative definition would also include those mathematics that are inspired by physics (also known as physical mathematics (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mathematical_physics ) 2022-09-28 MHD MHD hydromagnetics Magnetohydrodynamics Magnétohydrodynamique magnétohydrodynamiques magnetohydrodynamics magnétohydrodynamique La magnétohydrodynamique (MHD) est une discipline scientifique qui décrit le comportement d'un fluide conducteur du courant électrique en présence de champs électromagnétiques. Elle s'applique notamment aux plasmas, au noyau externe et même à l'eau de mer. C'est une généralisation de l'hydrodynamique (appelée plus communément dynamique des fluides, définie par les équations de Navier-Stokes) couplée à l'électromagnétisme (équations de Maxwell). Entre la mécanique des fluides "classique" et la magnétohydrodynamique, se situe l'électrohydrodynamique ou mécanique des fluides ionisés en présence de champs électriques (électrostatique), mais sans champ magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9tohydrodynamique ) Magnetohydrodynamics (MHD) is the study of how conducting fluids, such as liquid metals or plasmas, behave in the presence of electric and magnetic fields. It is a macroscopic form of electrodynamics, deriving from fluid dynamics such as magnetic pressure and magnetic viscosity. Its equations often defy exact solution. The most important applications are in magnetohydrodynamic generators and controlled nuclear fusion process. The extremely hot plasma produced by the fusion is contained by strong circulating magnetic fields; various designs are possible, the stability of each being the paramount consideration. Magnetohydrodynamics also forms an important part of astrophysics since plasma is one of the commonest forms of matter in the universe, occurring in stars, planetary magnetospheres, and interplanetary and interstellar space. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/magnetohydrodynamics.html ) 2022-09-28 Chemical property Propriété chimique Propriété chimiques chemical properties propriétés chimiques chemical property propriété chimique A chemical property is any of a material's properties that becomes evident during, or after, a chemical reaction; that is, any quality that can be established only by changing a substance's chemical identity. Simply speaking, chemical properties cannot be determined just by viewing or touching the substance; the substance's internal structure must be affected greatly for its chemical properties to be investigated. When a substance goes under a chemical reaction, the properties will change drastically, resulting in chemical change. However, a catalytic property would also be a chemical property. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chemical_property ) 2022-10-03 Electromagnetic property Propriété électromagnétique Propriété électromagnétiques electromagnetic properties propriétés électromagnétiques electromagnetic property propriété électromagnétique 2022-10-03 electric property Electrical property Propriété électrique Propriété électriques electric properties electrical properties propriétés électriques electrical property propriété électrique 2022-10-04 geometric property Geometrical property Propriété géométrique Propriété géométriques geometric properties geometrical properties propriétés géométriques geometrical property propriété géométrique 2022-09-29 caractéristique magnétique magnetic characteristic Magnetic property Propriété magnétique Propriété magnétiques caractéristiques magnétiques magnetic characteristics magnetic properties propriétés magnétiques magnetic property propriété magnétique 2022-10-04 Mechanical property Propriété mécanique Propriété mécaniques mechanical properties propriétés mécaniques mechanical property propriété mécanique 2022-09-28 Particle property Propriété particule Propriété particules particle properties propriétés des particules particle property propriété des particules 2022-09-29 Propriété surface Propriété surfaces Surface property propriétés de surfaces surface properties propriété de surface surface property 2022-10-03 thermodynamical property Propriété thermodynamique Propriété thermodynamiques Thermodynamic property propriétés thermodynamiques thermodiesnamic properties thermodiesnamical properties propriété thermodynamique thermodynamic property 2022-09-29 cosmic radiation sources sources de rayonnements cosmiques cosmic radiation source source de rayonnement cosmique 2022-09-28 dimension spectra distribution de dimension size spectra size spectrum Dimension spectrum Spectre dimension Spectre dimensions dimension spectras dimension spectrums distributions de dimensions size spectras size spectrums spectres de dimensions dimension spectrum spectre de dimension 2022-10-03 SUSY SUSY Supersymmetry Supersymétrie supersiesmmetries supersymétries supersymmetry supersymétrie La supersymétrie (abrégée en SuSy) est une symétrie supposée de la physique des particules qui postule une relation profonde entre les particules de spin demi-entier (les fermions) qui constituent la matière et les particules de spin entier (les bosons) véhiculant les interactions. Dans le cadre de la SuSy, chaque fermion est associé à un « superpartenaire » de spin entier, alors que chaque boson est associé à un « superpartenaire » de spin demi-entier. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Supersym%C3%A9trie ) A class of theories that seek to unify the four fundamental forces of nature. It proposes symmetrical relationships linking fermions and bosons (particles of half integer spin, like electrons, protons, and neutrinos) with particles of integral spin (like photons and gluons). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=supersymm&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-03 Thermodynamics Thermodynamique processus thermodynamiques thermodynamic processes processus thermodynamique thermodynamic process Un processus thermodynamique est une transformation, ou une série de transformations, chimiques ou physiques d’un système thermodynamique, partant d’un état d’équilibre initial pour aboutir à un état d’équilibre final. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_thermodynamique ) An ordered set of equilibrium states undergone by a thermodynamic system. Thermodynamics processes have various types: cyclic process, reversible process, and irreversible process, isothermal process, adiabatic process, isentropic process. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=thermodynamic+process&formSubmit=Search&showAll=1 ) Aberration chromatique Aberration chromatiques Chromatic aberration aberrations chromatiques chromatic aberrations aberration chromatique chromatic aberration Une aberration chromatique est une aberration optique qui produit différentes mises au point en fonction de la longueur d'onde. On observe alors une image floue et aux contours irisés. Elle résulte de la décomposition de la lumière blanche en plusieurs bandes de couleurs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aberration_chromatique ) In optics, chromatic aberration (CA), also called chromatic distortion and spherochromatism, is a failure of a lens to focus all colors to the same point. It is caused by dispersion: the refractive index of the lens elements varies with the wavelength of light. The refractive index of most transparent materials decreases with increasing wavelength. Since the focal length of a lens depends on the refractive index, this variation in refractive index affects focusing. Chromatic aberration manifests itself as "fringes" of color along boundaries that separate dark and bright parts of the image. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chromatic_aberration ) Aberration deuxième ordre Aberration deuxièmes ordres Second order aberration aberrations des deuxièmes ordres second order aberrations aberration du deuxième ordre second order aberration Aberration géométrique Aberration géométriques Geometrical aberration aberrations géométriques geometrical aberrations aberration géométrique geometrical aberration aberration d'ouverture Aberration sphérique Aberration sphériques Spherical aberration aberrations d'ouvertures aberrations sphériques spherical aberrations aberration sphérique spherical aberration L'aberration sphérique désigne une aberration dont l'une des conséquences est la disparition du foyer. Les rayons provenant du bord et du centre de l'optique ne se focalisent plus au même point. On observe alors une caustique de focalisation, dans laquelle le point image attendu sera remplacé par une surface plus ou moins floue. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aberration_g%C3%A9om%C3%A9trique#Aberration_sph%C3%A9rique ) In optics, spherical aberration (SA) is a type of aberration found in optical systems that have elements with spherical surfaces. Lenses and curved mirrors are prime examples, because this shape is easier to manufacture. Light rays that strike a spherical surface off-centre are refracted or reflected more or less than those that strike close to the centre. This deviation reduces the quality of images produced by optical systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spherical_aberration ) Aberration troisième ordre Aberration troisièmes ordres Third order aberration aberrations des troisièmes ordres third order aberrations aberration du troisième ordre third order aberration Ablation Ablation ablations ablations ablation ablation L'érosion d'une surface à travers un processus tel que la vaporisation ou le frottement. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ablation&formSubmit=Search&showAll=1 ) The erosion of a surface through a process such as vaporization or friction. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ablation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Abondance Abundance abondances abundances abondance abundance 1) La quantité relative d'un élément chimique donné par rapport à d'autres éléments. 2) La quantité d'un isotope par rapport aux autres isotopes du même élément dans un échantillon donné. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=abundance&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) The relative amount of a given chemical element with respect to other elements. 2) The amount of an isotope relative to other isotopes of the same element in a given sample. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=abundance&formSubmit=Search&showAll=1 ) elemental abundance Abondance élément Abondance éléments Element abundance abondances des éléments element abundances elemental abundances abondance des éléments element abundance L'abondance des éléments chimiques est la mesure de la proportion de ces éléments dans un environnement donné par rapport aux autres éléments. On peut mesurer leur abondance de plusieurs manières : par fraction de masse (ou de poids), par fraction molaire (comparaison du nombre de molécules) ou atomique (comparaison du nombre d'atomes) ou par fraction de volume. La mesure par fraction de volume est souvent utilisée lorsqu'il s'agit d'évaluer un mélange de gaz, comme une atmosphère planétaire. Ce type de mesure est proche de la fraction molaire en molécule pour des gaz parfaits (c'est-à-dire pour des gaz sous pression et température faibles). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Abondance_des_%C3%A9l%C3%A9ments_chimiques ) The abundance of the chemical elements is a measure of the occurrence of the chemical elements relative to all other elements in a given environment. Abundance is measured in one of three ways: by the mass-fraction (the same as weight fraction); by the mole-fraction (fraction of atoms by numerical count, or sometimes fraction of molecules in gases); or by the volume-fraction. Volume-fraction is a common abundance measure in mixed gases such as planetary atmospheres, and is similar in value to molecular mole-fraction for gas mixtures at relatively low densities and pressures, and ideal gas mixtures. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements ) Abondance relative élément Abondance relatives éléments Element relative abundance abondances relatives des éléments element relative abundances abondance relative des éléments element relative abundance isotopic relative abundance Abondance relative isotope Abondance relatives isotopes Isotope relative abundance abondances relatives des isotopes isotope relative abundances isotopic relative abundances abondance relative des isotopes isotope relative abundance L'abondance naturelle est le pourcentage en nombre d'atomes, pour un élément donné, de chacun des isotopes par rapport à l'ensemble des isotopes (naturels) trouvés sur une planète. La masse atomique de chacun des isotopes multipliée par leur abondance naturelle donne la masse atomique moyenne de l'élément que l'on trouve dans le tableau périodique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Abondance_naturelle ) In physics, natural abundance (NA) refers to the abundance of isotopes of a chemical element as naturally found on a planet. The relative atomic mass (a weighted average, weighted by mole-fraction abundance figures) of these isotopes is the atomic weight listed for the element in the periodic table. The abundance of an isotope varies from planet to planet, and even from place to place on the Earth, but remains relatively constant in time (on a short-term scale). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Natural_abundance ) 2022-10-04 Abondance solaire Abondance solaires Solar abundance abondances solaires solar abundances abondance solaire solar abundance 2022-10-04 star abundance Abondance stellaire Abondance stellaires Stellar abundance abondances stellaires star abundances stellar abundances abondance stellaire stellar abundance Absorbance Absorbance absorbances absorbances absorbance absorbance L'absorbance mesure la capacité d'un milieu à absorber la lumière qui le traverse. On utilise aussi les termes densité optique, opacité ou extinction selon les domaines avec des expressions mathématiques qui diffèrent légèrement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Absorbance ) The ability of a solution or a layer of a substance to absorb radiation, i.e. the ratio of the intensity of the light incident on the solution to the intensity transmitted by it, in logarithmic scale. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorbance&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2-photon absorption absorption biphotonique absorption de 2 photons absorption à 2 photons biphotonic absorption 2 photon absorption 2 photon absorptions 2-photon absorptions Absorption 2 photons Two photon absorption absorptions biphotoniques absorptions de 2 photons absorptions à 2 photons absorptions à deux photons biphotonic absorptions two photon absorption two photon absorptions two-photon absorptions absorption à deux photons two-photon absorption L'absorption à deux photons (ADP) est l'absorption simultanée de deux photons de fréquences identiques ou différentes dans le but d'exciter une molécule dans un état donné (habituellement, l'état fondamental) à un état électronique de plus haute énergie. La différence d'énergie entre ces deux états est égale à la somme des énergies des deux photons. L'absorption à deux photons est un processus de second ordre, de plusieurs degrés de magnitude plus faible que l'absorption linéaire. Elle diffère de l'absorption linéaire parce qu'elle est proportionnelle au carré de l'intensité de la lumière, ce qui en fait un processus d'optique non linéaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Absorption_%C3%A0_deux_photons ) Two-photon absorption (TPA or 2PA) or two-photon excitation or non-linear absorption is the simultaneous absorption of two photons of identical or different frequencies in order to excite a molecule from one state (usually the ground state) to a higher energy, most commonly an excited electronic state. Absorption of two photons with different frequencies is called non-degenerate two-photon absorption. Since TPA depends on the simultaneous absorption of two photons, the probability of TPA is proportional to the square of the light intensity, thus it is a nonlinear optical process. The energy difference between the involved lower and upper states of the molecule is equal or smaller than the sum of the photon energies of the two photons absorbed. Two-photon absorption is a third-order process, with absorption cross section typically several orders of magnitude smaller than one-photon absorption cross section. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Two-photon_absorption ) absorption polaire Absorption aurorale Absorption aurorales Auroral absorption absorptions aurorales absorptions polaires auroral absorptions absorption aurorale auroral absorption absorption des ondes électromagnétiques electromagnetic wave absorption Absorption électromagnétique Absorption électromagnétiques Electromagnetic absorption absorptions des ondes électromagnétiques absorptions électromagnétiques electromagnetic absorptions electromagnetic wave absorptions absorption électromagnétique electromagnetic absorption Absorption énergie Absorption énergies Energy absorption absorptions d'énergies energy absorptions absorption d'énergie energy absorption Absorption intergalactique Absorption intergalactiques Intergalactic absorption absorptions intergalactiques intergalactic absorptions absorption intergalactique intergalactic absorption L'absorption intergalactique est l'absorption de la lumière émanant d'objets distants par de la matière dans l'espace intergalactique. Trop faible dans le cas des galaxies voisines, cette absorption donne naissance à la forêt Lyman-Alpha des raies spectrales superposées aux spectres de quasars et autres objets à des milliards d'années-lumière. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/intergalactic_absorption.html ) Intergalactic absorption is the absorption of light from distant objects by material in intergalactic space. It is too feeble to notice in the case of nearby galaxies but gives rise to the Lyman-alpha forest of spectral lines superimposed on the spectra of quasars and other objects billions of light-years away. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/intergalactic_absorption.html ) Absorption interstellaire Absorption interstellaires Interstellar absorption absorptions interstellaires interstellar absorptions absorption interstellaire interstellar absorption En astronomie, l’extinction interstellaire désigne la quantité de lumière absorbée et diffusée par le gaz et les poussières du milieu interstellaire le long d'une ligne de visée depuis un objet céleste donné. C’est un effet fortement chromatique : dans le spectre visible, l’extinction est plus importante pour le bleu que le rouge et l'on note un rougissement. Le dérougissement est l’opération qui consiste à ôter par le calcul les effets de l'extinction sur une observation. Ce phénomène est évoqué intuitivement par Tycho Brahe et le rougissement décrit par William Herschel. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Absorption_interstellaire ) The absorption of light from stars and other objects by intervening gas and dust in interstellar space. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+absorption&formSubmit=Search&showAll=1 ) Absorption ionosphérique Absorption ionosphériques Ionospheric absorption absorptions ionosphériques ionospheric absorptions absorption ionosphérique ionospheric absorption L'absorption ionosphérique (ou ISAB) est le nom scientifique de l'absorption se produisant à la suite de l'interaction entre les différents types d'ondes électromagnétiques et les électrons libres dans l'ionosphère, qui peuvent interférer avec les transmissions radio. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Ionospheric_absorption ) Ionospheric absorption (or ISAB) is the scientific name for absorption occurring as a result of the interaction between various types of electromagnetic waves and the free electrons in the ionosphere, which can interfere with radio transmissions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionospheric_absorption ) IR absorption absorption infrarouge Absorption IR Infrared absorption absorptions d'IR absorptions infrarouges infrared absorptions absorption d'IR infrared absorption absorption lumineuse Absorption lumière Absorption lumières Light absorption absorptions de lumières absorptions lumineuses light absorptions absorption de lumière light absorption Absorption optique Absorption optiques Optical absorption absorptions optiques optical absorptions absorption optique optical absorption Absorption photon Absorption photons Photon absorption absorptions de photons photon absorptions absorption de photon photon absorption Absorption rayonnement Absorption rayonnements Radiation absorption absorptions des rayonnements radiation absorptions absorption du rayonnement radiation absorption Auroral zone Zone aurorale Zone aurorales auroral zones zones aurorales auroral zone zone aurorale Une bande à peu près circulaire autour de l'un ou l'autre pôle géomagnétique au-dessus duquel il y a un maximum d'activité aurorale. Il se trouve à environ 10 à 15 ° de latitude géomagnétique des pôles géomagnétiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=auroral+zone&formSubmit=Search&showAll=1 ) A roughly circular band around either geomagnetic pole above which there is a maximum of auroral activity. It lies about 10 to 15° of geomagnetic latitude from the geomagnetic poles. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=auroral+zone&formSubmit=Search&showAll=1 ) X-ray absorption Absorption RX absorptions RX X ray absorption absorption RX UV absorption Absorption UV Ultraviolet absorption absorptions UV ultraviolet absorptions absorption UV ultraviolet absorption Absorption visible Absorption visibles Visible absorption absorptions des visibles visible absorptions absorption du visible visible absorption CERN linear accelerator Accélérateur linéaire CERN Accélérateur linéaires CERN accélérateurs linéaires des CERN CERN linac accélérateur linéaire du CERN Accélérateur particule Accélérateur particules Particle accelerator accélérateurs de particules particle accelerators accélérateur de particules particle accelerator Un accélérateur de particules est un instrument qui utilise des champs électriques ou magnétiques pour amener des particules chargées électriquement à des vitesses élevées. En d'autres termes, il communique de l'énergie aux particules. On en distingue deux grandes catégories : les accélérateurs linéaires et les accélérateurs circulaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acc%C3%A9l%C3%A9rateur_de_particules ) A particle accelerator is a machine that uses electromagnetic fields to propel charged particles to very high speeds and energies, and to contain them in well-defined beams (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Particle_accelerator ) Accélérateur proton Accélérateur protons Proton accelerator accélérateurs de protons proton accelerators accélérateur de protons proton accelerator Acceleration Accélération accelerations accélérations acceleration accélération L'accélération est une grandeur physique vectorielle, appelée de façon plus précise "vecteur accélération", utilisée en cinématique pour représenter la modification affectant la vitesse d'un mouvement en fonction du temps. La norme (l'intensité) de ce vecteur est appelée simplement "accélération" sans autre qualificatif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acc%C3%A9l%C3%A9ration ) The rate at which the velocity of an object changes with time. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=acceleration&formSubmit=Search&showAll=1 ) Coriolis effect Coriolis force effet Coriolis force de Coriolis Accélération Coriolis accélérations de Coriolis forces de Coriolis Coriolis acceleration accélération de Coriolis La force de Coriolis est une force inertielle agissant perpendiculairement à la direction du mouvement d'un corps en déplacement dans un milieu (un référentiel) lui-même en rotation uniforme, tel que vu par un observateur partageant le même référentiel. Cette « force » est nommée ainsi en l'honneur de l'ingénieur français Gaspard-Gustave Coriolis. Elle n'est pas en fait une "force" au sens strict, soit l'action d'un corps sur un autre, mais plutôt une force fictive résultant du mouvement non linéaire du référentiel lui-même. C'est l'observateur qui change de position par l'action de l'accélération centripète du référentiel et qui interprète tout changement de direction de ce qui l'entoure comme une force inverse. L'introduction de cette force permet de simplifier les calculs du mouvement dans ce genre de repère, au même titre que celui de la force centrifuge. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Force_de_Coriolis ) The Coriolis effect is an apparent deflection of the path of an object that moves within a rotating coordinate system; the object doesn't actually deviate from its path, but appears to do so because of the motion of the coordinate system. The Coriolis effect explains the directions of the trade winds in equatorial regions on Earth and, in general, plays a prominent part in studies of atmospheric dynamics of planets with dense atmospheres. It also figures in some aspects of ballistics, and astrophysics and stellar dynamics; for example, it is a controlling factor in the direction of rotation of sunspots. The effect, also known as the Coriolis force, is named after the French physicist Gaspard-Gustave de Coriolis (1792–1843). The term Coriolis effect may also refer to the deflection of the flight path of a spacecraft caused by Earth's rotation. Over the northern hemisphere, the deviation is to the right; over the southern hemisphere, it is to the left. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Coriolis_effect.html ) Accélération Fermi accélérations de Fermi Fermi acceleration accélération de Fermi En physique, l'accélération de Fermi, du nom du physicien italien Enrico Fermi, désigne l'accélération qu'une particule chargée subit quand elle est réfléchie dans un miroir magnétique. Ce mécanisme est d'une importance centrale en astrophysique pour comprendre les chocs, par exemple dans les éruptions solaires et les rémanents de supernovæ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acc%C3%A9l%C3%A9ration_de_Fermi ) Fermi acceleration is a mechanism, first suggested by Enrico Fermi in 1949, to explain the explain the origin of cosmic rays. It involves charged particles being reflected by the moving interstellar magnetic field and either gaining or losing energy, depending on whether the "magnetic mirror" is approaching or receding. In a typical environment, Fermi argued, the probability of a head-on collision is greater than a head-tail collision, so particles would, on average, be accelerated. This random process is now called second-order Fermi acceleration, because the mean energy gain per bounce depends on the mirror velocity squared. In 1977, theorists showed that Fermi acceleration by supernova remnant shocks is particularly efficient, because the motions are not random. A charged particle ahead of the shock front can pass through the shock and then be scattered by magnetic inhomogeneities behind the shock. The particle gains energy from this bounce and flies back across the shock, where it can be scattered by magnetic inhomogeneities ahead of the shock. This enables the particle to bounce back and forth again and again, gaining energy each time. Because the mean energy gain depends only linearly on the shock velocity, this process is now called first-order Fermi acceleration. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/Fermi_acceleration.html ) accélération magnétohydrodynamique magnetohydrodynamic acceleration Accélération MHD accélérations MHD accélérations magnétohydrodynamiques magnetohydrodynamic accelerations MHD acceleration accélération MHD Accélération particule Accélération particules Particle acceleration accélérations des particules particle accelerations accélération des particules particle acceleration Accélération plasma Accélération plasmas Plasma acceleration accélérations des plasmas plasma accelerations accélération du plasma plasma acceleration Accélération radiative Accélération radiatives Radiative acceleration accélérations radiatives radiative accelerations accélération radiative radiative acceleration L'accélération transmise à la matière par la pression de radiation. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=acceleration&formSubmit=Search&showAll=1 ) The acceleration imparted to matter by radiation pressure. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=acceleration&formSubmit=Search&showAll=1 ) Accelerometer Accéléromètre accelerometers accéléromètres accelerometer accéléromètre Un accéléromètre est un capteur qui, fixé à un mobile ou tout autre objet, permet de mesurer l'accélération non gravitationnelle linéaire de ce dernier. On parle d'accéléromètre même lorsqu'il s'agit en fait de 3 accéléromètres qui calculent les accélérations linéaires selon 3 axes orthogonaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acc%C3%A9l%C3%A9rom%C3%A8tre ) An accelerometer is a tool that measures proper acceleration. Proper acceleration is the acceleration (the rate of change of velocity) of a body in its own instantaneous rest frame; this is different from coordinate acceleration, which is acceleration in a fixed coordinate system. For example, an accelerometer at rest on the surface of the Earth will measure an acceleration due to Earth's gravity, straight upwards (by definition) of g ≈ 9.81 m/s². By contrast, accelerometers in free fall (falling toward the center of the Earth at a rate of about 9.81 m/s² will measure zero. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Accelerometer ) Accentuation image Accentuation images Image enhancement accentuations d'images image enhancements accentuation d'image image enhancement Accretion Accrétion accretions accrétions accretion accrétion L’accrétion est, en astrophysique, en géologie, en médecine et en météorologie, la constitution et l'accroissement d'un corps, d'une structure ou d'un objet, par apport et/ou agglomération de matière, généralement en surface ou en périphérie de celui-ci. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Accr%C3%A9tion ) In astrophysics, accretion is the accumulation of particles into a massive object by gravitationally attracting more matter, typically gaseous matter, in an accretion disk. Most astronomical objects, such as galaxies, stars, and planets, are formed by accretion processes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Accretion_(astrophysics) ) stellar accretion stellar mass accretion Accrétion stellaire Accrétion stellaires Star accretion accrétions stellaires star accretions stellar accretions stellar mass accretions accrétion stellaire star accretion Le processus par lequel un objet augmente sa masse sous l'influence de son attraction gravitationnelle. L'accrétion joue un rôle clé dans un large éventail de phénomènes astrophysiques. En particulier, les étoiles résultent de l'accrétion de matière émanant d'un nuage moléculaire environnant sur une protoétoile. L'accumulation de masse sur la protoétoile entraîne la formation d'un disque d'accrétion. Les études théoriques et observationnelles des protoétoiles et des étoiles nouvellement nées indiquent le rôle important des champs magnétiques dans ce processus. Ils favorisent le modèle d'accrétion magnétosphérique pour le transfert de masse du disque circumstellaire sur l'étoile nouvellement née. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", <a href="https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=accretion&formSubmit=Search&showAll=1" target="_blank">https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=accretion&formSubmit=Search&showAll=1</a>) The process by which an object increases its mass under the influence of its gravitational attraction. Accretion plays a key role in a wide range of astrophysical phenomena. In particular stars result from the accretion of material by a protostar from a surrounding molecular cloud. The accumulation of mass on the protostar involves the formation of an accretion disk. Theoretical and observational investigations of protostars and newborn stars indicate the important role of magnetic fields in this process. They favor the magnetospheric accretion model for mass transfer from the circumstellar disk onto the newborn star. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=accretion&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-18 acetic aldehyde acetylaldehyde aldéhyde acétique aldéhyde éthylique ethanal ethyl aldehyde oxoéthane éthanal éthyl aldéhyde Acetaldehyde Acétaldéhyde acetaldehydes acetic aldehydes acetylaldehydes acétaldéhydes aldéhydes acétiques aldéhydes éthyliques ethanals ethyl aldehydes oxoéthanes éthanaux éthyls aldéhydes acetaldehyde acétaldéhyde L'acétaldéhyde (nom UICPA préféré), aussi appelé éthanal (nom UICPA systématique), aldéhyde acétique, éthyl aldéhyde ou oxoéthane, est un composé organique, un aldéhyde de formule chimique CH₃CHO. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ac%C3%A9tald%C3%A9hyde ) Acetaldehyde, also called ethanal, is the simplest aldehyde (CH₃CHO). It is a colorless, flammable liquid made by the catalytic oxidation of ethanol. Acetaldehyde is an important reagent used in the manufacture of dyes, plastics, and many other organic chemicals. In the presence of acids it forms the cyclic polymers paraldehyde (CH₃CHO)₃, and metaldehyde (CH₃CHO)₄. The former is used as a hypnotic, and the latter as a solid fuel for portable stoves and as a poison for snails and slugs. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/acetaldehyde.html ) Aldehydes Aldéhyde aldéhydes aldehyde aldéhyde Un aldéhyde est un composé organique, faisant partie de la famille des composés carbonylés, dont l'un des atomes de carbone primaire (relié au plus à 1 atome de carbone) de la chaîne carbonée porte un groupement carbonyle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ald%C3%A9hyde ) An aldehyde is an organic compound that contains the –CHO (aldehyde) group, i.e., an unsaturated carbonyl group (C=O). Aldehydes are formed from alcohols by either dehydrogenation or oxidation. The word "aldehyde" comes from al(cohol) + dehyd(rogenation). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/aldehyde.html ) 2-propanone bêta-cétopropane dimethyl ketone diméthylcétone propanone Acetone Acétone acetones acétones acetone acétone L’acétone (nom féminin) est en chimie le composé le plus simple de la famille des cétones. De formule brute C₃H₆O, c'est un isomère du propanal. Son nom officiel UICPA est propanone mais elle est aussi connue sous les noms de diméthylcétone et bêta-cétopropane. L'atterrisseur Philae de la sonde spatiale Rosetta a détecté ce composé à dix atomes sur la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, ce qui atteste la présence de cette molécule dans le Système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ac%C3%A9tone ) Acetone (2-propanone or dimethyl ketone), is an organic compound with the formula (CH₃)₂CO. It is the simplest and smallest ketone (>C=O). It is a colorless, highly volatile and flammable liquid with a characteristic pungent odor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Acetone ) cyanure de méthyle methyl cyanide Acetonitrile Acétonitrile acetonitriles acétonitriles acetonitrile acétonitrile L'acétonitrile, ou cyanure de méthyle, est un composé chimique de formule CH₃CN. Ce liquide incolore, d'odeur sucrée, est le nitrile organique le plus simple, et très souvent utilisé en tant que solvant. En avril 2015, des astronomes utilisant ALMA annoncent la détection de grandes quantités d'acétonitrile dans le disque protoplanétaire entourant la jeune étoile MWC 480. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ac%C3%A9tonitrile ) Acetonitrile, often abbreviated MeCN (methyl cyanide), is the chemical compound with the formula CH₃CN and structure H₃C−C≡N. This colourless liquid is the simplest organic nitrile (hydrogen cyanide is a simpler nitrile, but the cyanide anion is not classed as organic). It is produced mainly as a byproduct of acrylonitrile manufacture. It is used as a polar aprotic solvent in organic synthesis and in the purification of butadiene. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Acetonitrile ) ethyne éthyne Acetylene Acétylène acetylenes acétylènes ethynes éthynes acetylene acétylène L’acétylène (appelé éthyne par la nomenclature IUPAC) est un hydrocarbure de la classe des alcynes de formule brute C₂H₂. Il a été découvert par Edmund Davy en Angleterre en 1836. C’est l’alcyne le plus simple, constitué de deux atomes de carbone et deux d’hydrogène. Les deux atomes de carbone sont reliés par une triple liaison qui contient la majorité de son énergie chimique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ac%C3%A9tyl%C3%A8ne ) Acetylene (systematic name: ethyne) is the chemical compound with the formula C₂H₂ and structure H−C≡C−H. It is a hydrocarbon and the simplest alkyne. This colorless gas is widely used as a fuel and a chemical building block. It is unstable in its pure form and thus is usually handled as a solution. Pure acetylene is odorless, but commercial grades usually have a marked odor due to impurities such as divinyl sulfide and phosphine. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Acetylene ) acide éthanoïque ethanoic acid Acetic acid Acide acétique Acide acétiques acetic acids acides acétiques acides éthanosïques ethanoic acids acetic acid acide acétique L'acide éthanoïque ou acide acétique est un acide carboxylique avec une chaîne carbonée théorique en C2, analogue à l'éthane, de formule semi-développée CH₃-CO-OH ou courte AcOH, où Ac signifie "CH₃CO", du groupe acétyle. L'adjectif du nom courant provient du latin acetum, signifiant vinaigre. En effet, l'acide acétique représente le principal constituant du vinaigre après l'eau, puisqu'il lui donne son goût acide et son odeur piquante détectable à partir d'1 ppm. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_ac%C3%A9tique ) Acetic acid, systematically named ethanoic acid, is an acidic, colourless liquid and organic compound with the chemical formula CH₃COOH (also written as CH₃CO₂H, C₂H₄O₂, or HC₂H₃O₂). Vinegar is at least 4% acetic acid by volume, making acetic acid the main component of vinegar apart from water and other trace elements. Interstellar acetic acid was discovered in 1996 by a team led by David Mehringer using the former Berkeley-Illinois-Maryland Association array at the Hat Creek Radio Observatory and the former Millimeter Array located at the Owens Valley Radio Observatory. It was first detected in the Sagittarius B2 North molecular cloud (also known as the Sgr B2 Large Molecule Heimat source). Acetic acid has the distinction of being the first molecule discovered in the interstellar medium using solely radio interferometers; in all previous ISM molecular discoveries made in the millimetre and centimetre wavelength regimes, single dish radio telescopes were at least partly responsible for the detections. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Acetic_acid ) Acide carboxylique Acide carboxyliques Carboxylic acid acides carboxyliques carboxylic acids acide carboxylique carboxylic acid Le terme acide carboxylique désigne une molécule comprenant un groupe carboxyle (–C(O)OH). Ce sont des acides et leurs bases conjuguées sont appelées ions carboxylate. En chimie organique, un groupe carboxyle est un groupe fonctionnel composé d'un atome de carbone, lié par une double liaison à un atome d'oxygène et lié par une liaison simple à un groupe hydroxyle : -OH. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_carboxylique ) Carboxylic acids are organic compounds that contain one or more carboxyl groups (RC(=O)OH), where R is an organic group. Those acids where R is a straight-chain alkyl group are sometimes known as fatty acids, and are named as alkanoic acids from the corresponding alkane, i.e., their names end in the suffix '-oic' (e.g., ethanoic acid, CH₃COOH). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carboxylic.html ) inorganic acid acides minéraux inorganic acids mineral acids acide minéral mineral acid Un acide minéral est un acide dérivant d'un corps minéral ou inorganique. L'appellation se justifie par opposition aux acides organiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_min%C3%A9ral ) A mineral acid (or inorganic acid) is an acid derived from one or more inorganic compounds, as opposed to organic acids which are acidic, organic compounds. All mineral acids form hydrogen ions and the conjugate base when dissolved in water. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mineral_acid ) Acide organique Acide organiques Organic acid acides organiques organic acids acide organique organic acid Un acide organique est un composé organique présentant des propriétés acides, c'est-à-dire capable de libérer un cation (ion chargé positivement) H⁺, ou H₃O⁺ en milieux aqueux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_organique ) An organic acid is an organic compound with acidic properties. The most common organic acids are the carboxylic acids, whose acidity is associated with their carboxyl group –COOH. Sulfonic acids, containing the group –SO₂OH, are relatively stronger acids. Alcohols, with –OH, can act as acids but they are usually very weak. The relative stability of the conjugate base of the acid determines its acidity. Other groups can [also] confer acidity, usually weakly: the thiol group –SH, the enol group, and the phenol group. In biological systems, organic compounds containing these groups are generally referred to as organic acids. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Organic_acid ) sulphurous acid Acide sulfureux Sulfurous acid acides sulfureux sulfurous acids sulphurous acids acide sulfureux sulfurous acid L’acide sulfureux est un composé chimique de formule H₂SO₃. S'il a été détecté en phase gazeuse, il n'est en revanche pas certain qu'il existe effectivement en solution. Les bases conjuguées de cet acide sont quant à elles communes : l'anion hydrogénosulfite de formule HSO₃⁻ et l'anion sulfite de formule SO₃2⁻. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_sulfureux ) Sulfurous acid (also sulfuric(IV) acid, sulphurous acid (UK), sulphuric(IV) acid (UK)) is the chemical compound with the formula H₂SO₃. There is no evidence that sulfurous acid exists in solution, but the molecule has been detected in the gas phase. The conjugate bases of this elusive acid are, however, common anions, bisulfite (or hydrogen sulfite) and sulfite. Sulfurous acid is an intermediate species in the formation of acid rain from sulfur dioxide. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sulfurous_acid ) sulphuric acid Acide sulfurique Acide sulfuriques Sulfuric acid acides sulfuriques sulfuric acids acide sulfurique sulfuric acid L’acide sulfurique, appelé jadis huile de vitriol ou vitriol fumant, est un composé chimique de formule H₂SO₄. C'est un acide minéral dont la force (pKₐ = –3,0) est seulement dépassée par quelques superacides. Il est miscible à l'eau en toutes proportions, où il se dissocie en libérant des cations hydronium : 2 H₂O + H₂SO₄ → 2 H₃O⁺(aq) + SO₄2⁻(aq). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_sulfurique ) Sulfuric acid (American spelling and the preferred IUPAC name) or sulphuric acid (Commonwealth spelling), known in antiquity as oil of vitriol, is a mineral acid composed of the elements sulfur, oxygen and hydrogen, with the molecular formula H₂SO₄. It is a colorless, odorless and viscous liquid that is miscible with water. The permanent Venusian clouds produce a concentrated acid rain, as the clouds in the atmosphere of Earth produce water rain. Jupiter's moon Europa is also thought to have an atmosphere containing sulfuric acid hydrates. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sulfuric_acid ) action integral action principle intégrale d'action principe d'action Action (Physics) Action (Physique) action integrals action principles actions (physiques) intégrales d'actions principes d'actions action (physics) action (physique) L’action, notée habituellement S et plus rarement A, est une grandeur fondamentale de la physique théorique, ayant la dimension d'une énergie multipliée par une durée, ou d'une quantité de mouvement multipliée par une distance. Cette grandeur a été définie par Leibniz en 1690. Elle s'est avérée d'une grande importance du fait, d'abord, du principe de moindre action introduit par Maupertuis en 1744, et ensuite, de la découverte par Planck en 1900 de la constante qui porte son nom et qui fut également nommée "quantum d'action" dans le cadre de la théorie des quanta (1900-1925). Dans cette théorie, l'action des corpuscules ou particules élémentaires semblait varier de manière discontinue correspondant toujours à un nombre entier de ces "quanta d'action". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Action_(physique) ) Action, in physics, is a quantity with the dimensions of energy × time. It is most commonly encountered in modern physics in connection with Planck's constant, which has these dimensions and is therefore sometimes called Planck's quantum of action. Pairs of measurable quantities whose product has dimensions of energy × time are called conjugate quantities in quantum mechanics, and have a special relation to each other, expressed in Heisenberg's uncertainty principle. In classical physics, the term originated in the 17th century and assumed a variety of different meanings to do with the evolution of a system between two defined states. It crops up in the statement of Newton's third law "Action and reaction are equal and opposite," although the interpretation of this is unclear unless "action" is defined. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/action.html ) Action effective Action effectives Effective action actions effectives effective actions action effective effective action Dans la théorie quantique des champs, l'action effective quantique est une expression modifiée pour l'action classique qui tient compte des corrections quantiques tout en veillant à ce que le principe de moindre action s'applique, signifiant que rendant extrémale l'action effective fournit les équations du mouvement pour les valeurs attendues du vide des champs quantiques. L'action efficace agit également comme une fonctionnelle de génération pour les fonctions de corrélation irréductibles à une particule. La composante potentielle de l'action effective est appelée potentiel effectif, la valeur attendue du véritable vide étant le minimum de ce potentiel plutôt que le potentiel classique, ce qui le rend important pour étudier la brisure de symétrie spontanée. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Effective_action ) In quantum field theory, the quantum effective action is a modified expression for the classical action taking into account quantum corrections while ensuring that the principle of least action applies, meaning that extremizing the effective action yields the equations of motion for the vacuum expectation values of the quantum fields. The effective action also acts as a generating functional for one-particle irreducible correlation functions. The potential component of the effective action is called the effective potential, with the expectation value of the true vacuum being the minimum of this potential rather than the classical potential, making it important for studying spontaneous symmetry breaking. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Effective_action ) Einstein Hilbert action Action Einstein Hilbert action d'Einstein Hilbert actions d'Einstein Hilbert actions d'Einstein-Hilbert Einstein-Hilbert action action d'Einstein-Hilbert L'action d'Einstein-Hilbert, ainsi désignée en l'honneur d'Albert Einstein et David Hilbert, est un objet mathématique homogène à une action. Elle est utilisée pour dériver les équations du champ de la relativité générale d'Einstein au moyen d'un principe variationnel appelé principe de moindre action. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Action_d%27Einstein-Hilbert ) The Einstein–Hilbert action (also referred to as Hilbert action) in general relativity is the action that yields the Einstein field equations through the stationary-action principle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Einstein%E2%80%93Hilbert_action ) effet de marée force de marée force tidale interaction tidale tidal effect tidal force tidal interaction Action marée Action marées Tide effect actions de marées effets de marées forces de marées forces tidales interactions tidales tidal effects tidal forces tidal interactions tide effects action de marée tide effect La force de marée est un effet gravitationnel qui étire un corps le long de la ligne vers le centre de masse d'un autre corps en raison d'un gradient (différence de force) dans le champ gravitationnel de l'autre corps; Il est responsable de divers phénomènes, notamment des marées, du verrouillage des marées, de la rupture des corps célestes et de la formation de systèmes d'anneaux dans la limite de Roche, et dans des cas extrêmes, une spaghettification des objets. Il survient parce que le champ gravitationnel exercé sur un corps par un autre n'est pas constant à travers ses parties: le côté le plus proche est attiré plus fortement que le côté le plus éloigné. C'est cette différence qui fait que le corps est étiré. Ainsi, la force de marée est également connue sous le nom de force différentielle, ainsi que comme un effet secondaire du champ gravitationnel. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Tidal_force ) The tidal force is a gravitational effect that stretches a body along the line towards the center of mass of another body due to a gradient (difference in strength) in gravitational field from the other body; it is responsible for diverse phenomena, including tides, tidal locking, breaking apart of celestial bodies and formation of ring systems within the Roche limit, and in extreme cases, spaghettification of objects. It arises because the gravitational field exerted on one body by another is not constant across its parts: the nearest side is attracted more strongly than the farthest side. It is this difference that causes a body to get stretched. Thus, the tidal force is also known as the differential force, as well as a secondary effect of the gravitational field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tidal_force ) Activité aurorale Activité aurorales Auroral activity activités aurorales auroral activities activité aurorale auroral activity Activité géomagnétique Activité géomagnétiques Geomagnetic activity activités géomagnétiques geomagnetic activities activité géomagnétique geomagnetic activity Variations naturelles du champ géomagnétique suite aux interactions du champ terrestre et de la magnétosphère avec les particules énergétiques émanant du Soleil. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=geomagnetic+activity&formSubmit=Search&showAll=1 ) The natural variations in the geomagnetic field due to interactions of the Earth's field and magnetosphere with energetic particles from the Sun. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=geomagnetic+activity&formSubmit=Search&showAll=1 ) biréfringence circulaire circular birefringence optical rotation pouvoir rotatoire optique Activité optique Activité optiques Optical activity activités optiques biréfringences circulaires circular birefringences optical activities optical rotations pouvoirs rotatoires optiques activité optique optical activity Le pouvoir rotatoire, est l'angle de déviation du plan de polarisation d'une lumière polarisée rectilignement, pour un observateur situé en face du faisceau incident. Il est lié à l'activité optique ou biréfringence circulaire, qui est la propriété qu'ont certains milieux (optiquement actifs) de faire tourner le vecteur d'un faisceau lumineux les traversant. Parfois, par abus de langage, le terme de pouvoir rotatoire est employé à la place d'activité optique. Les composés induisant une déviation du vecteur vers la droite (quand on fait face à la lumière) sont qualifiés de dextrogyres (ex. : saccharose). Les composés induisant une déviation du vecteur vers la gauche (quand on fait face à la lumière) sont qualifiés de lévogyres (ex. : fructose). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pouvoir_rotatoire ) Optical rotation, also known as polarization rotation or circular birefringence, is the rotation of the orientation of the plane of polarization about the optical axis of linearly polarized light as it travels through certain materials. Circular birefringence and circular dichroism are the manifestations of optical activity. Optical activity occurs only in chiral materials, those lacking microscopic mirror symmetry. Unlike other sources of birefringence which alter a beam's state of polarization, optical activity can be observed in fluids. This can include gases or solutions of chiral molecules such as sugars, molecules with helical secondary structure such as some proteins, and also chiral liquid crystals. It can also be observed in chiral solids such as certain crystals with a rotation between adjacent crystal planes (such as quartz) or metamaterials. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Optical_rotation ) 2022-10-10 Activité solaire Activité solaires Solar activity activités solaires solar activities activité solaire solar activity Le terme général pour désigner toutes les formes de phénomènes de courte durée sur le Soleil, y compris les éruptions solaires, les taches solaires, les protubérances, etc., indiquant que le Soleil est une étoile active. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+activity&formSubmit=Search&showAll=1 ) The general term for all forms of short-lived phenomena on the Sun, including solar flares, sunspots, prominences, etc., indicating that the Sun is an active star. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+activity&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-10 Potentiel thermodynamique Potentiel thermodynamiques Thermodynamic potential potentiels thermodynamiques thermodynamic potentials potentiel thermodynamique thermodynamic potential En thermodynamique, un potentiel thermodynamique est une fonction d'état particulière qui permet de prédire l'évolution et l'équilibre d'un système thermodynamique, et à partir de laquelle on peut déduire toutes les propriétés (comme les capacités thermiques, le coefficient de dilatation, le coefficient de compressibilité, etc.) du système à l'équilibre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Potentiel_thermodynamique ) A thermodynamic potential (or more accurately, a thermodynamic potential energy) is a scalar quantity used to represent the thermodynamic state of a system. The concept of thermodynamic potentials was introduced by Pierre Duhem in 1886. Josiah Willard Gibbs in his papers used the term fundamental functions. One main thermodynamic potential that has a physical interpretation is the internal energy U. It is the energy of configuration of a given system of conservative forces (that is why it is called potential) and only has meaning with respect to a defined set of references (or data). Expressions for all other thermodynamic energy potentials are derivable via Legendre transforms from an expression for U. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermodynamic_potential ) 2022-10-14 asteroseismology Astroseismology Astéroséismologie asteroseismologies astroseismologies astéroséismologies astroseismology astéroséismologie En astrophysique, l’astérosismologie est la discipline qui étudie les modes de vibration (ou oscillations) des étoiles autres que le Soleil (dans ce cas, on parle d'héliosismologie). L'astérosismologie est une technique d'étude de la structure interne des étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ast%C3%A9rosismologie ) Astroseismology is the study and measurement of acoustic vibrations in stars in order to learn more about stellar structure and evolution. Astroseismology, an outgrowth of helioseismology, had to await the development of instruments capable of detecting radial (up and down) movements in a star's surface of a few meters per second over distances measured in light-years. Such instruments are now available and are also used to search for extrasolar planets. The first star, other than the Sun, in which evidence of sound waves was found is the near-solar twin, Alpha Centauri A, the nearest star visible to the naked eye, which pulsates with a 7-minute cycle, similar to that observed in the Sun. Astronomers have also picked up seismological activity in more distant and non-solar-like stars, including Xi Hydrae, a giant star with a radius of about 10 solar radiiand a luminosity of about 60 times that of the Sun, lying at a distance of 130 light-years. Xi Hya, it turns out, behaves like a sub-ultra-bass instrument, oscillating with several periods of around three hours. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/astroseismology.html ) activité chimique chemical activity Activité thermodynamique Activité thermodynamiques Thermodynamic activity activités chimiques activités thermodynamiques chemical activities thermodiesnamic activities activité thermodynamique thermodynamic activity En chimie physique, et plus particulièrement en thermodynamique, l'activité chimique, ou activité, d'une espèce chimique exprime l'écart entre les propriétés de cette espèce pure ou dans un mélange réel et les propriétés de cette même espèce dans un état standard à la même température. La notion d'activité chimique est surtout employée pour les phases liquide et solide. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Activit%C3%A9_chimique ) In chemical thermodynamics, activity (symbol a) is a measure of the "effective concentration" of a species in a mixture, in the sense that the species' chemical potential depends on the activity of a real solution in the same way that it would depend on concentration for an ideal solution. The term "activity" in this sense was coined by the American chemist Gilbert N. Lewis in 1907. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermodynamic_activity ) adhésion Adhesion Adhérence adhesions adhérences adhésions adhesion adhérence En physique et en mécanique, l’adhésion est l’ensemble des phénomènes physico-chimiques qui se produisent lorsque l’on met en contact intime deux matériaux, dans le but de créer une résistance mécanique à la séparation. Une fois le contact établi, l’énergie nécessaire pour réaliser la séparation s’appelle énergie d’adhésion (énergie par unité de surface). Elle ne doit pas être confondue avec l’adhérence, qui est au contraire la force (par unité de surface) nécessaire pour réaliser cette même séparation. L’adhésion est soit directe, soit médiée par un matériau intermédiaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Adh%C3%A9sion ) Adhesion is the force of attraction between contacting surfaces of unlike substances, such as wood and glue or water and glass. Adhesion is due to intermolecular forces of the same kind as those causing cohesion. Thus the force depends on the nature of the materials, temperature, and the pressure between the surfaces. A liquid in contact with a solid surface will "wet" it if the adhesive force is greater than the cohesive force within the liquid. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/adhesion.html ) Adrastea Jupiter XV Jupiter XV Adrastea Adrastea Adrastée Adrastée est un satellite naturel de Jupiter, le deuxième plus proche de la planète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Adrast%C3%A9e_(lune) ) Adrastea is the second-closest moon of Jupiter, moving just one Jovian radius above Jupiter's cloud tops. It is extremely small and irregular in shape. Like its inner neighbor, Metis, it orbits faster than Jupiter spins on its axis, a situation that results in orbital instability and will eventually cause Adrastea to spiral into Jupiter's atmosphere. Adrastea is a shepherd moon of Jupiter's main ring and, together with Metis, appears to be the source of the material making up this ring. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Adrastea.html ) Adsorption Adsorption adsorptions adsorptions adsorption adsorption En chimie, l’adsorption est un phénomène de surface par lequel des atomes, des ions ou des molécules (adsorbats) se fixent sur une surface solide (adsorbant) depuis une phase gazeuse, liquide ou une solution solide. Dans le cas d'un atome adsorbé, on parle d'adatome. Ce phénomène est différent de l'absorption, par lequel un fluide ou le composant d'une solution solide rentre dans le volume d'une autre phase liquide ou solide, mais les deux effets sont similaires et sont facilement (et à tort) confondus, notamment dans des applications pour le grand public. Un exemple usuel typique est la fixation de vapeur d'eau sur une vitre. Industriellement, l'adsorption s'effectue à l'intérieur de grains d'adsorbant, sur la surface développée par les pores afin d'obtenir une grande quantité fixée dans un minimum de volume. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Adsorption ) Adsorption is the adhesion of atoms, ions or molecules from a gas, liquid or dissolved solid to a surface. This process creates a film of the adsorbate on the surface of the adsorbent. This process differs from absorption, in which a fluid (the absorbate) is dissolved by or permeates a liquid or solid (the absorbent). Adsorption is a surface phenomenon, while absorption involves the whole volume of the material, although adsorption does often precede absorption. The term sorption encompasses both processes, while desorption is the reverse of it. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Adsorption ) Adsorption gaz liquide Adsorption gazs liquides Gas liquid adsorption adsorption gaz liquide adsorptions gaz liquides adsorptions gaz-liquides gas liquid adsorption gas liquid adsorptions gas-liquid adsorptions adsorption gaz-liquide gas-liquid adsorption Adsorption gaz solide Adsorption gazs solides Gas solid adsorption adsorption gaz solide adsorptions gaz solides adsorptions gaz-solides gas solid adsorption gas solid adsorptions gas-solid adsorptions adsorption gaz-solide gas-solid adsorption Adsorption liquide liquide Adsorption liquides liquides Liquid liquid adsorption adsorption liquide liquide adsorptions liquide liquides adsorptions liquide-liquides liquid liquid adsorption liquid liquid adsorptions liquid-liquid adsorptions adsorption liquide-liquide liquid-liquid adsorption Adsorption liquide solide Adsorption liquides solides Liquid solid adsorption adsorption liquide solide adsorptions liquide solides adsorptions liquide-solides liquid solid adsorption liquid solid adsorptions liquid-solid adsorptions adsorption liquide-solide liquid-solid adsorption Advection Advection advections advections advection advection L'advection est le transport d'une quantité (scalaire ou vectorielle) d'un élément donné (tel que la chaleur, l'énergie interne, un élément chimique, des charges électriques) par le mouvement (et donc la vitesse) du milieu environnant. C'est une notion courante en mécanique des fluides car toutes les caractéristiques d'une particule fluide sont advectées lors de son déplacement au sein de l'écoulement. Dans l'équation de Navier-Stokes, l'advection du vecteur vitesse apparaît dans le terme d'inertie, qui correspond à l'advection de la quantité de mouvement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Advection ) In the field of physics, engineering, and earth sciences, advection is the transport of a substance or quantity by bulk motion of a fluid. The properties of that substance are carried with it. Generally the majority of the advected substance is also a fluid. The properties that are carried with the advected substance are conserved properties such as energy. An example of advection is the transport of pollutants or silt in a river by bulk water flow downstream. Another commonly advected quantity is energy or enthalpy. Here the fluid may be any material that contains thermal energy, such as water or air. In general, any substance or conserved, extensive quantity can be advected by a fluid that can hold or contain the quantity or substance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Advection ) Affinité électronique Affinité électroniques Electron affinity affinités électroniques electron affinities affinité électronique electron affinity L’affinité électronique, parfois notée AE, A ou eA, est la quantité d’énergie dégagée à la suite de la capture d’un électron par un atome isolé. Plus l'affinité électronique est grande, plus la capture d'un électron par l'atome dégage de l'énergie et plus l'ion négatif résultant est stable. Une affinité électronique négative signifie au contraire qu'il faudrait fournir de l'énergie à l'atome pour lui attacher un électron. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Affinit%C3%A9_%C3%A9lectronique ) The electron affinity (Eₑₐ) of an atom or molecule is defined as the amount of energy released when an electron attaches to a neutral atom or molecule in the gaseous state to form an anion. X(g) + e⁻ → X⁻(g) + energy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_affinity ) Affinité protonique Affinité protoniques Proton affinity affinités protoniques proton affinities affinité protonique proton affinity L'affinité protonique, notée Eap, d'une espèce chimique (anion, atome ou molécule) est la valeur de sa basicité en phase gazeuse correspondant donc à l'énergie produite par l'une ou l'autre des réactions : A⁻ + H ⁺ → HA, B + H⁺ → BH⁺. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Affinit%C3%A9_protonique ) The proton affinity (PA, Epa) of an anion or of a neutral atom or molecule is the negative of the enthalpy change in the reaction between the chemical species concerned and a proton in the gas phase : A⁻ + H ⁺ → HA, B + H⁺ → BH⁺. These reactions are always exothermic in the gas phase, i.e. energy is released (enthalpy is negative) when the reaction advances in the direction shown above, while the proton affinity is positive. This is the same sign convention used for electron affinity. The property related to the proton affinity is the gas-phase basicity, which is the negative of the Gibbs energy for above reactions, i.e. the gas-phase basicity includes entropic terms in contrast to the proton affinity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Proton_affinity ) galaxy clustering Agencement galaxies Galaxies clustering agencements des galaxies galaxies clusterings galaxy clusterings agencement des galaxies galaxies clustering Aile raie Aile raies Line wing ailes de raies line wings aile de raie line wing Partie du profil de raie entre le niveau du continuum et la demi-valeur du pic d'émission ou d'absorption. Les ailes sont dues à la matière voyageant à des vitesses beaucoup plus importantes que celles qui fournissent le pic principal. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=line+wing&formSubmit=Search&showAll=1 ) Part of the line profile between the continuum level and the half value of the emission or absorption peak. The wings are due to matter traveling at much greater speeds than that providing the main peak. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=line+wing&formSubmit=Search&showAll=1 ) magnetisation magnétisation Aimantation Magnetization aimantations magnetisations magnetizations magnétisations aimantation magnetization Dans la langue courante, l'aimantation d'un objet est le fait qu'il soit aimanté — qu'il se comporte comme un aimant — ou bien le processus par lequel il le devient. En physique, l'aimantation est de plus, et surtout, une grandeur vectorielle qui caractérise à l'échelle macroscopique l'orientation et l'intensité de son aimantation au premier des deux sens précédents. Elle a comme origine les courants microscopiques résultant du mouvement des électrons dans l'atome (moment magnétique orbital des électrons), ainsi que le moment magnétique de spin des électrons ou des noyaux atomiques. Elle se mesure en ampères par mètre ou, parfois, en teslas par µ₀. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aimantation ) In classical electromagnetism, magnetization is the vector field that expresses the density of permanent or induced magnetic dipole moments in a magnetic material. Movement within this field is described by direction and is either Axial or Diametric. The origin of the magnetic moments responsible for magnetization can be either microscopic electric currents resulting from the motion of electrons in atoms, or the spin of the electrons or the nuclei. Net magnetization results from the response of a material to an external magnetic field. Paramagnetic materials have a weak induced magnetization in a magnetic field, which disappears when the magnetic field is removed. Ferromagnetic and ferrimagnetic materials have strong magnetization in a magnetic field, and can be magnetized to have magnetization in the absence of an external field, becoming a permanent magnet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetization ) magnétisation rémanente remanent magnetisation Aimantation rémanente Aimantation rémanentes Remanent magnetization aimantations rémanentes magnétisations rémanentes remanent magnetisations remanent magnetizations aimantation rémanente remanent magnetization La rémanence ou aimantation rémanente ou magnétisme résiduel est la magnétisation laissée dans un matériau ferromagnétique (comme le fer) après le retrait d'un champ magnétique externe. De manière informelle, lorsqu'un aimant est "magnétisé", il a une rémanence. La rémanence des matériaux magnétiques fournit la mémoire magnétique dans les dispositifs de stockage magnétique et est utilisé comme source d'informations sur le champ palémagnétique terrestre. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Remanence ) Remanence or remanent magnetization or residual magnetism is the magnetization left behind in a ferromagnetic material (such as iron) after an external magnetic field is removed. Colloquially, when a magnet is "magnetized", it has remanence. The remanence of magnetic materials provides the magnetic memory in magnetic storage devices, and is used as a source of information on the past Earth's magnetic field in paleomagnetism. The word remanence is from remanent + -ence, meaning "that which remains". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Remanence ) magnétisation rémanente visqueuse viscous remanent magnetisation Aimantation rémanente visqueuse Aimantation rémanentes visqueuses Viscous remanent magnetization aimantations rémanentes visqueuses magnétisations rémanentes visqueuses viscous remanent magnetisations viscous remanent magnetizations aimantation rémanente visqueuse viscous remanent magnetization Albedo Albédo albedos albédos albedo albédo L'albédo, ou albedo (sans accent), est le pouvoir réfléchissant d'une surface, c'est-à-dire le rapport du flux d'énergie lumineuse réfléchie au flux d'énergie lumineuse incidente. C'est une grandeur sans dimension, comparable à la réflectance, mais d'application plus spécifique, utilisée notamment en astronomie, climatologie et géologie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alb%C3%A9do ) Albedo (from Latin albedo 'whiteness') is the measure of the diffuse reflection of solar radiation out of the total solar radiation and measured on a scale from 0, corresponding to a black body that absorbs all incident radiation, to 1, corresponding to a body that reflects all incident radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Albedo ) Albédo planétaire Albédo planétaires Planetary albedo albédos planétaires planetary albedos albédo planétaire planetary albedo algebras algèbres algebra algèbre L'algèbre (de l’arabe الجبر, al-jabr) est une branche des mathématiques qui permet d'exprimer les propriétés des opérations et le traitement des équations et aboutit à l'étude des structures algébriques. Le domaine d'application de l'algèbre s'étend des problèmes arithmétiques, qui traitent de nombres, à ceux d'origine géométrique tels que la géométrie analytique de Descartes ou les nombres complexes. L'algèbre occupe ainsi une place charnière entre l'arithmétique et la géométrie permettant d'étendre et d'unifier le domaine numérique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre ) Algebra is a major branch of mathematics that, at an elementary level, involves applying the rules of arithmetic to numbers, and to letters that stand for unknown numbers, with the main aim of solving equations. Beyond the algebra learned in high school is the much vaster and more profound subject of abstract algebra. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/algebra.html ) Algèbre Banach algèbres de Banach Banach algebra algèbre de Banach En mathématiques, l'algèbre de Banach est une des structures fondamentales de l'analyse fonctionnelle, portant le nom du mathématicien polonais Stefan Banach (1892-1945). Une algèbre de Banach sur le corps K = ℝ ou ℂ est une K-algèbre associative normée telle que l'espace vectoriel normé sous-jacent soit en outre un espace de Banach (c.-à-d. complet pour la norme). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Banach ) In mathematics, especially functional analysis, a Banach algebra, named after Stefan Banach, is an associative algebra A over the real or complex numbers (or over a non-Archimedean complete normed field) that at the same time is also a Banach space, that is, a normed space that is complete in the metric induced by the norm. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Banach_algebra ) Algèbre Clifford algèbres de Clifford Clifford algebra algèbre de Clifford En mathématiques, l'algèbre de Clifford est un objet d'algèbre multilinéaire associé à une forme quadratique. C'est une algèbre associative sur un corps, permettant un type de calcul étendu, englobant les vecteurs, les scalaires et des "multivecteurs" obtenus par produits de vecteurs, et avec une règle de calcul qui traduit la géométrie de la forme quadratique sous-jacente. Le nom de cette structure est un hommage au mathématicien anglais William Kingdon Clifford. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Clifford ) In mathematics, a Clifford algebra is an algebra generated by a vector space with a quadratic form, and is a unital associative algebra. As K-algebras, they generalize the real numbers, complex numbers, quaternions and several other hypercomplex number systems. The theory of Clifford algebras is intimately connected with the theory of quadratic forms and orthogonal transformations. Clifford algebras have important applications in a variety of fields including geometry, theoretical physics and digital image processing. They are named after the English mathematician William Kingdon Clifford. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Clifford_algebra ) Algèbre commutative Algèbre commutatives Commutative algebra algèbres commutatives commutative algebras algèbre commutative commutative algebra En algèbre générale, l’algèbre commutative est la branche des mathématiques qui étudie les anneaux commutatifs, leurs idéaux, les modules et les algèbres. Elle est fondamentale pour la géométrie algébrique et pour la théorie algébrique des nombres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_commutative ) Commutative algebra, first known as ideal theory, is the branch of algebra that studies commutative rings, their ideals, and modules over such rings. Both algebraic geometry and algebraic number theory build on commutative algebra. Prominent examples of commutative rings include polynomial rings; rings of algebraic integers, including the ordinary integers Z; and p-adic integers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Commutative_algebra ) Algèbre différence Algèbre différences Difference algebra algèbres des différences difference algebras algèbre des différences difference algebra L'algèbre des différences est une branche des mathématiques concernée par l'étude des équations de différence (ou fonctionnelles) du point de vue algébrique. L'algèbre des différences est analogue à l'algèbre différentielle mais concerne les équations de différence plutôt que les équations différentielles. En tant que sujet indépendant, il a été initié par Joseph Ritt et son étudiant Richard Cohn. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Difference_algebra ) Difference algebra is a branch of mathematics concerned with the study of difference (or functional) equations from the algebraic point of view. Difference algebra is analogous to differential algebra but concerned with difference equations rather than differential equations. As an independent subject it was initiated by Joseph Ritt and his student Richard Cohn. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Difference_algebra ) Algèbre différentielle Algèbre différentielles Differential algebra algèbres différentielles differential algebras algèbre différentielle differential algebra En mathématiques, les anneaux différentiels, les champs différentiels et les algèbres différentielles sont des anneaux, des champs et des algèbres équipées de nombreuses dérivations finies, qui sont des fonctions unitaires linéaires et satisfont la règle du produit de Leibniz. Un exemple naturel d'un champ différentiel est le champ des fonctions rationnelles d'une variable sur les nombres complexes, C (t) où la dérivation est une différenciation par rapport à t. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Differential_algebra ) In mathematics, differential rings, differential fields, and differential algebras are rings, fields, and algebras equipped with finitely many derivations, which are unary functions that are linear and satisfy the Leibniz product rule. A natural example of a differential field is the field of rational functions in one variable over the complex numbers, C(t) where the derivation is differentiation with respect to t. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Differential_algebra ) Grassmann algebra algèbre de Grassmann algèbres de Grassmann algèbres extérieures exterior algebras algèbre extérieure exterior algebra En mathématiques, l'algèbre extérieure, ou algèbre de Grassmann, du nom d'Hermann Grassmann, est une algèbre qui utilise le produit extérieur comme multiplication. En mathématiques, le produit extérieur des vecteurs est une construction algébrique utilisée en géométrie pour étudier les aires, les volumes et leurs analogues de dimensions plus élevées. Le produit extérieur de deux vecteurs U et V, désignés par U ∧ V, est appelé bivecteur et repose dans un espace appelé carré extérieur, un espace vectoriel distinct de l'espace d'origine des vecteurs. L'amplitude de U ∧ V peut être interprétée comme l'aire du parallélogramme avec les côtés U et V, qui en trois dimensions peut également être calculée en utilisant le produit vectoriel des deux vecteurs. Plus généralement, toutes les surfaces planes parallèles avec la même orientation et la même aire ont le même bivecteur qu'une mesure de leur aire orientée. Comme le produit vectoriel, le produit extérieur est anticommutatif, ce qui signifie que u ∧ v = - (v ∧ u) pour tous les vecteurs u et v, mais, contrairement au produit vectoriel, le produit extérieur est associatif. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Exterior_algebra ) In mathematics, the exterior algebra, or Grassmann algebra, named after Hermann Grassmann, is an algebra that uses the exterior product or wedge product as its multiplication. In mathematics, the exterior product or wedge product of vectors is an algebraic construction used in geometry to study areas, volumes, and their higher-dimensional analogues. The exterior product of two vectors u and v, denoted by u ∧ v , is called a bivector and lives in a space called the exterior square, a vector space that is distinct from the original space of vectors. The magnitude of u ∧ v can be interpreted as the area of the parallelogram with sides u and v, which in three dimensions can also be computed using the cross product of the two vectors. More generally, all parallel plane surfaces with the same orientation and area have the same bivector as a measure of their oriented area. Like the cross product, the exterior product is anticommutative, meaning that u ∧ v = − ( v ∧ u ) for all vectors u and v, but, unlike the cross product, the exterior product is associative. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Exterior_algebra ) Algèbre groupe Algèbre groupes Group algebra algèbres de groupes group algebras algèbre de groupe group algebra Algèbre homologique Algèbre homologiques Homological algebra algèbres homologiques homological algebras algèbre homologique homological algebra L'algèbre homologique est la branche des mathématiques qui étudie l'homologie dans un cadre algébrique général. Il s'agit d'une discipline relativement jeune, dont les origines peuvent être attribuées à des études dans la topologie combinatoire (précurseur de la topologie algébrique) et l'algèbre abstraite (théorie des modules et syzygies) à la fin du 19e siècle, principalement par Henri Poincaré et David Hilbert. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Homological_algebra ) Homological algebra is the branch of mathematics that studies homology in a general algebraic setting. It is a relatively young discipline, whose origins can be traced to investigations in combinatorial topology (a precursor to algebraic topology) and abstract algebra (theory of modules and syzygies) at the end of the 19th century, chiefly by Henri Poincaré and David Hilbert. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Homological_algebra ) Algèbre Hopf algèbres de Hopf Hopf algebra algèbre de Hopf En mathématiques, une algèbre de Hopf, du nom du mathématicien Heinz Hopf, est une bialgèbre qui possède en plus une opération (l'antipode) qui généralise la notion de passage à l'inverse dans un groupe. Ces algèbres ont été introduites à l'origine pour étudier la cohomologie des groupes de Lie. Les algèbres de Hopf interviennent également en topologie algébrique, en théorie des groupes et dans bien d'autres domaines. Enfin, ce qu'on appelle les groupes quantiques sont souvent des algèbres de Hopf "déformées" et qui ne sont en général ni commutatives, ni cocommutatives. Ces objets sont ainsi au cœur de la géométrie non commutative. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Hopf ) In mathematics, a Hopf algebra, named after Heinz Hopf, is a structure that is simultaneously an (unital associative) algebra and a (counital coassociative) coalgebra, with these structures' compatibility making it a bialgebra, and that moreover is equipped with an antiautomorphism satisfying a certain property. The representation theory of a Hopf algebra is particularly nice, since the existence of compatible comultiplication, counit, and antipode allows for the construction of tensor products of representations, trivial representations, and dual representations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hopf_algebra ) Jordanian algebra Algèbre Jordan algèbres de Jordan Jordan algebra algèbre de Jordan En algèbre générale, une algèbre de Jordan est une algèbre sur un corps commutatif, dans laquelle l'opération de multiplication interne, ( x , y ) → ( x ⋅ y ) a deux propriétés : 1. elle est commutative, c’est-à-dire que x ⋅ y = y ⋅ x, 2. elle vérifie l'identité suivante, dite identité de Jordan : ( x ⋅ y ) ⋅ ( x ⋅ x ) = x ⋅ ( y ⋅ ( x ⋅ x ) ). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Jordan ) In abstract algebra, a Jordan algebra is a nonassociative algebra over a field whose multiplication satisfies the following axioms : 1. xy=yx (commutative law) 2. (xy)(xx)=x(y(xx)) (Jordan identity). The product of two elements x and y in a Jordan algebra is also denoted x ∘ y, particularly to avoid confusion with the product of a related associative algebra. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Jordan_algebra ) Algèbre Kac Moody Kac Moody algebra algèbre de Kac Moody algèbres de Kac Moody algèbres de Kac-Moody Kac-Moody algebra algèbre de Kac-Moody En mathématiques, une algèbre de Kac-Moody est une algèbre de Lie, généralement de dimension infinie, pouvant être définie par des générateurs et des relations via une matrice de Cartan généralisée. Les algèbres de Kac-Moody tiennent leur nom de Victor Kac et de Robert Moody, qui les ont indépendamment découvertes. Ces algèbres sont une généralisation des algèbres semi-simples de Lie de dimension finie, et de nombreuses propriétés liées à la structure des algèbres de Lie, notamment son système de racines, ses représentations irréductibles, ses liens avec les variétés de drapeaux ont des équivalents dans le système de Kac-Moody. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Kac-Moody ) In mathematics, a Kac–Moody algebra (named for Victor Kac and Robert Moody, who independently and simultaneously discovered them in 1968) is a Lie algebra, usually infinite-dimensional, that can be defined by generators and relations through a generalized Cartan matrix. These algebras form a generalization of finite-dimensional semisimple Lie algebras, and many properties related to the structure of a Lie algebra such as its root system, irreducible representations, and connection to flag manifolds have natural analogues in the Kac–Moody setting. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kac%E2%80%93Moody_algebra ) Algèbre Lie algèbres de Lie Lie algebra algèbre de Lie En mathématiques, une algèbre de Lie, nommée en l'honneur du mathématicien Sophus Lie, est un espace vectoriel qui est muni d'un crochet de Lie, c'est-à-dire d'une loi de composition interne bilinéaire, antisymétrique et qui vérifie la relation de Jacobi. Une algèbre de Lie est un cas particulier d'algèbre sur un corps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Lie ) In mathematics, a Lie algebra is a vector space g together with an operation called the Lie bracket, an alternating bilinear map g × g → g, that satisfies the Jacobi identity. The Lie bracket of two vectors x and y is denoted [ x , y ]. The vector space g together with this operation is a non-associative algebra, meaning that the Lie bracket is not necessarily associative. Lie algebras are closely related to Lie groups, which are groups that are also smooth manifolds: any Lie group gives rise to a Lie algebra, which is its tangent space at the identity. Conversely, to any finite-dimensional Lie algebra over real or complex numbers, there is a corresponding connected Lie group unique up to finite coverings (Lie's third theorem). This correspondence allows one to study the structure and classification of Lie groups in terms of Lie algebras. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lie_algebra ) Algèbre Lie graduée Algèbre Lie graduées Graded Lie algebra algèbres de Lie graduées graded Lie algebras algèbre de Lie graduée graded Lie algebra En mathématiques, une algèbre de Lie graduée est une algèbre de Lie dotée d'une graduation compatible avec les crochets de Lie. En d'autres termes, une algèbre de Lie graduée est une algèbre de Lie qui est également une algèbre graduée non associative pour l'opération des crochets. Un choix de décomposition de Cartan confère à toute algèbre de Lie semi-simple une structure d'algèbre de Lie graduée. Toute algèbre de Lie parabolique est également une algèbre de Lie graduée. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Graded_Lie_algebra ) In mathematics, a graded Lie algebra is a Lie algebra endowed with a gradation which is compatible with the Lie bracket. In other words, a graded Lie algebra is a Lie algebra which is also a nonassociative graded algebra under the bracket operation. A choice of Cartan decomposition endows any semisimple Lie algebra with the structure of a graded Lie algebra. Any parabolic Lie algebra is also a graded Lie algebra. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Graded_Lie_algebra ) Algèbre linéaire Algèbre linéaires Linear algebra algèbres linéaires linear algebras algèbre linéaire linear algebra L’algèbre linéaire est la branche des mathématiques qui s'intéresse aux espaces vectoriels et aux transformations linéaires, formalisation générale des théories des systèmes d'équations linéaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_lin%C3%A9aire ) Linear algebra is the branch of mathematics concerning linear equations such as : a₁x₁ + ··· + aₑxₑ = b, linear maps such as : (x₁ , ···, xₑ) → a₁x₁ + ··· + aₑxₑ , and their representations in vector spaces and through matrices. Linear algebra is central to almost all areas of mathematics. For instance, linear algebra is fundamental in modern presentations of geometry, including for defining basic objects such as lines, planes and rotations. Also, functional analysis, a branch of mathematical analysis, may be viewed as the application of linear algebra to spaces of functions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Linear_algebra ) Algèbre mesure Algèbre mesures Measure algebra algèbres des mesures measure algebras algèbre de la mesure measure algebra En mathématiques, une algèbre de mesure est une algèbre booléenne avec une mesure dénombrable positive additive décompte. Une mesure de probabilité sur un espace de mesure donne une algèbre de mesure sur l'algèbre booléenne des ensembles mesurables modulo les ensembles nuls. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Measure_algebra ) In mathematics, a measure algebra is a Boolean algebra with a countably additive positive measure. A probability measure on a measure space gives a measure algebra on the Boolean algebra of measurable sets modulo null sets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Measure_algebra ) Algèbre normée Algèbre normées Normed algebra algèbres normées normed algebras algèbre normée normed algebra Une algèbre normée est une algèbre A sur le corps des réels ou des complexes munie d'une norme d'espace vectoriel qui vérifie : ∀ x, y ∈ A ǁxyǁ ≤ ǁxǁ ǁyǁ. En d'autres termes, il s'agit d'une algèbre sur K = R ou C telle que l'espace vectoriel sous-jacent soit normé, la norme étant en outre sous-multiplicative. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_norm%C3%A9e ) In mathematics, a normed algebra A is an algebra over a field which has a sub-multiplicative norm : ∀ x, y ∈ A ǁxyǁ ≤ ǁxǁ ǁyǁ. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Normed_algebra ) Algèbre opérateur Algèbre opérateurs Operator algebra algèbres d'opérateurs operator algebras algèbre d'opérateurs operator algebra Dans l'analyse fonctionnelle, une branche des mathématiques, une algèbre d'opérateur est une algèbre d'opérateurs linéaires continus sur un espace vectoriel topologique, avec la multiplication donnée par la composition des applications. Les résultats obtenus dans l'étude des algèbres de l'opérateur sont formulés en termes algébriques, tandis que les techniques utilisées sont très analytiques. Bien que l'étude des algèbres d'opérateur soit généralement classée comme une branche de l'analyse fonctionnelle, elle a des applications directes à la théorie de la représentation, à la géométrie différentielle, à la mécanique statistique quantique, à l'information quantique et à la théorie quantique des champs. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Operator_algebra ) In functional analysis, a branch of mathematics, an operator algebra is an algebra of continuous linear operators on a topological vector space, with the multiplication given by the composition of mappings. The results obtained in the study of operator algebras are phrased in algebraic terms, while the techniques used are highly analytic. Although the study of operator algebras is usually classified as a branch of functional analysis, it has direct applications to representation theory, differential geometry, quantum statistical mechanics, quantum information, and quantum field theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Operator_algebra ) Algèbre topologique Algèbre topologiques Topological algebra algèbres topologiques topological algebras algèbre topologique topological algebra En mathématiques, une algèbre topologique A est une algèbre et en même temps un espace topologique, où les structures algébriques et topologiques sont cohérentes dans un sens spécifié. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Topological_algebra ) In mathematics, a topological algebra A A is an algebra and at the same time a topological space, where the algebraic and the topological structures are coherent in a specified sense. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Topological_algebra ) Algèbre Virasoro algèbres de Virasoro Virasoro algebra algèbre de Virasoro L′algèbre de Virasoro est une algèbre de Lie complexe de dimension infinie qui joue un rôle essentiel dans certaines théories physiques, notamment en théorie des cordes, et d'une manière générale dans les théories conformes des champs, ainsi qu'en mathématiques dans l'étude du groupe Monstre (au travers du module moonshine) et des algèbres vertex. Elle tient son nom du physicien argentin Miguel Virasoro qui les a introduit en théorie des cordes en 1970. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_Virasoro ) In mathematics, the Virasoro algebra (named after the physicist Miguel Ángel Virasoro) is a complex Lie algebra and the unique central extension of the Witt algebra. It is widely used in two-dimensional conformal field theory and in string theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Virasoro_algebra ) Algèbre von Neumann Algèbre vons Neumann algèbres de vons Neumann Von Neumann algebra algèbre de von Neumann Une algèbre de von Neumann (nommée en l'honneur de John von Neumann) ou W*-algèbre est une *-algèbre d'opérateurs bornés sur un espace de Hilbert, fermée pour la topologie faible, et qui contient l'opérateur identité (définition "concrète") . (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Alg%C3%A8bre_de_von_Neumann ) In mathematics, a von Neumann algebra or W*-algebra is a *-algebra of bounded operators on a Hilbert space that is closed in the weak operator topology and contains the identity operator. It is a special type of C*-algebra. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Von_Neumann_algebra ) Algorithm Algorithme algorithmes algorithms algorithm algorithme Un algorithme est une suite finie et non ambiguë d'instructions et d’opérations permettant de résoudre une classe de problèmes. Le domaine qui étudie les algorithmes est appelé l'algorithmique. On retrouve aujourd'hui des algorithmes dans de nombreuses applications telles que le fonctionnement des ordinateurs, la cryptographie, le routage d'informations, la planification et l'utilisation optimale des ressources, le traitement d'images, le traitement de textes, la bio-informatique, etc. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Algorithme ) In mathematics and computer science, an algorithm is a finite sequence of rigorous instructions, typically used to solve a class of specific problems or to perform a computation. Algorithms are used as specifications for performing calculations and data processing. More advanced algorithms can perform automated deductions (referred to as automated reasoning) and use mathematical and logical tests to divert the code execution through various routes (referred to as automated decision-making). Using human characteristics as descriptors of machines in metaphorical ways was already practiced by Alan Turing with terms such as "memory", "search" and "stimulus". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Algorithm ) Adaptive algorithm Algorithme adaptatif Algorithme adaptatifs adaptive algorithms algorithmes adaptatifs adaptive algorithm algorithme adaptatif Un algorithme adaptatif est un algorithme qui est capable de changer automatiquement son comportement en fonction de son contexte d’exécution pour atteindre des performances optimales. Les changements peuvent être sur les données manipulées par l’algorithme, des paramètres de configurations de l’environnement d’exécution et de l'occupation des ressources. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Algorithme_adaptatif ) An adaptive algorithm is an algorithm that changes its behavior at the time it is run, based on information available and on a priori defined reward mechanism (or criterion). Such information could be the story of recently received data, information on the available computational resources, or other run-time acquired (or a priori known) information related to the environment in which it operates. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Adaptive_algorithm ) Algorithme génétique Algorithme génétiques Genetic algorithms algorithmes génétiques genetic algorithms algorithme génétique genetic algorithm Les algorithmes génétiques appartiennent à la famille des algorithmes évolutionnistes. Leur but est d'obtenir une solution approchée à un problème d'optimisation, lorsqu'il n'existe pas de méthode exacte (ou que la solution est inconnue) pour le résoudre en un temps raisonnable. Les algorithmes génétiques utilisent la notion de sélection naturelle et l'appliquent à une population de solutions potentielles au problème donné. La solution est approchée par "bonds" successifs, comme dans une procédure de séparation et évaluation (branch & bound), à ceci près que ce sont des formules qui sont recherchées et non plus directement des valeurs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Algorithme_g%C3%A9n%C3%A9tique ) In computer science and operations research, a genetic algorithm (GA) is a metaheuristic inspired by the process of natural selection that belongs to the larger class of evolutionary algorithms (EA). Genetic algorithms are commonly used to generate high-quality solutions to optimization and search problems by relying on biologically inspired operators such as mutation, crossover and selection. Some examples of GA applications include optimizing decision trees for better performance, solving sudoku puzzles, hyperparameter optimization, etc. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Genetic_algorithm ) Algorithme optimal Algorithme optimaux Optimal algorithm algorithmes optimaux optimal algorithms algorithme optimal optimal algorithm Algorithme parallèle Algorithme parallèles Parallel algorithm algorithmes parallèles parallel algorithms algorithme parallèle parallel algorithm En informatique, un algorithme parallèle, par opposition à un algorithme série traditionnel, est un algorithme qui peut effectuer plusieurs opérations dans un temps donné. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Parallel_algorithm ) In computer science, a parallel algorithm, as opposed to a traditional serial algorithm, is an algorithm which can do multiple operations in a given time. It has been a tradition of computer science to describe serial algorithms in abstract machine models, often the one known as random-access machine. Similarly, many computer science researchers have used a so-called parallel random-access machine (PRAM) as a parallel abstract machine (shared-memory). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Parallel_algorithm ) Jupiter V Jupiter V Amalthea Amalthea Amalthée Amalthée (officiellement Jupiter V Amalthée, internationalement Amalthea) est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amalth%C3%A9e_(lune) ) The third of Jupiter's known satellites orbiting at about 181,300 km from Jupiter with a period of about 12h. A mean diameter of 189 km makes it the fifth largest satellite of Jupiter. Amalthea was discovered by E. Barnard in 1892. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=amalthea&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 Milky Way cluster Amas galactique Amas galactiques Galactic cluster amas galactiques galactic clusters amas galactique galactic cluster 2022-10-05 2022-10-05 galaxy structures structures galactiques galaxy structure structure galactique 2022-10-06 cluster of galaxies Amas galaxies Galaxy cluster galaxy clusters amas de galaxies galaxy cluster Un amas de galaxies, ou amas galactique, est l'association de plus d'une centaine de galaxies liées entre elles par la gravitation. En dessous de 100, on parle plutôt de groupe de galaxies, même si la frontière entre groupe et amas n'est pas clairement définie. Ces amas se caractérisent par leur forme spécifique (sphérique, symétrique ou quelconque), ainsi que par la répartition et leurs nombres de galaxies (jusqu'à plusieurs milliers). Ils se sont formés il y a 10 milliards d'années et plus. Ces amas peuvent eux-mêmes s'associer en groupes plus grands pour former des superamas. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_de_galaxies ) A galaxy cluster, or a cluster of galaxies, is a structure that consists of anywhere from hundreds to thousands of galaxies that are bound together by gravity, with typical masses ranging from 10¹⁴ to 10¹⁵ solar masses. They are the second-largest known gravitationally bound structures in the universe after galaxy filaments and were believed to be the largest known structures in the universe until the 1980s, when superclusters were discovered. One of the key features of clusters is the intracluster medium (ICM). The ICM consists of heated gas between the galaxies and has a peak temperature between 2–15 keV that is dependent on the total mass of the cluster. Galaxy clusters should not be confused with galactic clusters (also known as open clusters), which are star clusters within galaxies, or with globular clusters, which typically orbit galaxies. Small aggregates of galaxies are referred to as galaxy groups rather than clusters of galaxies. The galaxy groups and clusters can themselves cluster together to form superclusters. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_cluster ) 2022-10-05 2022-10-05 physiques des galaxies galaxy physics physique des galaxies amas globulaire extragalactique extragalactic globular cluster Amas globulaire Amas globulaires Globular cluster amas globulaires amas globulaires extragalactiques extragalactic globular clusters globular clusters amas globulaire globular cluster En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille varie d'une vingtaine à quelques centaines d'années-lumière. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_globulaire ) A globular cluster is a spherically symmetric collection of old stars that share a common origin. Globular clusters contain from tens of thousands to millions of stars and measure from 100 to 300 light-years across. Some have been shown, in all likelihood, to contain middleweight black holes in their cores. Unlike open clusters and stellar associations, which are held together only weakly by gravity and contain Population I objects, globular clusters are tightly gravitationally bound collections of Population II stars. They inhabit the galactic halo and galactic bulge, and show significant concentration toward the galactic center. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html ) Amas jeune Young cluster young clusters amas jeune young cluster Amas ouvert Amas ouverts Open cluster amas ouverts open clusters amas ouvert open cluster En astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire groupant environ de 100 à 10 000 étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, et dont le diamètre varie de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. Les amas ouverts sont peu lumineux et s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la galaxie d’Andromède. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_ouvert ) An open cluster is a loose aggregation of dozens or hundreds of young stars, in a volume of space typically less than 50 light-years across. Open clusters are only weakly held together by gravity and are fated to disperse over a period, typically, of several hundred million years. Some much older open clusters are known, however. For example, M67 in Cancer, which lies about 2,800 light-years away, is at least 4 billion years old but is located well away from the galactic plane and as a result is less liable to disruption. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html ) 2022-10-10 Amas stellaire Amas stellaires Star cluster amas stellaires star clusters amas stellaire star cluster Un amas stellaire est une concentration locale d'étoiles d'origine commune et liées entre elles par la gravitation, dans un espace dont les dimensions peuvent atteindre 200 pc. Ces objets sont classés en plusieurs familles selon leur aspect ; ce sont, par compacité croissante : les associations stellaires, les amas ouverts et les amas globulaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_stellaire ) Star clusters are large groups of stars. Two main types of star clusters can be distinguished: globular clusters are tight groups of ten thousand to millions of old stars which are gravitationally bound, while open clusters are more loosely clustered groups of stars, generally containing fewer than a few hundred members, and are often very young. Open clusters become disrupted over time by the gravitational influence of giant molecular clouds as they move through the galaxy, but cluster members will continue to move in broadly the same direction through space even though they are no longer gravitationally bound; they are then known as a stellar association, sometimes also referred to as a moving group. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Star_cluster ) 2022-10-05 2022-10-05 superamas des Vierge Virgo supercluster superamas de la Vierge Le superamas de la Vierge, également appelé Superamas local, est un superamas de galaxies contenant le Groupe local, comprenant la Voie lactée et la galaxie d'Andromède. Le nom de "superamas de la Vierge" provient du nom de l'amas de la Vierge se situant en son centre. Cependant, en vue d'éviter les confusions entre "amas" et "superamas" de la Vierge, qui sont des structures de masse et d'étendue très différentes, il est préférable d’employer le nom de Superamas local. Le superamas se situe dans un ensemble encore plus vaste, nommé Laniakea. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Superamas_de_la_Vierge ) The Virgo Supercluster (Virgo SC) or the Local Supercluster (LSC or LS) is a mass concentration of galaxies containing the Virgo Cluster and Local Group, which itself contains the Milky Way and Andromeda galaxies, as well as others. At least 100 galaxy groups and clusters are located within its diameter of 33 megaparsecs (110 million light-years). The Virgo SC is one of about 10 million superclusters in the observable universe and is in the Pisces–Cetus Supercluster Complex, a galaxy filament. A 2014 study indicates that the Virgo Supercluster is only a lobe of an even greater supercluster, Laniakea, a larger, competing referent of the term Local Supercluster centered on the Great Attractor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Virgo_Supercluster ) 2022-10-14 Carbon burning Combustion carbone Combustion carbones carbon burnings combustions des carbones carbon burning combustion du carbone La fusion du carbone, souvent appelée (de façon plus ambigüe) "combustion du carbone", est un ensemble de réactions de fusion nucléaire intervenant dans les étoiles d'au moins cinq masses solaires à leur formation qui, en leur cœur, ont converti en carbone tous leurs éléments plus légers. Ces réactions se déroulent à une température d'au moins 600 MK alors que la masse volumique des gaz atteint 2×10⁸ kg/m3. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fusion_du_carbone ) The carbon-burning process or carbon fusion is a set of nuclear fusion reactions that take place in the cores of massive stars (at least 8 M⊙ at birth) that combines carbon into other elements. It requires high temperatures (> 5×10⁸ K or 50 keV) and densities (> 3×10⁹ kg/m3). These figures for temperature and density are only a guide. More massive stars burn their nuclear fuel more quickly, since they have to offset greater gravitational forces to stay in (approximate) hydrostatic equilibrium. That generally means higher temperatures, although lower densities, than for less massive stars. To get the right figures for a particular mass, and a particular stage of evolution, it is necessary to use a numerical stellar model computed with computer algorithms. Such models are continually being refined based on nuclear physics experiments (which measure nuclear reaction rates) and astronomical observations (which include direct observation of mass loss, detection of nuclear products from spectrum observations after convection zones develop from the surface to fusion-burning regions – known as dredge-up events – and so bring nuclear products to the surface, and many other observations relevant to models). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Carbon-burning_process ) 2022-10-05 Amas stellaire extragalactique Amas stellaires extragalactiques Extragalactic star cluster amas stellaires extragalactiques extragalactic star clusters amas stellaire extragalactique extragalactic star cluster 2022-10-05 Formation galaxies Galaxy formation formations des galaxies galaxy formations formation des galaxies galaxy formation L'étude de la formation et de l'évolution des galaxies s'intéresse aux processus ayant abouti à la formation d'un univers hétérogène à partir d'une prémisse homogène, à la formation des premières galaxies (processus appelé galactogenèse), à la façon dont les galaxies changent avec le temps, et aux processus qui ont conduit à la grande variété des structures observées parmi les galaxies proches. C'est l'un des domaines de recherche les plus actifs en astrophysique. Selon les théories de la formation des structures, on présume que la formation des galaxies résulte de légères fluctuations quantiques dans le cadre du Big Bang. Selon une opinion majoritaire l'évolution des galaxies se serait produite en conformité avec le modèle cosmologique Lambda-CDM. C'est-à-dire que le regroupement et la fusion des galaxies constituent leur moyen d'augmenter leur masse, et peut aussi déterminer leur forme et leur structure. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Formation_et_%C3%A9volution_des_galaxies ) The formation of galaxies, i.e., the sequence of events by which galaxies took shape, is one of the most important unresolved problems in cosmology. Most galaxy formation is thought to have happened in the early universe following the recombination era that ended about 300,000 years after the Big Bang. Small fluctuations present in the cosmic microwave background at this time, first detected by the Cosmic Background Explorer (COBE), provide evidence of matter clumping together – an essential prerequisite for galaxies to assemble in a cosmos that is generally flying apart. Unless islands of matter had been able to come together at this stage, there would have been no chance later on when the cosmic contents had become more dilute. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/galaxy_formation.html ) Ammonia Ammoniac ammoniacs ammonias ammonia ammoniac L'ammoniac est un composé chimique de formule NH₃ (du groupe générique des nitrures d'hydrogène). Dans les conditions normales de température et de pression, c'est un gaz noté NH₃_ gaz. Il est incolore et irritant, d'odeur piquante à faible dose ; il brûle les yeux et les poumons en concentration plus élevée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ammoniac ) Ammonia is an inorganic compound of nitrogen and hydrogen with the formula NH₃. A stable binary hydride, and the simplest pnictogen hydride, ammonia is a colourless gas with a distinct pungent smell. Biologically, it is a common nitrogenous waste, particularly among aquatic organisms, and it contributes significantly to the nutritional needs of terrestrial organisms by serving as a precursor to 45% of the world's food and fertilizers. Around 70% of ammonia is used to make fertilisers in various forms and composition, such as urea and Diammonium phosphate. Ammonia in pure form is also applied directly into the soil. Ammonia has been detected in the atmospheres of the giant planets Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune, along with other gases such as methane, hydrogen, and helium. The interior of Saturn may include frozen ammonia crystals. It is found on Deimos and Phobos – the two moons of Mars. Ammonia was first detected in interstellar space in 1968, based on microwave emissions from the direction of the galactic core. This was the first polyatomic molecule to be so detected. The sensitivity of the molecule to a broad range of excitations and the ease with which it can be observed in a number of regions has made ammonia one of the most important molecules for studies of molecular clouds. The relative intensity of the ammonia lines can be used to measure the temperature of the emitting medium. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ammonia ) Amortissement Damping amortissements dampings amortissement damping Amortissement collisionnel Amortissement collisionnels Collisional damping amortissements collisionnels collisional dampings amortissement collisionnel collisional damping Amortissement Landau amortissements Landau Landau damping amortissement Landau En physique, l’amortissement Landau, du nom de son découvreur, le physicien russe Lev Davidovich Landau, est le phénomène d'amortissement (décroissance exponentielle en fonction du temps) des oscillations longitudinales du champ électrique. Cela correspond à un transfert d'énergie entre une onde électromagnétique et des électrons. On peut y voir l’inverse d'un effet Čerenkov. Ce phénomène empêche le développement de l'instabilité et crée une région de stabilité dans l'espace des paramètres. Il fut ensuite proposé par Lynden-Bell qu'un phénomène similaire avait lieu en dynamique des galaxies, où le gaz d'électrons interagissant à travers les forces électriques est remplacé par un "gaz d'étoiles" interagissant par les forces de gravitation (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amortissement_Landau ) In physics, Landau damping, named after its discoverer, Soviet physicist Lev Davidovich Landau (1908–68), is the effect of damping (exponential decrease as a function of time) of longitudinal space charge waves in plasma or a similar environment. This phenomenon prevents an instability from developing, and creates a region of stability in the parameter space. It was later argued by Donald Lynden-Bell that a similar phenomenon was occurring in galactic dynamics, where the gas of electrons interacting by electrostatic forces is replaced by a "gas of stars" interacting by gravitational forces. Landau damping can be manipulated exactly in numerical simulations such as particle-in-cell simulation. It was proved to exist experimentally by Malmberg and Wharton in 1964, almost two decades after its prediction by Landau in 1946. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Landau_damping ) Amortissement linéaire Amortissement linéaires Linear damping amortissements linéaires linear dampings amortissement linéaire linear damping nonlinear damping Amortissement non linéaire Amortissement nons linéaires Non linear damping amortissements nons linéaires non linear dampings nonlinear dampings amortissement non linéaire non linear damping nonviscous damping Amortissement non visqueux Amortissement nons visqueux Non viscous damping amortissements nons visqueux non viscous dampings nonviscous dampings amortissement non visqueux non viscous damping Amortissement onde Amortissement ondes Wave damping amortissements des ondes wave dampings amortissement des ondes wave damping eddy damping Amortissement tourbillon Amortissement tourbillons Vortex damping amortissements tourbillonnaires eddy dampings vortex dampings amortissement tourbillonnaire vortex damping Amortissement visqueux Viscous damping amortissements visqueux viscous dampings amortissement visqueux viscous damping Analyse canonique Analyse canoniques Canonical analysis analyses canoniques canonical analyses analyse canonique canonical analysis En statistique, l'analyse canonique appartient à la famille des méthodes de régression pour l'analyse des données. L'analyse de régression quantifie une relation entre une variable prédictive et une variable de critère par le coefficient de corrélation r, le coefficient de détermination r², et le coefficient de régression standard β. L'analyse de régression multiple exprime une relation entre un ensemble de variables prédictives et une variable de critère unique par la corrélation multiple R, le coefficient multiple de détermination R², et un ensemble de poids de régression partielle standard β₁, β₂, etc. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Canonical_analysis ) In statistics, canonical analysis (from Ancient Greek: κανων bar, measuring rod, ruler) belongs to the family of regression methods for data analysis. Regression analysis quantifies a relationship between a predictor variable and a criterion variable by the coefficient of correlation r, coefficient of determination r², and the standard regression coefficient β. Multiple regression analysis expresses a relationship between a set of predictor variables and a single criterion variable by the multiple correlation R, multiple coefficient of determination R², and a set of standard partial regression weights β₁, β₂, etc. Canonical variate analysis captures a relationship between a set of predictor variables and a set of criterion variables by the canonical correlations ρ₁, ρ₂, ..., and by the sets of canonical weights C and D. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Canonical_analysis ) analyses complexes complex analyses analyse complexe complex analysis L'analyse complexe est un domaine des mathématiques traitant des fonctions à valeurs complexes (ou, plus généralement, à valeurs dans un C-espace vectoriel) et qui sont dérivables par rapport à une ou plusieurs variables complexes. Les fonctions dérivables sur un ouvert du plan complexe sont appelées holomorphes et satisfont de nombreuses propriétés plus fortes que celles vérifiées par les fonctions dérivables en analyse réelle. Entre autres, toute fonction holomorphe est analytique et vérifie le principe du maximum. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_complexe ) Complex analysis, traditionally known as the theory of functions of a complex variable, is the branch of mathematical analysis that investigates functions of complex numbers. It is helpful in many branches of mathematics, including algebraic geometry, number theory, analytic combinatorics, applied mathematics; as well as in physics, including the branches of hydrodynamics, thermodynamics, and particularly quantum mechanics. By extension, use of complex analysis also has applications in engineering fields such as nuclear, aerospace, mechanical and electrical engineering. As a differentiable function of a complex variable is equal to its Taylor series (that is, it is analytic), complex analysis is particularly concerned with analytic functions of a complex variable (that is, holomorphic functions). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Complex_analysis ) Analyse composante principale Analyse composantes principales Principal component analysis analyses en composantes principales principal component analyses analyse en composantes principales principal component analysis L'analyse en composantes principales (ACP ou PCA en anglais pour principal component analysis), ou, selon le domaine d'application, transformation de Karhunen–Loève (KLT) ou transformation de Hotelling, est une méthode de la famille de l'analyse des données et plus généralement de la statistique multivariée, qui consiste à transformer des variables liées entre elles (dites "corrélées" en statistique) en nouvelles variables décorrélées les unes des autres. Ces nouvelles variables sont nommées "composantes principales" ou axes principaux. Elle permet au statisticien de résumer l'information en réduisant le nombre de variables. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_en_composantes_principales ) Principal component analysis (PCA) is a popular technique for analyzing large datasets containing a high number of dimensions/features per observation, increasing the interpretability of data while preserving the maximum amount of information, and enabling the visualization of multidimensional data. Formally, PCA is a statistical technique for reducing the dimensionality of a dataset. This is accomplished by linearly transforming the data into a new coordinate system where (most of) the variation in the data can be described with fewer dimensions than the initial data. Many studies use the first two principal components in order to plot the data in two dimensions and to visually identify clusters of closely related data points. Principal component analysis has applications in many fields such as population genetics, microbiome studies, and atmospheric science. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Principal_component_analysis ) Analyse convexe Analyse convexes Convex analysis analyses convexes convex analyses analyse convexe convex analysis L'analyse convexe est la branche des mathématiques qui étudie les ensembles et les fonctions convexes. Cette théorie étend sur beaucoup d'aspects les concepts de l'algèbre linéaire et sert de boîte à outils en analyse et en analyse non lisse. Elle s'est beaucoup développée du fait de ses interactions avec l'optimisation, où elle apporte des propriétés particulières aux problèmes qui y sont étudiés. Certains voient la naissance de l'analyse convexe "moderne" dans l'invention des notions de sous-différentiel, d'application proximale et d'inf-convolution dans les années 1962-631. Il a fallu un certain temps pour que l'on reconnaisse que cette discipline apportait des idées nouvelles et des outils puissants. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_convexe ) Convex analysis is the branch of mathematics devoted to the study of properties of convex functions and convex sets, often with applications in convex minimization, a subdomain of optimization theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Convex_analysis ) analyses d'images image analyses analyse d'image image analysis L'analyse d'image est la reconnaissance des éléments et des informations contenus dans une image. Elle peut être automatisée lorsque l'image est enregistrée sous forme numérique, au moyen d'outils informatiques. Les tâches relevant de l'analyse d'image sont multiples, depuis la lecture de codes-barres, jusqu'à la reconnaissance faciale. L'analyse d'image intervient également dans le domaine de l'art et du graphisme, pour l'interprétation des compositions et signifiants. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_d%27image ) Image analysis or imagery analysis is the extraction of meaningful information from images; mainly from digital images by means of digital image processing techniques. Image analysis tasks can be as simple as reading bar coded tags or as sophisticated as identifying a person from their face. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Image_analysis ) data processing traitement des données Analyse donnée Analyse données Data analysis analyses des données data analyses data processings traitements des données analyse des données data analysis L’analyse des données (aussi appelée analyse exploratoire des données ou AED) est une famille de méthodes statistiques dont les principales caractéristiques sont d'être multidimensionnelles et descriptives. Dans l'acception française, la terminologie "analyse des données" désigne donc un sous-ensemble de ce qui est appelé plus généralement la statistique multivariée. Certaines méthodes, pour la plupart géométriques, aident à faire ressortir les relations pouvant exister entre les différentes données et à en tirer une information statistique qui permet de décrire de façon plus succincte les principales informations contenues dans ces données. D'autres techniques permettent de regrouper les données de façon à faire apparaître clairement ce qui les rend homogènes, et ainsi mieux les connaître. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_des_donn%C3%A9es ) Data analysis is a process of inspecting, cleansing, transforming, and modeling data with the goal of discovering useful information, informing conclusions, and supporting decision-making. Data analysis has multiple facets and approaches, encompassing diverse techniques under a variety of names, and is used in different business, science, and social science domains. In today's business world, data analysis plays a role in making decisions more scientific and helping businesses operate more effectively. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Data_analysis ) Chree analysis superposed epoch method Analyse époque superposée Analyse époques superposées Superposed epoch analysis analyses par époques superposées superposed epoch analyses superposed epoch methods analyse par époques superposées superposed epoch analysis L'analyse par époques superposées, également appelée analyse Chree après un article de Charles Chree qui a utilisé la technique, est un outil statistique utilisé dans l'analyse des données soit pour détecter les périodicités dans une séquence temporelle, soit pour révéler une corrélation (généralement dans le temps) entre deux séquences de données (généralement deux séries chronologiques). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Superposed_epoch_analysis ) Superposed epoch analysis (SPE or SEA), also called Chree analysis after a paper by Charles Chree that employed the technique, is a statistical tool used in data analysis either to detect periodicities within a time sequence or to reveal a correlation (usually in time) between two data sequences (usually two time series). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Superposed_epoch_analysis ) Analyse factorielle Analyse factorielles Factor analysis analyses factorielles factor analyses analyse factorielle factor analysis L'analyse factorielle est un terme qui désigne aujourd'hui plusieurs méthodes d'analyses de grands tableaux rectangulaires de données, visant à déterminer et à hiérarchiser des facteurs corrélés aux données placées en colonnes. Au sens anglo-saxon du terme, l'analyse factorielle (factor analysis) désigne une méthode de la famille de la statistique multivariée, utilisée pour décrire un ensemble de variables observées, au moyen de variables latentes (non observées). Pour réduire le nombre de variables, la méthode calcule ces variables latentes comme combinaisons linéaires des variables observées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_factorielle ) Factor analysis is a statistical method used to describe variability among observed, correlated variables in terms of a potentially lower number of unobserved variables called factors. For example, it is possible that variations in six observed variables mainly reflect the variations in two unobserved (underlying) variables. Factor analysis searches for such joint variations in response to unobserved latent variables. The observed variables are modelled as linear combinations of the potential factors plus "error" terms, hence factor analysis can be thought of as a special case of errors-in-variables models. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Factor_analysis ) Analyse fonctionnelle Analyse fonctionnelles Functional analysis analyses fonctionnelles functional analyses analyse fonctionnelle functional analysis L'analyse fonctionnelle est la branche des mathématiques et plus particulièrement de l'analyse qui étudie les espaces de fonctions. Elle prend ses racines historiques dans l'étude des transformations telles que la transformation de Fourier et dans l'étude des équations différentielles ou intégro-différentielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_fonctionnelle_(math%C3%A9matiques) ) Functional analysis is a branch of mathematical analysis, the core of which is formed by the study of vector spaces endowed with some kind of limit-related structure (e.g. inner product, norm, topology, etc.) and the linear functions defined on these spaces and respecting these structures in a suitable sense. The historical roots of functional analysis lie in the study of spaces of functions and the formulation of properties of transformations of functions such as the Fourier transform as transformations defining continuous, unitary etc. operators between function spaces. This point of view turned out to be particularly useful for the study of differential and integral equations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Functional_analysis ) Analyse Fourier analyses de Fourier Fourier analysis analyse de Fourier En mathématiques, l'analyse de Fourier est l'étude de la façon dont les fonctions générales peuvent être représentées ou approximées par des sommes de fonctions trigonométriques plus simples. L'analyse de Fourier est issue de l'étude des séries de Fourier et porte le nom de Joseph Fourier, qui a montré que la représentation d'une fonction comme une somme de fonctions trigonométriques simplifie considérablement l'étude du transfert de chaleur. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Fourier_analysis ) In mathematics, Fourier analysis is the study of the way general functions may be represented or approximated by sums of simpler trigonometric functions. Fourier analysis grew from the study of Fourier series, and is named after Joseph Fourier, who showed that representing a function as a sum of trigonometric functions greatly simplifies the study of heat transfer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fourier_analysis ) Analyse harmonique Analyse harmoniques Harmonic analysis analyses harmoniques harmonic analyses analyse harmonique harmonic analysis L'analyse harmonique est la branche des mathématiques qui étudie la représentation des fonctions ou des signaux comme superposition d'ondes de base. Elle approfondit et généralise les notions de série de Fourier et de transformée de Fourier. Les ondes de base s'appellent les harmoniques, d'où le nom de la discipline. Durant ces deux derniers siècles, elle a eu de nombreuses applications en physique sous le nom d'analyse spectrale, et connaît des applications récentes notamment en traitement des signaux, mécanique quantique, neurosciences, stratigraphie… (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_harmonique_(math%C3%A9matiques) ) Harmonic analysis is a branch of mathematics concerned with the representation of functions or signals as the superposition of basic waves, and the study of and generalization of the notions of Fourier series and Fourier transforms (i.e. an extended form of Fourier analysis). In the past two centuries, it has become a vast subject with applications in areas as diverse as number theory, representation theory, signal processing, quantum mechanics, tidal analysis and neuroscience. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Harmonic_analysis ) Analyse mathématique Analyse mathématiques Mathematical analysis analyses mathématiques mathematical analyses analyse mathématique mathematical analysis L'analyse (du grec άναλύειν, analuein) a pour point de départ la formulation rigoureuse du calcul infinitésimal. C'est la branche des mathématiques qui traite explicitement de la notion de limite, que ce soit la limite d'une suite ou la limite d'une fonction. Elle inclut également des notions comme la continuité, la dérivation et l'intégration. Ces notions sont étudiées dans le contexte des nombres réels ou des nombres complexes. Cependant, elles peuvent aussi être définies et étudiées dans le contexte plus général des espaces métriques ou topologiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_(math%C3%A9matiques) ) Analysis is the branch of mathematics dealing with continuous functions, limits, and related theories, such as differentiation, integration, measure, infinite sequences, series, and analytic functions. These theories are usually studied in the context of real and complex numbers and functions. Analysis evolved from calculus, which involves the elementary concepts and techniques of analysis. Analysis may be distinguished from geometry; however, it can be applied to any space of mathematical objects that has a definition of nearness (a topological space) or specific distances between objects (a metric space). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mathematical_analysis ) 2022-09-21 Bulle interstellaire Bulle interstellaires Interstellar bubble bulles interstellaires interstellar bubbles bulle interstellaire interstellar bubble Une énorme structure de gaz ionisé amenée dans le milieu interstellaire par les vents de supernovae et d'étoiles massives. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+bubble&formSubmit=Search&showAll=1 ) A huge structure of ionized gas blown into the interstellar medium by the winds of supernovae and massive stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+bubble&formSubmit=Search&showAll=1 ) Analyse multivariable Analyse multivariables Multivariate analysis analyses multivariables multivariate analyses analyse multivariable multivariate analysis Analyse régression Analyse régressions Regression analysis analyses de régressions regression analyses analyse de régression regression analysis En mathématiques, la régression recouvre plusieurs méthodes d’analyse statistique permettant d’approcher une variable à partir d’autres qui lui sont corrélées. Par extension, le terme est aussi utilisé pour certaines méthodes d’ajustement de courbe. En apprentissage automatique, on distingue les problèmes de régression des problèmes de classification. Ainsi, on considère que les problèmes de prédiction d'une variable quantitative sont des problèmes de régression tandis que les problèmes de prédiction d'une variable qualitative sont des problèmes de classification. Certaines méthodes, comme la régression logistique, sont à la fois des méthodes de régression au sens où il s'agit de prédire la probabilité d'appartenir à chacune des classes et des méthodes de classification. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9gression_(statistiques) ) In statistical modeling, regression analysis is a set of statistical processes for estimating the relationships between a dependent variable (often called the 'outcome' or 'response' variable, or a 'label' in machine learning parlance) and one or more independent variables (often called 'predictors', 'covariates', 'explanatory variables' or 'features'). The most common form of regression analysis is linear regression, in which one finds the line (or a more complex linear combination) that most closely fits the data according to a specific mathematical criterion. For example, the method of ordinary least squares computes the unique line (or hyperplane) that minimizes the sum of squared differences between the true data and that line (or hyperplane). For specific mathematical reasons (see linear regression), this allows the researcher to estimate the conditional expectation (or population average value) of the dependent variable when the independent variables take on a given set of values. Less common forms of regression use slightly different procedures to estimate alternative location parameters (e.g., quantile regression or Necessary Condition Analysis) or estimate the conditional expectation across a broader collection of non-linear models (e.g., nonparametric regression). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Regression_analysis ) sensitivity experiment sensitivity study sensitivity test Analyse sensibilité Analyse sensibilités Sensitivity analysis analyses de sensibilités sensitivities studies sensitivity analyses sensitivity experiments sensitivity tests analyse de sensibilité sensitivity analysis L’analyse de sensibilité est l'étude de la façon dont l'incertitude de la sortie d'un code ou d'un système (numérique ou autre) peut être attribuée à l'incertitude dans ses entrées. Il s'agit d'estimer des indices de sensibilité qui quantifient l'influence d'une entrée ou d'un groupe d'entrées sur la sortie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_de_sensibilit%C3%A9 ) Sensitivity analysis is the study of how the uncertainty in the output of a mathematical model or system (numerical or otherwise) can be divided and allocated to different sources of uncertainty in its inputs. A related practice is uncertainty analysis, which has a greater focus on uncertainty quantification and propagation of uncertainty; ideally, uncertainty and sensitivity analysis should be run in tandem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sensitivity_analysis ) Analyse série temporelle Analyse séries temporelles Time series analysis analyses des séries temporelles time series analyses analyse des séries temporelles time series analysis Une série temporelle, ou série chronologique, est une suite de valeurs numériques représentant l'évolution d'une quantité spécifique au cours du temps. De telles suites de variables aléatoires peuvent être exprimées mathématiquement afin d'en analyser le comportement, généralement pour comprendre son évolution passée et pour en prévoir le comportement futur. Une telle transposition mathématique utilise le plus souvent des concepts de probabilités et de statistique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9rie_temporelle ) In mathematics, a time series is a series of data points indexed (or listed or graphed) in time order. Most commonly, a time series is a sequence taken at successive equally spaced points in time. Thus it is a sequence of discrete-time data. Time series analysis comprises methods for analyzing time series data in order to extract meaningful statistics and other characteristics of the data. Time series forecasting is the use of a model to predict future values based on previously observed values. While regression analysis is often employed in such a way as to test relationships between one or more different time series, this type of analysis is not usually called "time series analysis", which refers in particular to relationships between different points in time within a single series. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Time_series ) Analyse signal Analyse signaux Signal analysis analyses des signaux signal analyses analyse du signal signal analysis Analyse statistique Analyse statistiques Statistical analysis analyses statistiques statistical analyses analyse statistique statistical analysis Le processus de collecte, de manipulation, d'analyse et d'interprétation des données quantitatives pour découvrir des causes, des modèles et des relations sous-jacents entre les variables. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=statistical+analysis&formSubmit=Search&showAll=1 ) The process of collecting, manipulating, analyzing, and interpreting quantitative data to uncover underlying causes, patterns, and relationships between variables. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=statistical+analysis&formSubmit=Search&showAll=1 ) ANOVA ANOVA analysis of variance Analyse variance Analyse variances Variance analysis analyses des variances analysiss of variance variance analyses analyse de la variance variance analysis En statistique, l'analyse de la variance (terme souvent abrégé par le terme anglais ANOVA : analysis of variance) est un ensemble de modèles statistiques utilisés pour vérifier si les moyennes des groupes proviennent d'une même population. Les groupes correspondent aux modalités d'une variable qualitative (p. ex. variable : traitement; modalités : programme d'entrainement sportif, suppléments alimentaires; placebo) et les moyennes sont calculés à partir d'une variable continue . (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_de_la_variance ) Analysis of variance (ANOVA) is a collection of statistical models and their associated estimation procedures (such as the "variation" among and between groups) used to analyze the differences among means. ANOVA was developed by the statistician Ronald Fisher. ANOVA is based on the law of total variance, where the observed variance in a particular variable is partitioned into components attributable to different sources of variation. In its simplest form, ANOVA provides a statistical test of whether two or more population means are equal, and therefore generalizes the t-test beyond two means. In other words, the ANOVA is used to test the difference between two or more means. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Analysis_of_variance ) Brewster's angle angle de polarisation incidence de Brewster polarizing angle Angle Brewster angles de Brewster angles de polarisations incidences de Brewster polarizing angles Brewster angle angle de Brewster L'angle de Brewster est un angle d'incidence particulier pour lequel la lumière réfractée et réfléchie possèdent des propriétés de polarisation particulières. Lorsqu'un faisceau lumineux est incident sur un dioptre à cet angle, s'il est polarisé dans le plan d'incidence (polarisation dite p ou TM) il est alors totalement transmis (pas de réflexion), sinon il y aura un faisceau réfléchi qui sera entièrement polarisé. À l'angle de Brewster, le rayon réfracté et la direction attendue pour le rayon réfléchi forment un angle droit. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Angle_de_Brewster ) The angle of incidence for which the sum of the incident angle and the angle of refraction is 90°. The value of Brewster's angle for glass is 57° and for water is 53° (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brewster+angle&formSubmit=Search&showAll=1 ) Angle Euler angles d'Euler Euler angle angle d'Euler En mécanique et en mathématiques, les angles d'Euler sont des angles introduits par Leonhard Euler (1707-1783) pour décrire l'orientation d'un solide ou celle d'un référentiel par rapport à un trièdre cartésien de référence. Au nombre de trois, ils sont appelés angle de précession, de nutation et de rotation propre, les deux premiers pouvant être vus comme une généralisation des deux angles des coordonnées sphériques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Angles_d%27Euler ) The Euler angles are three angles introduced by Leonhard Euler to describe the orientation of a rigid body with respect to a fixed coordinate system. They can also represent the orientation of a mobile frame of reference in physics or the orientation of a general basis in 3-dimensional linear algebra. Alternative forms were later introduced by Peter Guthrie Tait and George H. Bryan intended for use in aeronautics and engineering. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Euler_angles ) angle of incidence Angle incidence Angle incidences Incidence angle angles d'incidences angles of incidence incidence angles angle d'incidence incidence angle L’angle d’incidence en optique et plus généralement en mécanique ondulatoire est l'angle entre la direction de propagation de l'onde incidente et la normale au dioptre ou à l'interface considérée. Le rayonnement incident peut être par exemple de type lumineux, acoustique, sismique, X, etc. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Angle_d%27incidence_(optique) ) The angle of incidence, in geometric optics, is the angle between a ray incident on a surface and the line perpendicular (at 90 degree angle) to the surface at the point of incidence, called the normal. The ray can be formed by any waves, such as optical, acoustic, microwave, and X-ray. In the figure below, the line representing a ray makes an angle θ with the normal (dotted line). The angle of incidence at which light is first totally internally reflected is known as the critical angle. The angle of reflection and angle of refraction are other angles related to beams. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Angle_of_incidence_(optics) ) 2022-10-12 Angle position Angle positions Position angle angles de positions position angles angle de position position angle En astronomie, l'angle de position (en anglais position angle, abrégé en PA) est une mesure d'angle utilisée pour décrire les étoiles binaires visuelles. Il est défini comme l'écart angulaire (habituellement exprimé en degrés) de l'étoile secondaire à la primaire par rapport au pôle nord céleste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Angle_de_position ) In astronomy, position angle (usually abbreviated PA) is the convention for measuring angles on the sky. The International Astronomical Union defines it as the angle measured relative to the north celestial pole (NCP), turning positive into the direction of the right ascension. In the standard (non-flipped) images, this is a counterclockwise measure relative to the axis into the direction of positive declination. In the case of observed visual binary stars, it is defined as the angular offset of the secondary star from the primary relative to the north celestial pole. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Position_angle ) angle de mélange électrofaible weak mixing angle Angle Weinberg angles de Weinberg angles de mélanges électrofaibles weak mixing angles Weinberg angle angle de Weinberg L'angle de mélange faible ou l'angle de Weinberg est un paramètre dans la théorie de Weinberg-Salam de l'interaction électrofaible, une partie du modèle standard de la physique des particules, et est habituellement dénoté comme θ_w. C'est l'angle par lequel la brisure de symétrie spontanée tourne le plan des bosons-vecteurs W⁰ et B⁰ d'origine, produisant en conséquence le boson Z⁰ et le photon. Sa valeur mesurée est légèrement inférieure à 30°, mais varie également, en augmentant légèrement, selon la valeur la plus élevée de la quantité de mouvement relative des particules impliquées dans l'interaction suivant l'utilisation de l'angle. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Weinberg_angle ) The weak mixing angle or Weinberg angle is a parameter in the Weinberg–Salam theory of the electroweak interaction, part of the Standard Model of particle physics, and is usually denoted as θ_w. It is the angle by which spontaneous symmetry breaking rotates the original W⁰ and B⁰ vector boson plane, producing as a result the Z⁰ boson, and the photon. Its measured value is slightly below 30°, but also varies, very slightly increasing, depending on how high the relative momentum of the particles involved in the interaction is that the angle is used for. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weinberg_angle ) Anisotropie Anisotropy anisotropies anisotropies anisotropie anisotropy L'anisotropie (contraire d'isotropie) est la propriété d'être dépendant de la direction. Quelque chose d'anisotrope pourra présenter différentes caractéristiques selon son orientation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anisotropie ) A variation in a property with direction, e.g. cosmic microwave background anisotropy, dipole anisotropy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=anisotropy&formSubmit=Search&showAll=1 ) Anisotropie magnétique Anisotropie magnétiques Magnetic anisotropy anisotropies magnétiques magnetic anisotropies anisotropie magnétique magnetic anisotropy Une anisotropie magnétique est présente lorsque les propriétés magnétiques d'un système sont orientées selon des axes privilégiés. C'est le cas dans les matériaux ferromagnétiques, où l’aimantation suit des directions privilégiées appelées axes de facile aimantation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anisotropie_magn%C3%A9tique ) In condensed matter physics, magnetic anisotropy describes how an object's magnetic properties can be different depending on direction. In the simplest case, there is no preferential direction for an object's magnetic moment. It will respond to an applied magnetic field in the same way, regardless of which direction the field is applied. This is known as magnetic isotropy. In contrast, magnetically anisotropic materials will be easier or harder to magnetize depending on which way the object is rotated. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_anisotropy ) Anisotropie thermique Anisotropie thermiques Thermal anisotropy anisotropies thermiques thermal anisotropies anisotropie thermique thermal anisotropy Anneau arithmétique Anneau arithmétiques Arithmetic ring anneaux arithmétiques arithmetic rings anneau arithmétique arithmetic ring In algebra, a commutative ring R is said to be arithmetical (or arithmetic) if any of the following equivalent conditions hold : 1) The localization R_m of R at m is a uniserial ring for every maximal ideal m of R. 2) For all ideals a , b, and c, a ∩ (b+c) = (a ∩ b) + (a ∩ c) 3) For all ideals a , b, and c, a + (b ∩ c) = (a + b) ∩ (a + c) The last two conditions both say that the lattice of all ideals of R is distributive. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Arithmetical_ring ) Anneau commutatif Anneau commutatifs Commutative ring anneaux commutatifs commutative rings anneau commutatif commutative ring Un anneau commutatif est un anneau dans lequel la loi de multiplication est commutative. L’étude des anneaux commutatifs s’appelle l’algèbre commutative. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneau_commutatif ) In mathematics, a commutative ring is a ring in which the multiplication operation is commutative. The study of commutative rings is called commutative algebra. Complementarily, noncommutative algebra is the study of ring properties that are not specific to commutative rings. This distinction results from the high number of fundamental properties of commutative rings that do not extend to noncommutative rings. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Commutative_ring ) Jovian ring Anneau Jupiter anneaux de Jupiter Jupiter ring anneau de Jupiter Les anneaux de Jupiter (ou système d'anneaux jovien) sont un ensemble d'anneaux planétaires orbitant autour de la planète Jupiter. Le système est découvert en 1979 par la sonde spatiale Voyager 1. Il est le troisième système d'anneaux à avoir été découvert après ceux de Saturne et ceux d'Uranus. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneaux_de_Jupiter ) The planet Jupiter has a system of faint planetary rings. The Jovian rings were the third ring system to be discovered in the Solar System, after those of Saturn and Uranus. The main ring was discovered in 1979 by the Voyager 1 space probe and the system was more thoroughly investigated in the 1990s by the Galileo orbiter. The main ring has also been observed by the Hubble Space Telescope and from Earth for several years. Ground-based observation of the rings requires the largest available telescopes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rings_of_Jupiter ) Neptunian ring Anneau Neptune anneaux de Neptune Neptune ring anneau de Neptune Les anneaux de Neptune se composent principalement de cinq anneaux dont la présence fut découverte comme "arcs" en 1984 par deux équipes, française et américaine. Ils furent finalement photographiés en 1989 par la sonde Voyager 2. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneaux_de_Neptune ) The rings of Neptune consist primarily of five principal rings. They were first discovered (as "arcs") by simultaneous observations of a stellar occultation on 22 July 1984 by André Brahic's and William B. Hubbard's teams at La Silla Observatory (ESO) and at Cerro Tololo Interamerican Observatory in Chile. They were eventually imaged in 1989 by the Voyager 2 spacecraft. At their densest, they are comparable to the less dense portions of Saturn's main rings such as the C ring and the Cassini Division, but much of Neptune's ring system is quite tenuous, faint and dusty, more closely resembling the rings of Jupiter. Neptune's rings are named after astronomers who contributed important work on the planet: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago, and Adams. Neptune also has a faint unnamed ring coincident with the orbit of the moon Galatea. Three other moons orbit between the rings: Naiad, Thalassa and Despina. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rings_of_Neptune ) 2022-10-06 Anneau planétaire Anneau planétaires Planetary ring anneaux planétaires planetary rings anneau planétaire planetary ring Un anneau planétaire, ou simplement anneau, est une région en forme d'anneau plat se situant autour d'une planète, d'une planète naine, d'un petit corps ou même d'un satellite naturel et formé principalement de poussières et de petites particules diverses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneau_plan%C3%A9taire ) A planetary ring is an annulus of material, in the form of countless numbers of small objects, in orbit around a planet. Ring matter – whether it is dust particles or huge boulders – will orbit a planet without coalescing into a single body if it remains within a certain distance, known as the Roche limit. Any bodies that orbit outside this limit won't be adversely affected by the gravity of the parent planet and may therefore accrete into a larger body. All four giant planets in the Solar System have ring systems, though only Saturn's is bright enough to be seen at visible wavelengths from Earth. The various rings have different proportions of ice and rock, and different distribution of particle sizes. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/ring_planetary.html ) Anneau Saturne anneaux de Saturne Saturn ring anneau de Saturne Les anneaux de Saturne sont les anneaux planétaires les plus importants du Système solaire, situés autour de la géante gazeuse Saturne. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ils sont en fait constitués d'innombrables morceaux de glace (95 à 99 % de glace d'eau pure selon les analyses spectroscopiques) et de poussière dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres ; ils ont chacun une orbite différente. L'ensemble des anneaux forme un disque d'une largeur de 360 000 km (les anneaux principaux s'étendent de 7 000 à 72 000 km) comportant plusieurs divisions de largeurs diverses et d'une épaisseur de 2 à 10 mètres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneaux_de_Saturne ) The rings of Saturn are the most extensive ring system of any planet in the Solar System. They consist of countless small particles, ranging in size from micrometers to meters, that orbit around Saturn. The ring particles are made almost entirely of water ice, with a trace component of rocky material. There is still no consensus as to their mechanism of formation. Although theoretical models indicated that the rings were likely to have formed early in the Solar System's history, newer data from Cassini suggested they formed relatively late. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rings_of_Saturn ) Anneau topologique Anneau topologiques Topological ring anneaux topologiques topological rings anneau topologique topological ring En mathématiques, un anneau topologique est un anneau muni d'une topologie compatible avec les opérations internes, c'est-à-dire telle que l'addition, l'application opposée et la multiplication soient continues. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneau_topologique ) In mathematics, a topological ring is a ring R that is also a topological space such that both the addition and the multiplication are continuous as maps : R x R → R where R × R carries the product topology. That means R is an additive topological group and a multiplicative topological semigroup. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Topological_ring ) Anneau Uranus Uranus' ring anneaux d'Uranus Uranus ring anneau d'Uranus Les anneaux d’Uranus sont un système d’anneaux de la planète Uranus, moins complexes que les anneaux de Saturne, mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune. Ils ont été découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink. Près de deux siècles auparavant, l'astronome William Herschel avait déjà rapporté l’observation de ces corps célestes, mais les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à cette époque. Deux anneaux supplémentaires ont été découverts en 1986 grâce aux images prises par la sonde spatiale Voyager 2, puis deux anneaux externes, en 2003-2005, sur les photos du télescope spatial Hubble. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneaux_d%27Uranus ) The rings of Uranus are intermediate in complexity between the more extensive set around Saturn and the simpler systems around Jupiter and Neptune. The rings of Uranus were discovered on March 10, 1977, by James L. Elliot, Edward W. Dunham, and Jessica Mink. William Herschel had also reported observing rings in 1789; modern astronomers are divided on whether he could have seen them, as they are very dark and faint. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rings_of_Uranus ) 2022-10-03 annihilation des particules particle annihilation annihilations annihilations annihilations des particules particle annihilations annihilation annihilation En physique, l’annihilation ou anéantissement correspond à la collision entre une particule sous-atomique et son antiparticule respective. Puisque l’énergie et la quantité de mouvement doivent être conservées, les particules ne se muent pas en rien, mais plutôt en nouvelles particules. Les antiparticules possèdent des nombres quantiques exactement opposés à ceux des particules, donc la somme des nombres quantiques du pair égale zéro. Ainsi, le processus peut donner naissance à n’importe quel jeu de particules dont la somme des nombres quantiques est égale à zéro, pourvu que la conservation d’énergie et de la quantité de mouvement soient respectées. Lors de la collision entre une particule et son antiparticule, leur énergie se transforme en particule porteuse de force, tel le boson W+/W-, porteuse de force W/Z ou un photon. Ces particules se transforment plus tard en autres particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Annihilation_(physique) ) In particle physics, annihilation is the process that occurs when a subatomic particle collides with its respective antiparticle to produce other particles, such as an electron colliding with a positron to produce two photons. The total energy and momentum of the initial pair are conserved in the process and distributed among a set of other particles in the final state. Antiparticles have exactly opposite additive quantum numbers from particles, so the sums of all quantum numbers of such an original pair are zero. Hence, any set of particles may be produced whose total quantum numbers are also zero as long as conservation of energy and conservation of momentum are obeyed. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Annihilation ) Annihilation matière antimatière Annihilation matières antimatières Matter antimatter annihilation annihilation matière antimatière annihilations matière antimatières annihilations matière-antimatières matter antimatter annihilation matter antimatter annihilations matter-antimatter annihilations annihilation matière-antimatière matter-antimatter annihilation almanach astronomique Annuaire astronomique Annuaire astronomiques Astronomical almanach almanachs astronomiques annuaires astronomiques astronomical almanacs annuaire astronomique astronomical almanac Un almanach est un livre de tables, couvrant généralement une période d'une année civile, qui répertorie les positions futures de la Lune, des planètes et d'autres objets célestes importants, ainsi que d'autres données astronomiques utiles. Les exemples importants incluent l'almanach astronomique et l'almanach nautique. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/almanac.html ) An almanac is a book of tables, usually covering a period of one calendar year, that lists the future positions of the Moon, planets, and other prominent celestial objects, together with other useful astronomical data. Important examples include The Astronomical Almanac and The Nautical Almanac. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/almanac.html ) Antibaryon Antibaryon antibaryons antibaryons antibaryon antibaryon Anticentre galactique Anticentre galactiques Galactic anticenter anticentres galactiques galactic anticenters anticentre galactique galactic anticenter Le point dans le plan galactique directement opposé au centre galactique. Il se trouve dans la constellation Auriga à environ A.D. 05h46m, déc. + 28° 56'. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+anticenter&formSubmit=Search&showAll=1 ) The point in the Galactic plane that lies directly opposite the Galactic center. It lies in the constellation Auriga at approximately R.A. 05h 46m, Dec. +28° 56'. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+anticenter&formSubmit=Search&showAll=1 ) Anticorrelation Anticorrélation anticorrelations anticorrélations anticorrelation anticorrélation Statistiques: le coefficient de corrélation de deux variables aléatoires X et Y est en général défini comme le rapport du Cov(x,y) aux deux écarts-types de X et Y. Il varie entre 1 et -1 correspondant à une corrélation complète ou une anticorrélation . (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=anticorrelation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Statistics : the correlation coefficient of two random variables X and Y is in general defined as the ratio of the Cov(X,Y) to the two standard deviations of X and Y. It varies between 1 and -1 corresponding to complete correlation or anticorrelation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=anticorrelation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Antiferromagnetism Antiferromagnétisme antiferromagnetisms antiferromagnétismes antiferromagnetism antiferromagnétisme Une propriété possédée par certains métaux, alliages et sels d'éléments de transition dans lesquels il y a un manque de moment magnétique en raison de la disposition antiparallèle ou en spirale des moments magnétiques atomiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=antiferromagnetism&formSubmit=Search&showAll=1 ) A property possessed by some metals, alloys, and salts of transition elements in which there is a lack of magnetic moment due to the antiparallel or spiral arrangement of atomic magnetic moments. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=antiferromagnetism&formSubmit=Search&showAll=1 ) Antihyperon Antihypéron antihyperons antihypérons antihyperon antihypéron Antikaon Antikaon antikaons antikaons antikaon antikaon Antilepton Antilepton antileptons antileptons antilepton antilepton Antimeson Antiméson antimesons antimésons antimeson antiméson Antimuonium Antimuonium antimuoniums antimuonium antimuonium Antineutrino Antineutrino antineutrinos antineutrinos antineutrino antineutrino Antineutrino électronique Antineutrino électroniques Electron antineutrino antineutrinos électroniques electron antineutrinos antineutrino électronique electron antineutrino Antineutrino muonique Antineutrino muoniques Muon antineutrino antineutrinos muoniques muon antineutrinos antineutrino muonique muon antineutrino Antineutron Antineutron antineutrons antineutrons antineutron antineutron 2022-09-27 antimatière antimatter Antiparticle Antiparticule antimatières antimatters antiparticles antiparticules antiparticle antiparticule L'antiparticule est un type de particule élémentaire du modèle standard de masse et spin égaux à ceux de la particule correspondante, mais de nombres quantiques opposés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Antiparticule ) Antiparticles are counterparts of ordinary subatomic particles, which have the same mass and spin but opposite charge, magnetic moment, and any other internal attributes (including lepton, baryon, strangeness, and charm quantum numbers). Each particle has a corresponding antiparticle, although certain purely neutral particles, such as photons and π° mesons, are their own antiparticles. The antiparticles of the electron, proton, and neutron are the positron, antiproton, and antineutron, respectively. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/antiparticle.html ) Antiproton Antiproton antiprotons antiprotons antiproton antiproton Antiquark Antiquark antiquarks antiquarks antiquark antiquark Apodisation Apodization apodisations apodizations apodisation apodization 1) Généralement, tout processus supprimant les maximas secondaires d'un motif de diffraction, comme les anneaux faibles autour du disque d'Airy d'une image optique. Cela permet au télescope de résoudre des détails plus fins. 2) Sur une ouverture d'un télescope, l'utilisation d'un écran qui coupe progressivement, du centre au bord de l'ouverture, la quantité de lumière transmise, afin de réduire la diffraction. 3) Un traitement mathématique effectué sur les données reçues d'un interféromètre avant la transformation de Fourier est calculée pour obtenir le spectre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=apodization&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) Generally, any process suppressing the secondary maxima of a diffraction pattern, such as the faint rings around the Airy disk of an optical image. This allows the telescope to resolve finer details. 2) Over a telescope aperture, the use of a screen that progressively cuts down, from the center to the edge of the aperture, the amount of light transmitted, in order to reduce diffraction. 3) A mathematical treatment carried out on data received from an interferometer before the Fourier transformation is calculated to obtain the spectrum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=apodization&formSubmit=Search&showAll=1 ) ionospheric measuring instrument Appareil mesure ionosphérique Appareil mesures ionosphériques Ionospheric measuring apparatus appareils de mesures ionosphériques ionospheric measuring apparatuses ionospheric measuring instruments appareil de mesure ionosphérique ionospheric measuring apparatus cosmic ray instrumentation Appareillage rayon cosmique Appareillage rayons cosmiques Cosmic ray apparatus appareillages pours les rayons cosmiques cosmic ray apparatuses cosmic ray instrumentations appareillage pour les rayons cosmiques cosmic ray apparatus conformal map conformal transform transformation conforme Application conforme Application conformes Conformal mapping applications conformes conformal mappings conformal maps conformal transforms transformations conformes application conforme conformal mapping En mathématiques, et plus précisément en géométrie et en analyse complexe, une transformation conforme est une bijection qui conserve localement les angles, c'est-à-dire qui se comporte au voisinage de chaque point où elle est définie presque comme une similitude. Dans le plan, les transformations conformes qui conservent les angles orientés ont une telle utilité qu'il est fréquent qu'elles soient les seules baptisées du terme de conformes. Elles se confondent alors avec les bijections holomorphes. Les transformations conformes indirectes sont, dans ce cas, appelées transformations anticonformes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_conforme ) In mathematics, a conformal map is a function that locally preserves angles, but not necessarily lengths. More formally, let U and V be open subsets of Rⁿ. A function f : U → V is called conformal (or angle-preserving) at a point u₀ ∈ U if it preserves angles between directed curves through u₀, as well as preserving orientation. Conformal maps preserve both angles and the shapes of infinitesimally small figures, but not necessarily their size or curvature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conformal_map ) Application harmonique Application harmoniques Harmonic map applications harmoniques harmonic maps application harmonique harmonic map En géométrie différentielle, une application régulière ϕ : M → N définie d'une variété riemannienne dans une autre est dite harmonique lorsqu'elle est solution d'une certaine équation aux dérivées partielles généralisant l'équation de Laplace. L'équation des applications harmoniques est en général introduite pour résoudre un problème variationnel ; il s'agit de l'équation d'Euler-Lagrange associée à la recherche des points critiques de l'énergie de Dirichlet des applications entre les deux variétés. Par suite, la recherche des applications harmoniques englobe à la fois celle des géodésiques et celle des fonctions numériques qui sont harmoniques sur un ouvert de l'espace euclidien. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Application_harmonique ) In the mathematical field of differential geometry, a smooth map between Riemannian manifolds is called harmonic if its coordinate representatives satisfy a certain nonlinear partial differential equation. This partial differential equation for a mapping also arises as the Euler-Lagrange equation of a functional called the Dirichlet energy. As such, the theory of harmonic maps contains both the theory of unit-speed geodesics in Riemannian geometry and the theory of harmonic functions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Harmonic_map ) Attracteur de Hénon Hénon mapping Hénon-Pomeau attractor Hénon-Pomeau map Hénon-Pomeau mapping Application Hénon Henon mapping applications de Hénon Hénon map application de Hénon L'attracteur de Hénon est un système dynamique à temps discret. C'est l'un des systèmes dynamiques ayant un comportement chaotique les plus étudiés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Attracteur_de_H%C3%A9non ) The Hénon map, sometimes called Hénon–Pomeau attractor/map, is a discrete-time dynamical system. It is one of the most studied examples of dynamical systems that exhibit chaotic behavior. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9non_map ) Poincaré mapping Application Poincaré applications de Poincaré Poincaré map application de Poincaré En mathématiques, particulièrement en système dynamique, une application de Poincaré, nommée en l'honneur de Henri Poincaré, est une application liée à une orbite périodique (en) dans l'espace d'états d'un système dynamique et un certain sous-espace de dimension moindre, appelé la section de Poincaré, transverse au flot du système. Plus précisément, on considère une orbite suffisamment proche d'une orbite périodique, avec une condition initiale sur la section de Poincaré, et on observe le point auquel cette orbite revient à la section pour la première fois, d'où ses autres noms, application de premier retour ou application de récurrence. La transversalité de la section de Poincaré fait référence au fait que l'orbite périodique commence au travers du flot du sous-espace et non pas de façon parallèle à celui-ci. Une orbite est périodique si et seulement si sa condition initiale est un point fixe de l'application de Poincaré. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Application_de_Poincar%C3%A9 ) In mathematics, particularly in dynamical systems, a first recurrence map or Poincaré map, named after Henri Poincaré, is the intersection of a periodic orbit in the state space of a continuous dynamical system with a certain lower-dimensional subspace, called the Poincaré section, transversal to the flow of the system. More precisely, one considers a periodic orbit with initial conditions within a section of the space, which leaves that section afterwards, and observes the point at which this orbit first returns to the section. One then creates a map to send the first point to the second, hence the name first recurrence map. The transversality of the Poincaré section means that periodic orbits starting on the subspace flow through it and not parallel to it. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poincar%C3%A9_map ) Padé approximation approximation de Padé Approximant Padé approximants de Padé approximations de Padé Padé approximant approximant de Padé En mathématiques, et plus précisément en analyse complexe, l'approximant de Padé est une méthode d'approximation d'une fonction analytique par une fonction rationnelle. En ce sens, elle est un peu analogue à un développement limité qui approche la fonction selon les mêmes critères à l'aide d'un polynôme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Approximant_de_Pad%C3%A9 ) In mathematics, a Padé approximant is the "best" approximation of a function near a specific point by a rational function of given order. Under this technique, the approximant's power series agrees with the power series of the function it is approximating. The technique was developed around 1890 by Henri Padé, but goes back to Georg Frobenius, who introduced the idea and investigated the features of rational approximations of power series. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pad%C3%A9_approximant ) asymptotic method asymptotic theory méthode asymptotique théorie asymptotique Approximation asymptotique Approximation asymptotiques Asymptotic approximation approximations asymptotiques asiesmptotic theories asymptotic approximations asymptotic methods méthodes asymptotiques théories asymptotiques approximation asymptotique asymptotic approximation Approximation Born approximations de Born Born approximation approximation de Born L'approximation de Born est une approximation faite en théorie de la diffusion, en particulier en mécanique quantique, pour des potentiels diffuseurs très peu denses. L'approximation de Born au premier ordre consiste à ne tenir compte que de l'onde incidente et des ondes diffusées par une seule interaction avec le potentiel dans la description de l'onde diffusée totale. Elle est nommée d'après Max Born. Il s'agit de la méthode de perturbations appliquée à la diffusion sur un corps étendu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Approximation_de_Born ) Generally in scattering theory and in particular in quantum mechanics, the Born approximation consists of taking the incident field in place of the total field as the driving field at each point in the scatterer. The Born approximation is named after Max Born who proposed this approximation in early days of quantum theory development. It is the perturbation method applied to scattering by an extended body. It is accurate if the scattered field is small compared to the incident field on the scatterer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Born_approximation ) Born-Oppenheimer expansion Approximation Born Oppenheimer Born Oppenheimer approximation approximation de Born Oppenheimer approximations de Born Oppenheimer approximations de Born-Oppenheimer Born-Oppenheimer approximation approximation de Born-Oppenheimer En chimie quantique et physique moléculaire, l'approximation Born-Oppenheimer (BO) est l'approximation mathématique la plus connue de la dynamique moléculaire. Plus précisément, c'est l'hypothèse suivant laquelle les fonctions d'onde des noyaux atomiques et des électrons dans une molécule peuvent être traitées séparément, en fonction du fait que les noyaux sont beaucoup plus lourds que les électrons. En raison de la plus grande masse relative d'un noyau par rapport à un électron, les coordonnées des noyaux dans un système sont approximées comme fixes, tandis que les coordonnées des électrons sont dynamiques. L'approche porte le nom de Max Born et J. Robert Oppenheimer qui l'a proposé en 1927, au début de la mécanique quantique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Born%E2%80%93Oppenheimer_approximation ) In quantum chemistry and molecular physics, the Born–Oppenheimer (BO) approximation is the best-known mathematical approximation in molecular dynamics. Specifically, it is the assumption that the wave functions of atomic nuclei and electrons in a molecule can be treated separately, based on the fact that the nuclei are much heavier than the electrons. Due to the larger relative mass of a nucleus compared to an electron, the coordinates of the nuclei in a system are approximated as fixed, while the coordinates of the electrons are dynamic. The approach is named after Max Born and J. Robert Oppenheimer who proposed it in 1927, in the early period of quantum mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Born%E2%80%93Oppenheimer_approximation ) Approximation eikonale Approximation eikonales Eikonal approximation approximations eikonales eikonal approximations approximation eikonale eikonal approximation En physique théorique, l'approximation eikonale (grec εἰκών pour la ressemblance, l'icône ou l'image) est une méthode approximative utile dans les équations de diffusion d'ondes qui se produisent en optique, sismologie, mécanique quantique, électrodynamique quantique et expansion partielle des ondes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Eikonal_approximation ) In theoretical physics, the eikonal approximation (Greek εἰκών for likeness, icon or image) is an approximative method useful in wave scattering equations which occur in optics, seismology, quantum mechanics, quantum electrodynamics, and partial wave expansion. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Eikonal_approximation ) développement post-newtonien formalisme post-newtonien post-Newtonian expansion post-Newtonian formalism Approximation post newtonienne Approximation posts newtoniennes Post newtonian approximation approximation post newtonienne approximations post newtoniennes approximations post-newtoniennes développement post newtonien développements post newtoniens développements post-newtoniens formalisme post newtonien formalismes post newtoniens formalismes post-newtoniens post Newtonian approximation post Newtonian approximations post Newtonian expansion post Newtonian expansions post Newtonian formalism post Newtonian formalisms post-Newtonian approximations post-Newtonian expansions post-Newtonian formalisms approximation post-newtonienne post-Newtonian approximation En physique, plus précisément dans la théorie de la relativité générale, les expansions post-newtoniennes (expansions PN) sont utilisées pour trouver une solution approximative des équations du champ d'Einstein pour le tenseur métrique. Les approximations sont développées dans de petits paramètres qui expriment des ordres d'écarts par rapport à la loi de Newton de la gravitation universelle. Cela permet de faire des approximations aux équations d'Einstein dans le cas de champs faibles. Des termes d'ordre supérieur peuvent être ajoutés pour augmenter la précision, mais pour les champs forts, il est parfois préférable de résoudre les équations complètes numériquement. Cette méthode est un repère courant des théories du champ effectif. A la limite, lorsque les petits paramètres sont égaux à 0, l'expansion post-newtonienne se réduit la loi de gravité de Newton. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Post-Newtonian_expansion ) In physics, precisely in the theory of general relativity, post-Newtonian expansions (PN expansions) are used for finding an approximate solution of the Einstein field equations for the metric tensor. The approximations are expanded in small parameters which express orders of deviations from Newton's law of universal gravitation. This allows approximations to Einstein's equations to be made in the case of weak fields. Higher order terms can be added to increase accuracy, but for strong fields sometimes it is preferable to solve the complete equations numerically. This method is a common mark of effective field theories. In the limit, when the small parameters are equal to 0, the post-Newtonian expansion reduces to Newton's law of gravity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Post-Newtonian_expansion ) WKB method Wentzel-Kramers-Brillouin approximation méthode WKB Approximation WKB approximations WKB méthodes WKB WKB approximation approximation WKB En physique, l'approximation BKW (en l'honneur de Léon Brillouin, Hendrik Anthony Kramers et Gregor Wentzel) est une méthode développée en 1926 qui permet d'étudier le régime semi-classique d'un système quantique. La fonction d'onde est développée asymptotiquement au premier ordre de la puissance du quantum d'action ℏ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Approximation_BKW ) In mathematical physics, the WKB approximation or WKB method is a method for finding approximate solutions to linear differential equations with spatially varying coefficients. It is typically used for a semiclassical calculation in quantum mechanics in which the wavefunction is recast as an exponential function, semiclassically expanded, and then either the amplitude or the phase is taken to be changing slowly. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/WKB_approximation ) Zeldovich approximation Zeldovich pancake approximation de Zeldovich crêpe de Zeldovich Approximation Zeldovich approximations de Zel'dovichs approximations de Zeldovich crêpes de Zeldovich Zel'dovich approximation approximation de Zel'dovich arcs auroraux auroral arcs arc auroral auroral arc Uranus I Uranus I Ariel Ariel Ariel, également connu sous le nom d'Uranus I, est un satellite naturel d'Uranus. Ariel est la plus brillante des lunes en orbite autour d'Uranus, ainsi que la troisième plus massive et la quatrième plus grande. Elle est principalement composée, à parts égales, de glaces et de roches. À l'instar des autres lunes d'Uranus, son orbite est inscrite dans un plan perpendiculaire à l'orbite de la planète autour du Soleil, ce qui provoque des variations saisonnières extrêmes en surface. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ariel_(lune) ) A satellite of Uranus discovered by Lassell in 1851. It is orbiting at a mean distance of 192,000 kilometers with a period of 2.52 days. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ariel&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-10 Ascension droite Ascension droites Right ascension ascensions droites right ascensions ascension droite right ascension En astronomie, l'ascension droite, notée ad, AD (en français) ou RA (en anglais, pour right ascension), est l'un des deux termes associés au système de coordonnées équatoriales, l'autre étant la déclinaison. Elle est l'équivalent sur la sphère céleste de la longitude terrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ascension_droite ) A coordinate in the equatorial system measured from the vernal equinox eastward to the point where the object hour circle intersects the celestial equator. Right ascension (symbol α) is expressed in hours, minutes, and seconds. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=right+ascension&formSubmit=Search&showAll=1 ) Association stellaire Association stellaires Stellar association associations stellaires stellar associations association stellaire stellar association Une association stellaire est un amas d'étoiles très ténu, plus ténu que les amas ouverts et les amas globulaires. Les associations stellaires contiennent normalement de 10 à 100 étoiles ou plus. Les étoiles partagent une origine commune, mais sont devenues non liées gravitationnellement et pourtant se déplacent encore ensemble dans l'espace. Les associations sont principalement identifiées par leurs vecteurs de mouvement et leurs âges communs. L'identification par la composition chimique est également utilisée pour leur prise en compte comme membres de l'association. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_association ) A stellar association is a very loose star cluster, looser than both open clusters and globular clusters. Stellar associations will normally contain from 10 to 100 or more stars. The stars share a common origin, but have become gravitationally unbound and are still moving together through space. Associations are primarily identified by their common movement vectors and ages. Identification by chemical composition is also used to factor in association memberships. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_association ) OB stellar association OB2 association OB2 stellar association association stellaire OB Association stellaire OB Association stellaires OB associations OB associations stellaires OB OB association association OB Une association OB est un groupe d'étoiles (association stellaire) non gravitationnellement liées, dont une partie est de type spectral O ou B. Ces associations naissent tout d'abord dans des régions de l'espace relativement petites. Le gaz et les poussières restant après la formation des étoiles sont ensuite expulsés, et les étoiles restantes ne sont plus liées gravitationnellement. On pense que 90 % des étoiles de notre galaxie ont été formées dans de telles associations. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Association_OB ) A loosely bound grouping of O and B stars that typically stretches up to several hundred light-years and may contain between a dozen and several hundred O stars and B stars. The members of an OB association are young and of roughly the same age. OB associations dissipate in a few tens of millions of years. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ob+association&formSubmit=Search&showAll=1 ) R stellar association association stellaire R Association stellaire R Association stellaires R associations R associations stellaires R R association association R Une association R est un groupe d'étoiles jeunes, généralement moins d'un million d'années, de masses intermédiaires, implantées dans une nébuleuse réfléchissante. La nébuleuse est illuminée par les étoiles, qui contrairement aux étoiles OB, ne sont pas suffisamment lumineuses pour éjecter la matière hors de la nébuleuse. Les associations R sont l'un des trois types reconnus d'associations stellaires. La classification R a été suggérée pour la première fois par l'astronome canadien Sidney van den Bergh (1929–). Étant relativement courants, les associations R sont des marqueurs utiles de la structure des bras spiraux de notre galaxie. Un exemple est Vela R2, un groupe très jeune à une distance d'environ 2 800 années-lumière (850 pc). (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/R_association.html ) An R association is a group of young stars, typically less than a million years old, of intermediate mass, embedded in a reflection nebula. The nebula is illuminated by the stars, which unlike OB stars are not luminous enough to drive the material of the nebula away. R associations are one of three recognized types of stellar association. The R classification was first suggested by the the Canadian astronomer Sidney van den Bergh (1929–). Being relatively common, R associations are useful markers of the structure of our galaxy's spiral arms. An example is Vela R2, a very young group at a distance of about 2,800 light-years (850 pc). Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/R_association.html ) T stellar association association stellaire T Association stellaire T Association stellaires T associations T associations stellaires T T association association T Une association stellaire contenant de nombreuses étoiles T Tauri. Des exemples incluent l'association T Taurus-Aauriga, l'association proche TW Hydrae et Vela T1 et T2. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=t+association&formSubmit=Search&showAll=1 ) A stellar association containing many T Tauri stars. Examples include the Taurus-Auriga T association, the nearby TW Hydrae association, and Vela T1 and T2. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=t+association&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 assombrissement centre-bord Assombrissement vers bord Assombrissement vers bords Limb darkening assombrissement centre bord assombrissements centre bords assombrissements centre-bords assombrissements vers le bords limb darkenings assombrissement vers le bord limb darkening En astronomie, l'assombrissement centre-bord ou assombrissement du limbe est l'effet de diminution apparente de l'intensité lumineuse sur les bords d'une étoile. Cet effet est la conséquence de l'absorption et de la diffusion de la lumière émise dans la photosphère, une région externe de l'étoile d'où provient la lumière qui s'échappe de celle-ci. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Assombrissement_centre-bord ) Limb darkening is a darkening of the solar limb at optical wavelengths, arising because the observer's line of sight passes through shallower, cooler, and more absorbing layers of the photosphere as it moves away from the center of the Sun's disk; a similar effect occurs with Jupiter and with the members of eclipsing stars as they move in front of each other, and has been detected in the case of several single stars, including Hamal. Limb brightening is a brightening of the solar limb at X-ray, extreme ultraviolet, and radio wavelengths, due to the observer's line of sight intercepting more of the hot inner corona and less of the cooler photosphere as it moves away from the center of the Sun's disk. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/limb_darkening.html ) 2022-10-06 asterisms astérismes asterism astérisme En astronomie, un astérisme est une figure remarquable dessinée par des étoiles particulièrement brillantes. En général, ces étoiles ne sont liées ni par une interaction gravitationnelle significative, ni par une gestation commune, ce qui fait d'un astérisme un objet céleste plutôt arbitraire et subjectif. C'est souvent sur la base d'astérismes que les civilisations ont imaginé leurs constellations, bien qu'un astérisme puisse aussi bien former une partie d'une constellation qu'être constitué d'étoiles appartenant à plusieurs constellations différentes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ast%C3%A9risme ) A group of stars in the sky which are traditionally imagined to present a pattern within a constellation. Examples include the Big Dipper, the Northern Cross, the Square of Pegasus, and Orion's Belt. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=asterism&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 2022-10-05 astronomies galactiques et extragalactiques galactic and extragalactic astronomies astronomie galactique et extragalactique galactic and extragalactic astronomy 2022-10-06 Asteroid Astéroïde asteroids astérosïde asteroid astéroïde Un astéroïde est une planète mineure composée de roches, de métaux et de glaces, et dont les dimensions varient de l'ordre du mètre (limite actuelle de détection) à plusieurs centaines de kilomètres. L'appellation « en forme d'étoile » vient de l'aspect irrégulier des astéroïdes au télescope, différent du disque parfait des planètes, lors des premières observations astronomiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ast%C3%A9ro%C3%AFde ) An asteroid is a rocky or metallic object, generally smaller than a planet but bigger than a meteoroid, that orbits the Sun or another star. Asteroids are also called minor planets. What had been the largest asteroid, Ceres, has been classified as a dwarf planet. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/asteroid.html ) 2022-10-06 éléments de physiques théoriques theoretical physics aspects éléments de physique théorique La physique théorique est la branche de la physique qui étudie l’aspect théorique des lois physiques et en développe le formalisme mathématique. C'est dans ce domaine que l'on crée les théories, les équations et les constantes en rapport avec la physique. Elle constitue un champ d'études intermédiaire entre la physique expérimentale et les mathématiques, et a souvent contribué au développement de l’une comme de l’autre. La physique théorique ne doit pas être confondue avec la physique mathématique, cette branche des mathématiques qui se propose de rendre mathématiquement rigoureux les énoncés estimés vagues ou mal définis des théoriciens (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Physique_th%C3%A9orique ) Theoretical physics is a branch of physics that employs mathematical models and abstractions of physical objects and systems to rationalize, explain and predict natural phenomena. This is in contrast to experimental physics, which uses experimental tools to probe these phenomena. The advancement of science generally depends on the interplay between experimental studies and theory. In some cases, theoretical physics adheres to standards of mathematical rigour while giving little weight to experiments and observations. For example, while developing special relativity, Albert Einstein was concerned with the Lorentz transformation which left Maxwell's equations invariant, but was apparently uninterested in the Michelson–Morley experiment on Earth's drift through a luminiferous aether. Conversely, Einstein was awarded the Nobel Prize for explaining the photoelectric effect, previously an experimental result lacking a theoretical formulation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Theoretical_physics ) 2022-10-14 2022-10-14 combustions des oxygènes oxygen burnings combustion de l'oxygène oxygen burning En astrophysique, la fusion de l'oxygène (désignée parfois improprement combustion de l'oxygène) est un ensemble de réactions nucléaires se déroulant dans les étoiles massives qui ont épuisé par fusion les éléments légers en leur cœur. Ces réactions s'amorcent alors que le cœur de l'étoile s'est contracté pour atteindre une densité de l'ordre de 10¹⁰ kg/m³(soit 10 t/cm³ et une température de l'ordre de 1,5 GK. Cela survient une fois la fusion du néon terminée, ce qui laisse au cœur de l'étoile un mélange d'oxygène et de magnésium prêt à fusionner pour peu que les conditions s'y prêtent. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fusion_de_l%27oxyg%C3%A8ne ) The oxygen-burning process is a set of nuclear fusion reactions that take place in massive stars that have used up the lighter elements in their cores. Oxygen-burning is preceded by the neon-burning process and succeeded by the silicon-burning process. As the neon-burning process ends, the core of the star contracts and heats until it reaches the ignition temperature for oxygen burning. Oxygen burning reactions are similar to those of carbon burning; however, they must occur at higher temperatures and densities due to the larger Coulomb barrier of oxygen. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Oxygen-burning_process ) Astrograph Astrographe astrographes astrographs astrograph astrographe Un astrographe est un télescope ou une lunette servant à l'astrophotographie. Les astrographes sont habituellement utilisés pour faire des relevés à large champ du ciel nocturne ainsi que pour la recherche d'objets tels que les astéroïdes, les météores et les comètes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astrographe ) A photographic instrument with great light gathering power which is used to photograph a large field in a single exposure. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astrograph&formSubmit=Search&showAll=1 ) Astrolabe Astrolabe astrolabes astrolabes astrolabe astrolabe L’astrolabe est un instrument astronomique d'observation et de calcul analogique. Instrument aux fonctions multiples, il permet notamment de mesurer la hauteur des étoiles, dont le soleil, et ainsi de déterminer l'heure de l'observation et la direction de l'astre. Sa conception, dont les origines grecques remontent à l'Antiquité, bien plus tard perfectionnée par les arabes, s'appuie sur une projection plane de la voûte céleste et de la sphère locale, dite projection stéréographique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astrolabe ) An astrolabe is an Arabic and medieval European sighting instrument on an altazimuth mounting, used to show the appearance of the celestial sphere at a given moment and to determine the elevation above the horizon of celestial objects. It comprises two or more flat, metal, calibrated disks, one with a star map and one or more others with a scale of angles around its rim, attached so that both or all can rotate independently; the modern equivalent is the planisphere. For early navigators and astronomers it served as star chart, compass, clock, and calendar. As a navigational device it was eventually replaced by the sextant. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/astrolabe.html ) Astrolabe Danjon astrolabes de Danjon Danjon astrolabe astrolabe de Danjon The Danjon astrolabe is a type of portable solstitial armillary, modified for stellar observation. Suspended by a small hook or eye, the instrument consisted initially of a single ring that hung in a vertical plane. Pivoted at the center of the ring was a rod equal in length to the ring diameter, carrying sights at either end. When aligned on a star or planet, an angular scale inscribed on the armillary ring showed the object's altitude. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/astrolabe.html ) Astrometry Astrométrie astrometries astrométries astrometry astrométrie L'astrométrie, mieux connue autrefois sous le nom d'astronomie de position, (le spécialiste est un astrométrologue) est la branche de l'astronomie qui évalue la position, la distance et le mouvement des étoiles et des autres objets célestes. La distance des étoiles est calculée grâce à la mesure de leur parallaxe annuelle. L'astrométrie donne aussi aux astronomes un cadre de référence pour leurs observations et sert à l'élaboration du Temps universel. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astrom%C3%A9trie ) The precise measurement of the positions and motions of astronomical objects. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astrometry&formSubmit=Search&showAll=1 ) Astrométrie photographique Astrométrie photographiques Photographic astrometry astrométries photographiques photographic astrometries astrométrie photographique photographic astrometry Solar sail Voile solaire Voile solaires solar sails voiles solaires solar sail voile solaire Une voile solaire ou photovoile est un dispositif de propulsion utilisant la pression de rayonnement émise par les étoiles pour se déplacer dans l'espace à la manière d'un voilier. Compte tenu de la faible propulsion générée, le procédé ne permet pas de quitter la surface d'une planète (même dénuée d'atmosphère, et donc de friction). Il est en revanche utilisable sur un appareil ayant déjà atteint la vitesse de satellisation minimale, voire la vitesse de libération. Plusieurs prototypes de petite taille, destinés à mettre au point les systèmes de déploiement et de contrôle d'orientation particulièrement délicats, ont été placés en orbite ou sont en cours de développement : IKAROS (173 m2) de l'agence spatiale japonaise, la JAXA, lancée en 2010 ou Sunjammer voile solaire de 1 200 m2 dont le développement a été arrêté par la NASA en 2014. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Voile_solaire ) Solar sails (also known as light sails and photon sails) are a method of spacecraft propulsion using radiation pressure exerted by sunlight on large mirrors. A number of spaceflight missions to test solar propulsion and navigation have been proposed since the 1980s. The first spacecraft to make use of the technology was IKAROS, launched in 2010. A useful analogy to solar sailing may be a sailing boat; the light exerting a force on the mirrors is akin to a sail being blown by the wind. High-energy laser beams could be used as an alternative light source to exert much greater force than would be possible using sunlight, a concept known as beam sailing. Solar sail craft offer the possibility of low-cost operations combined with long operating lifetimes. Since they have few moving parts and use no propellant, they can potentially be used numerous times for delivery of payloads. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_sail ) 2022-09-30 local interstellar medium local interstellar space solar vicinity Solar neighborhood Voisinage solaire Voisinage solaires local interstellar mediums local interstellar spaces solar neighborhoods solar vicinities voisinages solaires solar neighborhood voisinage solaire Le Nuage Interstellaire Local (NIL), également connu sous le nom de Duvet Local, est un nuage interstellaire d'environ 30 années-lumière (9,2 pc) de parcours, à travers lequel se déplace le Système Solaire. Ce nuage chevauche une région autour du Soleil appelé le voisinage solaire. On ne sait pas si le Soleil est intégré dans le NIL, ou s'il se trouve dans la région où le NIL interagit avec le Nuage G voisin. De manière similaire au Nuage G et d'autres, le NIL fait partie du Milieu Interstellaire Très Local qui commence là où l'héliosphère et le milieu interplanétaire prennent fin, constituant l'endroit le plus éloigné où les sondes ont voyagé. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Local_Interstellar_Cloud ) The Local Interstellar Cloud (LIC), also known as the Local Fluff, is an interstellar cloud roughly 30 light-years (9.2 pc) across, through which the Solar System is moving. This feature overlaps a region around the Sun referred to as the solar neighborhood. It is unknown whether the Sun is embedded in the Local Interstellar Cloud, or is in the region where the Local Interstellar Cloud is interacting with the neighboring G-Cloud. Like the G-Cloud and others, the LIC is part of the Very Local Interstellar Medium which begins where the heliosphere and interplanetary medium end, the furthest that probes have traveled. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Local_Interstellar_Cloud ) 2022-09-23 astronomie X Astronomie RX X ray astronomy astronomies X astronomies en rayons X X-ray astronomy astronomie en rayons X L'astronomie en rayons X (souvent abrégée en "astronomie X") est la branche de l'astronomie qui consiste à étudier l'émission des objets célestes en rayons X. Puisque le rayonnement X est absorbé par l'atmosphère de la Terre, les instruments doivent être envoyés à haute altitude à l'aide de ballons et désormais de fusées. L'astronomie X fait donc aujourd'hui partie de la recherche spatiale, les détecteurs étant placés à bord de satellites. Le rayonnement X est produit par des sources qui contiennent du gaz extrêmement chaud, à des températures d'un à plusieurs centaines de millions de kelvins. Le gaz est alors un plasma composé d'atomes et d'électrons à très haute énergie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astronomie_en_rayons_X ) X-ray astronomy is an observational branch of astronomy which deals with the study of X-ray observation and detection from astronomical objects. X-radiation is absorbed by the Earth's atmosphere, so instruments to detect X-rays must be taken to high altitude by balloons, sounding rockets, and satellites. X-ray astronomy uses a type of space telescope that can see x-ray radiation which standard optical telescopes, such as the Mauna Kea Observatories, cannot. X-ray emission is expected from astronomical objects that contain extremely hot gases at temperatures from about a million kelvin (K) to hundreds of millions of kelvin (MK). Moreover, the maintenance of the E-layer of ionized gas high in the Earth's thermosphere also suggested a strong extraterrestrial source of X-rays. Although theory predicted that the Sun and the stars would be prominent X-ray sources, there was no way to verify this because Earth's atmosphere blocks most extraterrestrial X-rays. It was not until ways of sending instrument packages to high altitudes were developed that these X-ray sources could be studied. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_astronomy ) 2022-09-23 astronomie en ondes submillimétriques submillimetre astronomy Astronomie submillimétrique Astronomie submillimétriques Submillimeter astronomy astronomies en ondes submillimétriques astronomies submillimétriques submillimeter astronomies submillimetre astronomies astronomie submillimétrique submillimeter astronomy L'astronomie submillimétrique est la branche de l'astronomie observationnelle qui est réalisée à des longueurs d'onde submillimétrique (c'est-à-dire le rayonnement térahertz) du spectre électromagnétique. Les astronomes placent la bande d'ondes submillimétrique entre l'infrarouge lointain et les micro-ondes, généralement considérées entre quelques centaines de micromètres et un millimètre. Il est encore courant dans l'astronomie submillimétrique de citer les longueurs d'onde en "microns", l'ancien nom pour le micromètre. À l'aide d'observations submillimétriques, les astronomes examinent les nuages moléculaires et les noyaux des nuages sombres dans le but de clarifier le processus de formation stellaire de l'effondrement initial à la naissance stellaire. Les observations submillimétriques de ces nuages sombres peuvent être utilisées pour déterminer les abondances chimiques et les mécanismes de refroidissement pour les molécules qui les composent. De plus, les observations submillimimétriques donnent des informations sur les mécanismes de formation et d'évolution des galaxies. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Submillimetre_astronomy ) Submillimetre astronomy or submillimeter astronomy is the branch of observational astronomy that is conducted at submillimetre wavelengths (i.e., terahertz radiation) of the electromagnetic spectrum. Astronomers place the submillimetre waveband between the far-infrared and microwave wavebands, typically taken to be between a few hundred micrometres and a millimetre. It is still common in submillimetre astronomy to quote wavelengths in 'microns', the old name for micrometre. Using submillimetre observations, astronomers examine molecular clouds and dark cloud cores with a goal of clarifying the process of star formation from earliest collapse to stellar birth. Submillimetre observations of these dark clouds can be used to determine chemical abundances and cooling mechanisms for the molecules which comprise them. In addition, submillimetre observations give information on the mechanisms for the formation and evolution of galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Submillimetre_astronomy ) 2022-09-23 astronomie UV astronomie en ultraviolet Astronomie UV Ultraviolet astronomy astronomies UV astronomies en ultraviolets astronomies ultraviolettes ultraviolet astronomies astronomie ultraviolette ultraviolet astronomy L’astronomie dans l'ultraviolet, désignée également aussi sous le terme astronomie en ultraviolet, fait référence aux observations d'objets célestes aux longueurs d'onde correspondant à l'ultraviolet, c'est-à-dire à un rayonnement électromagnétique compris entre ~ 100 et 3200 Å (10 à 320 nm), en deçà on entre dans le domaine de l'astronomie en rayons X et de l'astronomie gamma. La lumière de ces longueurs étant absorbée par l'atmosphère de la Terre, les observations de ces longueurs d'onde se font donc depuis la haute atmosphère ou depuis l'espace. L'astronomie dans l'UV sert notamment à déterminer la composition chimique, la densité ou la température du milieu interstellaire. Elle est aussi indiquée pour l'observation du rayonnement thermique et des raies spectrales des étoiles jeunes comme les étoiles bleues chaudes (étoiles OB) qui sont très lumineuses dans ce domaine, apportant ainsi des informations essentielles sur la formation et l'évolution des galaxies ou des étoiles. Cela comprend notamment les étoiles bleues des autres galaxies, qui ont été les cibles de plusieurs études sur le sujet. D'autres objets sont aussi couramment observés en UV, comme les nébuleuses planétaires, les rémanents de supernovae ou les noyaux galactiques actifs. Cependant, la lumière ultraviolette est facilement absorbée par la poussière interstellaire, les mesures ont donc besoin d'être corrigées de l'extinction. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astronomie_dans_l%27ultraviolet ) Ultraviolet astronomy is the observation of electromagnetic radiation at ultraviolet wavelengths between approximately 10 and 320 nanometres; shorter wavelengths—higher energy photons—are studied by X-ray astronomy and gamma-ray astronomy. Ultraviolet light is not visible to the human eye. Most of the light at these wavelengths is absorbed by the Earth's atmosphere, so observations at these wavelengths must be performed from the upper atmosphere or from space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ultraviolet_astronomy ) 2022-09-23 astronomie Rγ astronomie gamma gamma astronomy γ-ray astronomy Astronomie gamma Gamma astronomy astronomies Rγ astronomies en rayons gamma astronomies gamma gamma astronomies gamma raies astronomies gamma ray astronomy gamma-raies astronomies γ raies astronomies γ ray astronomy γ-raies astronomies astronomie en rayons gamma gamma-ray astronomy L'astronomie gamma est le domaine de l'observation astronomique centrée sur le spectre électromagnétique des rayons gamma. Ces derniers englobent les photons émis à des énergies supérieures à 511 keV, et constituent la plus grande forme d'énergie lumineuse dont l'observation soit dans notre univers. Leur très haute énergie confère aux photons gamma un très grand pouvoir de pénétration dans la matière, ce qui empêche leur détection à l'aide d'instruments d'optique conventionnels. Il est cependant possible de mesurer leur flux et de retracer leur origine dans le ciel, que ce soit par l'usage de scintillateurs et de calorimètres, ou par l'observation indirecte de la cascade de particules produite lorsqu'un rayon gamma dissipe son énergie dans un milieu. À cet égard, les techniques de détection utilisées dans l'astronomie gamma sont souvent apparentées à celles de la physique des particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astronomie_gamma ) Gamma-ray astronomy is the astronomical observation of gamma rays, the most energetic form of electromagnetic radiation, with photon energies above 100 keV. Radiation below 100 keV is classified as X-rays and is the subject of X-ray astronomy. In most known cases, gamma rays from solar flares and Earth's atmosphere are generated in the MeV range, but it is now known that gamma rays in the GeV range can also be generated by solar flares. It had been believed that gamma rays in the GeV range do not originate in the Solar System. As GeV gamma rays are important in the study of extra-solar, and especially extra-galactic, astronomy, new observations may complicate some prior models and findings. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_astronomy ) Vorticity Vorticité vorticities vorticités vorticity vorticité En mécanique des fluides, une mesure de la vitesse du spin rotationnel dans un fluide. Mathématiquement, la vortivité est un champ vectoriel défini comme le rotationnel du champ de vitesse : ω = ∇ x v. Météo. : La rotation de l'air autour d'un axe vertical. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=vorticity&formSubmit=Search&showAll=1 ) In fluid mechanics, a measure of the rate of rotational spin in a fluid. Mathematically, vorticity is a vector field defined as the curl of the velocity field: ω = ∇ x v. Meteo.: The rotation of air around a vertical axis. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=vorticity&formSubmit=Search&showAll=1 ) Astropause Astropause astropauses astropauses astropause astropause 2022-09-23 2022-09-23 IR astronomy astronomie IR astronomie en infrarouge astronomies IR astronomies en infrarouges astronomies infrarouges infrared astronomies astronomie infrarouge infrared astronomy L’astronomie en infrarouge, souvent abrégée en astronomie infrarouge, est la branche de l’astronomie et de l’astrophysique qui étudie la partie située dans l'infrarouge du rayonnement émis par les objets astronomiques. La gamme de longueurs d’onde de l’infrarouge se situe entre 0,75 et 300 micromètres entre la lumière visible (0,3 à 0,75 micromètre) et les ondes submillimétriques. La lumière infrarouge émise par les objets célestes est en partie absorbée par la vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère terrestre. Pour contourner ce problème la plupart des télescopes à infrarouge sont soit situés à des altitudes élevées (Observatoire du Mauna Kea,VISTA…), soit placés en orbite (Spitzer, IRAS (Infrared Astronomical Satellite), Herschel). L'infrarouge moyen et lointain ne sont pratiquement observables que depuis l'espace. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astronomie_infrarouge ) Infrared astronomy is a sub-discipline of astronomy which specializes in the observation and analysis of astronomical objects using infrared (IR) radiation. The wavelength of infrared light ranges from 0.75 to 300 micrometers, and falls in between visible radiation, which ranges from 380 to 750 nanometers, and submillimeter waves. Infrared astronomy began in the 1830s, a few decades after the discovery of infrared light by William Herschel in 1800. Early progress was limited, and it was not until the early 20th century that conclusive detections of astronomical objects other than the Sun and Moon were made in infrared light. After a number of discoveries were made in the 1950s and 1960s in radio astronomy, astronomers realized the information available outside the visible wavelength range, and modern infrared astronomy was established. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Infrared_astronomy ) 2022-09-23 astrophysiques des hautes énergies high energy astrophysics astrophysique des hautes énergies high-energy astrophysics L’astrophysique des hautes énergies est une branche de l'astrophysique traitant de l'observation du ciel par des messagers de hautes énergies qui sont les rayons X, les rayons gamma, les rayons cosmiques, les neutrinos et les ondes gravitationnelles. Elle étudie notamment les objets et phénomènes astrophysiques tels que les trous noirs, naines blanches, pulsars, novae, quasars, microquasars, galaxies de Seyfert, sursauts gamma... (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astrophysique_des_hautes_%C3%A9nergies ) High energy astronomy is the study of astronomical objects that release electromagnetic radiation of highly energetic wavelengths. It includes X-ray astronomy, gamma-ray astronomy, extreme UV astronomy, neutrino astronomy, and studies of cosmic rays. The physical study of these phenomena is referred to as high-energy astrophysics. Astronomical objects commonly studied in this field may include black holes, neutron stars, active galactic nuclei, supernovae, kilonovae, supernova remnants, and gamma ray bursts. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/High-energy_astronomy ) particle physics physique des particules astrophysiques des particules physiques des particules astrophysique des particules particle astrophysics L'astroparticule, ou physique des astroparticules est un jeune domaine de l'astrophysique qui étudie les particules d'origine cosmique présentes dans l'espace. Son développement rapide a amené à concevoir de nouveaux outils. Grâce à des laboratoires souterrains, des télescopes spécialement conçus, des antennes et des expériences spatiales, les physiciens des astroparticules utilisent de nouvelles techniques de détection pour observer une large variété de particules cosmiques, dont les neutrinos, les rayonnements gamma et les rayons cosmiques les plus énergétiques. Leurs recherches portent aussi sur la matière noire et les ondes gravitationnelles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astroparticules_(discipline) ) Astroparticle physics, also called particle astrophysics, is a branch of particle physics that studies elementary particles of astronomical origin and their relation to astrophysics and cosmology. It is a relatively new field of research emerging at the intersection of particle physics, astronomy, astrophysics, detector physics, relativity, solid state physics, and cosmology. Partly motivated by the discovery of neutrino oscillation, the field has undergone rapid development, both theoretically and experimentally, since the early 2000s. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Astroparticle_physics ) 2022-10-06 Astrosphere Astrosphère astrospheres astrosphères astrosphere astrosphère Les bulles de vent stellaire (BVS) sont des cavités remplies par des gaz chauds soufflés dans le milieu interstellaire par des vents stellaires de plusieurs milliers de kilomètres par seconde (km/s). Pouvant s'étendre sur plusieurs années-lumière, ces bulles se retrouvent autour d'étoiles de type spectral O ou B. Il existe plusieurs autres variétés de bulles stellaires. Celles provenant d'étoiles Wolf-Rayet forment des bulles de Wolf-Rayet, alors que les plus grandes sont appelées « superbulles ». Des vents stellaires plus faibles peuvent également former des structures en forme de bulles. Dans ces cas, elles sont appelées "astrosphères". Ainsi, par exemple, les planètes du système solaire sont incluses dans une bulle de vent stellaire formée par le vent solaire, l'héliosphère. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bulle_de_vent_stellaire ) A stellar-wind bubble is a cavity light-years across filled with hot gas blown into the interstellar medium by the high-velocity (several thousand km/s) stellar wind from a single massive star of type O or B. Weaker stellar winds also blow bubble structures, which are also called astrospheres. The heliosphere blown by the solar wind, within which all the major planets of the Solar System are embedded, is a small example of a stellar-wind bubble. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar-wind_bubble ) 2022-09-30 moon atmosphere Atmosphère lunaire Atmosphère lunaires Lunar atmosphere atmosphères lunaires lunar atmospheres moon atmospheres atmosphère lunaire lunar atmosphere L'atmosphère de la Lune est extrêmement ténue et même insignifiante en comparaison de celle de la Terre. Sa densité n'excède pas le cent millionième de celle de la Terre, au niveau de la mer. En pratique, la Lune peut quasiment toujours être considérée comme entourée par le vide. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A8re_de_la_Lune ) The atmosphere of the Moon is a very scant presence of gases surrounding the Moon. For most practical purposes, the Moon is considered to be surrounded by vacuum. The elevated presence of atomic and molecular particles in its vicinity compared to interplanetary medium, referred to as "lunar atmosphere" for scientific objectives, is negligible in comparison with the gaseous envelopes surrounding Earth and most planets of the Solar System. The pressure of this small mass is around 3×10⁻¹⁵ atm (0.3 nPa), varying throughout the day, and in total mass less than 10 metric tonnes. Otherwise, the Moon is considered not to have an atmosphere because it cannot absorb measurable quantities of radiation, does not appear layered or self-circulating, and requires constant replenishment due to the high rate at which its gases get lost into space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_the_Moon ) Atmosphère planétaire Atmosphère planétaires Planetary atmosphere atmosphères planétaires planetary atmospheres atmosphère planétaire planetary atmosphere En astronomie, une atmosphère planétaire est l'enveloppe externe gazeuse d'un corps planétaire (planète, planète naine, satellite), constituée principalement de gaz neutres ou ionisés (plasmas). La limite externe de l'atmosphère n'est jamais nette, il n'est pas possible d'indiquer un endroit précis où finirait l'atmosphère et où commencerait l'espace interplanétaire. On la fixe arbitrairement à l'altitude où une majorité de molécules sont trop rapides pour être retenues par la gravitation et s'échappent vers l'espace. La limite interne est la transition avec un état condensé (de composition différente ou non) ; elle est nette mais on n'en connaît pas toujours la position exacte. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A8re_plan%C3%A9taire ) An atmosphere (from Ancient Greek ἀτμός (atmós) 'vapour, steam', and σφαῖρα (sphaîra) 'sphere') is a layer of gas or layers of gases that envelop a planet, and is held in place by the gravity of the planetary body. A planet retains an atmosphere when the gravity is great and the temperature of the atmosphere is low. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere ) Atmosphère satellite Atmosphère satellites Satellite atmosphere atmosphères des satellites satellite atmospheres atmosphère des satellites satellite atmosphere 2022-09-30 Atmosphère solaire Atmosphère solaires Solar atmosphere atmosphères solaires solar atmospheres atmosphère solaire solar atmosphere 2022-09-30 Région transition Région transitions Transition zone régions de transitions solaires solar transition regions région de transition solaire solar transition region La région de transition solaire est une région de l'atmosphère solaire située entre la chromosphère et la couronne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9gion_de_transition_solaire ) The transition region is a thin and very irregular layer of the Sun's atmosphere, a few hundred kilometers deep, that lies between the chromosphere and the corona. Within the temperature climbs steeply from about 20,000 K in the chromosphere to over 1,000,000 K at the base of the corona. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/transition_region.html ) 2022-09-30 Atmosphère stellaire Atmosphère stellaires Stellar atmosphere atmosphères stellaires stellar atmospheres atmosphère stellaire stellar atmosphere L’atmosphère stellaire est la région extérieure au volume d'une étoile, qui repose au-dessus du cœur solaire, de la zone de radiation et de la zone de convection. Dit autrement, on considère comme faisant partie de l'atmosphère toutes les couches au-dessus de la photosphère, la base de celle-ci étant la surface pour laquelle la profondeur optique est telle qu'une fraction importante d'un rayonnement monochromatique est absorbé sur une échelle caractéristique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A8re_stellaire ) The stellar atmosphere is the outer region of the volume of a star, lying above the stellar core, radiation zone and convection zone. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_atmosphere ) 2022-09-29 terrestrial atmosphere Atmosphère terrestre Atmosphère terrestres atmosphères terrestres terrestrial atmospheres Earth atmosphere atmosphère terrestre L'atmosphère terrestre est l'enveloppe gazeuse, entourant la Terre, que l'on appelle air. L'air sec se compose à 78,087 % de diazote, à 20,95 % de dioxygène, à 0,93 % d'argon, à 0,041 % de dioxyde de carbone, et de traces d'autres gaz. L'atmosphère protège la vie sur Terre en filtrant le rayonnement solaire ultraviolet, en réchauffant la surface par la rétention de chaleur (effet de serre) et en réduisant partiellement les écarts de température entre le jour et la nuit. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A8re_terrestre ) The atmosphere of Earth is the layer of gases, known collectively as air, retained by Earth's gravity that surrounds the planet and forms its planetary atmosphere. The atmosphere of Earth protects life on Earth by creating pressure allowing for liquid water to exist on the Earth's surface, absorbing ultraviolet solar radiation, warming the surface through heat retention (greenhouse effect), and reducing temperature extremes between day and night (the diurnal temperature variation). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Earth ) atomes exotiques exotic atoms atome exotique exotic atom Un atome exotique se représente comme un atome "normal" dans lequel au moins une particule subatomique a été remplacée par une autre particule de même charge électrique : par exemple un pion négatif π− ou un muon à la place d'un électron. De telles configurations sont très instables, de sorte que ces atomes exotiques n'ont qu'une durée de vie très brève. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Atome_exotique ) An exotic atom is an otherwise normal atom in which one or more sub-atomic particles have been replaced by other particles of the same charge. For example, electrons may be replaced by other negatively charged particles such as muons (muonic atoms) or pions (pionic atoms). Because these substitute particles are usually unstable, exotic atoms typically have very short lifetimes and no exotic atom observed so far can persist under normal conditions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Exotic_atom ) atomes neutres d'hydrogènes neutral hydrogen atoms atome neutre d'hydrogène neutral hydrogen atom Le gaz d'hydrogène atomique non ionisé qui constitue une composante importante du milieu interstellaire, représentant peut-être la moitié de sa masse, même si sa densité est très faible. Sa raie d'émission radio à 21 centimètres a permis de cartographier la distribution de l'hydrogène neutre dans les bras spiraux de notre propre Galaxie et d'autres galaxies voisines. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=neutral+hydrogen&formSubmit=Search&showAll=1 ) Non-ionized atomic hydrogen gas which constitutes an important component of the interstellar medium, accounting for perhaps half its mass, even though its density is very low. Its radio emission 21-centimeter line has made it possible to map the distribution of neutral hydrogen in the spiral arms of our own Galaxy and other nearby galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=neutral+hydrogen&formSubmit=Search&showAll=1 ) Atome neutre énergétique Atome neutres énergétiques Energetic neutral atom atomes neutres énergétiques energetic neutral atoms atome neutre énergétique energetic neutral atom L'imagerie à Atome Neutre Energétique, souvent décrite comme "voir avec des atomes", est une technologie utilisée pour créer des images globales de phénomènes autrement invisibles dans les magnétosphères des planètes et dans toute l'étendue de l'héliosphère. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Energetic_neutral_atom ) Energetic Neutral Atom (ENA) imaging, often described as "seeing with atoms", is a technology used to create global images of otherwise invisible phenomena in the magnetospheres of planets and throughout the heliosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Energetic_neutral_atom ) Attracteur Attractor attracteurs attractors attracteur attractor Dans l'étude des systèmes dynamiques, un attracteur (ou ensemble-limite) est un ensemble d'états vers lequel un système évolue de façon irréversible en l'absence de perturbations. Constituants de base de la théorie du chaos, au moins cinq types sont définis : ponctuel, quasi périodique, périodique, étrange et spatial. Stephen Smale serait à l'origine du terme attracteur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Attracteur ) In the mathematical field of dynamical systems, an attractor is a set of states toward which a system tends to evolve, for a wide variety of starting conditions of the system. System values that get close enough to the attractor values remain close even if slightly disturbed. In finite-dimensional systems, the evolving variable may be represented algebraically as an n-dimensional vector. The attractor is a region in n-dimensional space. In physical systems, the n dimensions may be, for example, two or three positional coordinates for each of one or more physical entities; in economic systems, they may be separate variables such as the inflation rate and the unemployment rate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Attractor#Strange_attractor ) Attracteur chaotique Attracteur chaotiques Chaotic attractor attracteurs chaotiques chaotic attractors attracteur chaotique chaotic attractor Un attracteur chaotique, également connu sous le nom d'attracteur étrange, est un type d'attracteur (c'est-à-dire un ensemble d'états d'attracteurs) dans l'espace des phases d'un système dynamique complexe qui montre une sensibilité aux conditions initiales. En raison de cette propriété, une fois que le système repose sur l'attracteur, les états à proximité divergent les uns des autres de manière exponentielle. Par conséquent, de petites quantités de bruit sont amplifiées. Une fois suffisamment amplifié, le bruit détermine le comportement à grande échelle du système et le système est alors imprévisible. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/chaotic_attractor.html ) A chaotic attractor, also known as a strange attractor, is a type of attractor (i.e., an attracting set of states) in a complex dynamical system's phase space that shows sensitivity to initial conditions. Because of this property, once the system is on the attractor nearby states diverge from each other exponentially fast. Consequently, small amounts of noise are amplified. Once sufficiently amplified the noise determines the system's large-scale behavior and the system is then unpredictable. Chaotic attractors themselves are markedly patterned, often having elegant, fixed geometric structures, despite the fact that the trajectories moving within them appear unpredictable. The chaotic attractor's geometric shape is the order underlying the apparent chaos. It functions in much the same way as someone kneading dough. The local separation of trajectories corresponds to stretching the dough and the global attraction property corresponds to folding the stretched dough back onto itself. One result of the stretch-and-fold aspect of chaotic attractors is that they are fractals; that is, some cross-section of them reveals similar structure on all scales. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/chaotic_attractor.html ) finite dimension attractor Attracteur dimension finie Attracteur dimensions finies Finite dimensional attractor attracteurs de dimensions finies finite dimension attractors finite dimensional attractors attracteur de dimension finie finite dimensional attractor Attracteur étrange Attracteur étranges Strange attractor attracteurs étranges strange attractors attracteur étrange strange attractor Un attracteur est appelé étrange s'il possède une structure fractale. C'est souvent le cas lorsque la dynamique y est chaotique, mais des attracteurs étranges non chaotiques existent également. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Attractor#Strange_attractor ) An attractor is called strange if it has a fractal structure. This is often the case when the dynamics on it are chaotic, but strange nonchaotic attractors also exist. If a strange attractor is chaotic, exhibiting sensitive dependence on initial conditions, then any two arbitrarily close alternative initial points on the attractor, after any of various numbers of iterations, will lead to points that are arbitrarily far apart (subject to the confines of the attractor), and after any of various other numbers of iterations will lead to points that are arbitrarily close together. Thus a dynamic system with a chaotic attractor is locally unstable yet globally stable: once some sequences have entered the attractor, nearby points diverge from one another but never depart from the attractor (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Attractor#Strange_attractor ) Attracteur global Attracteur globaux Global attractor attracteurs globaux global attractors attracteur global global attractor aurorae Aurorae Aurore auroraes auroras aurores aurora aurore Une aurore est une luminescence dans l'ionosphère d'une planète ou d'une lune causée par l'interaction entre le champ magnétique de l'objet et les particules chargées du soleil; "Aurora" est le latin pour "Aube". Les aurores ont été observés sur Terre, Jupiter, Saturne, Mercure et Uranus et devraient se produire sous une forme quelconque sur tous les mondes qui possèdent une magnétosphère. Ils se distinguent de la luminescence atmosphérique par leur confinement aux régions polaires et subpolaires magnétiques, et leur occurrence sporadique. Différentes couleurs aurorales découlent de l'émission par différents gaz atmosphériques. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/aurora.html ) An aurora is a glow in the ionosphere of a planet or a moon caused by the interaction between the object's magnetic field and charged particles from the Sun; "aurora" is Latin for "dawn." Aurorae have been observed on Earth, Jupiter, Saturn, Mercury, and Uranus, and are expected to occur in some form on all worlds that have magnetospheres. They are distinguished from airglow by their confinement to magnetic polar and subpolar regions, and their sporadic occurrence. Different auroral colors stem from emission by different atmospheric gases. On Earth, the northern and hemisphere versions are known as aurora borealis ("Northern lights") and aurora australis, respectively. Aurorae change in brightness, shape, color, dynamics, and location in response to changes in the state of the magnetosphere. This variability shows up most dramatically during an auroral substorm. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/aurora.html ) polar cap aurorae Aurore calotte polaire Aurore calottes polaires Polar cap aurora aurores dans la calottes polaires polar cap auroraes polar cap auroras aurore dans la calotte polaire polar cap aurora diffuse aurorae Aurore diffuse Aurore diffuses Diffuse aurora aurores diffuses diffuse auroraes diffuse auroras aurore diffuse diffuse aurora discrete aurorae Aurore discrète Aurore discrètes Discrete aurora aurores discrètes discrete auroraes discrete auroras aurore discrète discrete aurora midday aurorae Aurore midi Aurore midis Midday aurorae aurores de midis midday auroraes midday auroras aurore de midi midday aurora polar aurorae Aurore polaire Aurore polaires Polar aurora aurores polaires polar auroraes polar auroras aurore polaire polar aurora Une aurore polaire, également appelée aurore boréale dans l'hémisphère nord et aurore australe dans l'hémisphère sud, autrefois "lumières du nord", est un phénomène lumineux atmosphérique caractérisé par des voiles extrêmement colorés dans le ciel nocturne, le vert étant prédominant. Provoquées par l'interaction entre les particules chargées du vent solaire et la haute atmosphère, les aurores se produisent principalement dans les régions proches des pôles magnétiques, dans une zone annulaire justement appelée "zone aurorale" (entre 65 et 75° de latitude). En cas d'activité magnétique solaire intense, l'arc auroral s'étend et commence à envahir des zones beaucoup plus proches de l'équateur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aurore_polaire ) proton aurorae Aurore proton Aurore protons Proton aurora aurores de protons proton auroraes proton auroras aurore de protons proton aurora pulsating aurorae Aurore pulsante Aurore pulsantes Pulsating aurora aurores pulsantes pulsating auroraes pulsating auroras aurore pulsante pulsating aurora theta aurorae Aurore thêta Aurore thêtas Theta aurora aurores thêtas theta auroraes theta auroras aurore thêta theta aurora Autoabsorption Self absorption autoabsorptions self absorption self absorptions self-absorptions autoabsorption self-absorption La diminution du rayonnement émis par un matériau provoqué par l'absorption d'une partie du rayonnement par le matériau lui-même. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=self-absorption&formSubmit=Search&showAll=1 ) The decrease in the radiation from a material caused by the absorption of a part of the radiation by the material itself. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=self-absorption&formSubmit=Search&showAll=1 ) autocorrelation function fonction d'autocorrélation Autocorrelation Autocorrélation autocorrelation functions autocorrelations autocorrélations fonctions d'autocorrélations autocorrelation autocorrélation L'autocorrélation est un outil mathématique souvent utilisé en traitement du signal. C'est la corrélation croisée d'un signal par lui-même. L'autocorrélation permet de détecter des régularités, des profils répétés dans un signal comme un signal périodique perturbé par beaucoup de bruit, ou bien une fréquence fondamentale d'un signal qui ne contient pas effectivement cette fondamentale, mais l'implique avec plusieurs de ses harmoniques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Autocorr%C3%A9lation ) Autocorrelation, sometimes known as serial correlation in the discrete time case, is the correlation of a signal with a delayed copy of itself as a function of delay. Informally, it is the similarity between observations of a random variable as a function of the time lag between them. The analysis of autocorrelation is a mathematical tool for finding repeating patterns, such as the presence of a periodic signal obscured by noise, or identifying the missing fundamental frequency in a signal implied by its harmonic frequencies. It is often used in signal processing for analyzing functions or series of values, such as time domain signals. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Autocorrelation ) Autocovariance Autocovariance autocovariances autocovariances autocovariance autocovariance En théorie des probabilités et statistiques, étant donné un processus stochastique, l'autocovariance est une fonction qui donne la covariance du processus avec lui-même à des paires de moments. L'autocovariance est étroitement liée à l'autocorrélation du processus en question. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Autocovariance ) In probability theory and statistics, given a stochastic process, the autocovariance is a function that gives the covariance of the process with itself at pairs of time points. Autocovariance is closely related to the autocorrelation of the process in question. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Autocovariance ) auto-focalisation self-focusing selffocusing Autofocalisation Self focusing auto focalisation auto focalisations auto-focalisations autofocalisations self focusings self-focusings selffocusings autofocalisation self focusing L'autofocalisation ou auto-focalisation, est un processus optique non linéaire induit par la modification de l'indice de réfraction des matériaux exposés à un rayonnement électromagnétique intense. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Autofocalisation ) Self-focusing is a non-linear optical process induced by the change in refractive index of materials exposed to intense electromagnetic radiation. A medium whose refractive index increases with the electric field intensity acts as a focusing lens for an electromagnetic wave characterized by an initial transverse intensity gradient, as in a laser beam. The peak intensity of the self-focused region keeps increasing as the wave travels through the medium, until defocusing effects or medium damage interrupt this process. Self-focusing of light was discovered by Gurgen Askaryan. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Self-focusing ) autoionisation Autoionisation Autoionization autoionisations autoionisations autoionizations autoionisation autoionization L'autoionisation est un processus par lequel un atome ou une molécule dans un état excité émet spontanément l'un des électrons de l'enveloppe extérieure, passant ainsi d'un état avec une charge Z à un état avec une charge Z + 1, par exemple d'un état électriquement neutre à un état une fois ionisé. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Autoionization ) Autoionization is a process by which an atom or a molecule in an excited state spontaneously emits one of the outer-shell electrons, thus going from a state with charge Z to a state with charge Z + 1, for example from an electrically neutral state to a singly ionized state. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Autoionization ) cellular automata Automate cellulaire Automate cellulaires Cellular automaton automates cellulaires cellular automatas cellular automatons automate cellulaire cellular automaton Un automate cellulaire consiste en une grille régulière de "cellules" contenant chacune un "état" choisi parmi un ensemble fini et qui peut évoluer au cours du temps. L'état d'une cellule au temps t+1 est fonction de l'état au temps t d'un nombre fini de cellules appelé son "voisinage". À chaque nouvelle unité de temps, les mêmes règles sont appliquées simultanément à toutes les cellules de la grille, produisant une nouvelle "génération" de cellules dépendant entièrement de la génération précédente. Étudiés en mathématiques et en informatique théorique, les automates cellulaires sont à la fois un modèle de système dynamique discret et un modèle de calcul. Le modèle des automates cellulaires est remarquable par l'écart entre la simplicité de sa définition et la complexité que peuvent atteindre certains comportements macroscopiques : l'évolution dans le temps de l'ensemble des cellules ne se réduit pas (simplement) à la règle locale qui définit le système. À ce titre il constitue un des modèles standards dans l'étude des systèmes complexes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Automate_cellulaire ) A cellular automaton is an array of cells that evolves according to a set of rules based on the states of surrounding cells; for example, a cell might be "on" if its four neighbor cells (east, west, north, and south) are also on. The entire array can self-organize into global patterns that may move around the screen. These patterns can be quite complex even though they emerge from just a few very simple rules governing the connections among the cells. Cellular automata are the simplest models of spatially distributed processes. They were first investigated by John von Neumann in about 1952. Von Neumann incorporated a cellular model into his "universal constructor" and also proved that an automaton consisting of cells with four orthogonal neighbors and 29 possible states would be capable of simulating a Turing machine for some configuration of about 200,000 cells. The best-known cellular automaton is Conway's game of Life. Another example is Langton's Ant. The study of cellular automata and their patterns has led to insights into the way structure is built-up in biological and other complex systems, and for this reason forms part of the subject of artificial life. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cellular_automaton.html ) auto-similarité autosimilarité self similarity selfsimilarity Autosimilitude Selfsimilarity auto similarité auto similarités auto-similarités autosimilarités autosimilitudes self similarities self-similarities selfsimilarities autosimilitude self-similarity En mathématiques, un objet auto-similaire est exactement ou approximativement similaire à une partie de lui-même (c'est-à-dire que l'ensemble a la même forme qu'un ou plusieurs de ses parties). De nombreux objets dans le monde réel, comme les côtes, sont statistiquement auto-similaires : des parties d'entre elles montrent les mêmes propriétés statistiques à plusieurs échelles. L'auto-similitude est une propriété typique des fractales. L'invariance d'échelle est une forme exacte d'auto-similitude où, à tout grossissement, il y a un morceau plus petit de l'objet similaire à l'ensemble. Par exemple, un côté du flocon de neige de Koch est à la fois invariant du point de vue de la symétrie et de l'échelle; Il peut être agrandie continuellement 3x sans changer de forme. La similitude non triviale évidente dans les fractales se distingue par leur structure fine ou leur détail à des échelles arbitrairement petites. En tant que contre-exemple, alors que toute partie d'une ligne droite peut ressembler à l'ensemble, les détails supplémentaires ne sont pas révélés. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Self-similarity ) In mathematics, a self-similar object is exactly or approximately similar to a part of itself (i.e., the whole has the same shape as one or more of the parts). Many objects in the real world, such as coastlines, are statistically self-similar: parts of them show the same statistical properties at many scales. Self-similarity is a typical property of fractals. Scale invariance is an exact form of self-similarity where at any magnification there is a smaller piece of the object that is similar to the whole. For instance, a side of the Koch snowflake is both symmetrical and scale-invariant; it can be continually magnified 3x without changing shape. The non-trivial similarity evident in fractals is distinguished by their fine structure, or detail on arbitrarily small scales. As a counterexample, whereas any portion of a straight line may resemble the whole, further detail is not revealed. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Self-similarity ) rotational axis Axe rotation Axe rotations Rotation axis axes de rotations rotation axises rotational axises axe de rotation rotation axis La ligne imaginaire autour duquel un objet tourne. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=rotation+axis&formSubmit=Search&showAll=1 ) The imaginary line around which an object rotates. Same as rotational axis and axis of rotation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=rotation+axis&formSubmit=Search&showAll=1 ) Axion Axion axions axions axion axion L’axion est une particule hypothétique, supposée stable, neutre et de très faible masse (entre quelques µeV et quelques meV). Son existence découle de la solution de Peccei-Quinn (1977) au problème de violation de la symétrie CP en chromodynamique quantique. Depuis, il est proposé comme l'un des constituants possibles de la matière noire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Axion ) The axion is a hypothetical weakly-interacting boson with a tiny mass of between 10⁻⁶ eV (less than one ten-trillionth the mass of a proton) and 10⁻³ eV. Its existence, first proposed in the early 1970s, would explain why CP violation is not observed in interactions involving the strong force, although it should be according to simple versions of quantum chromodynamics (QCD). In other words, it would resolve what is known as the strong-CP problem in QCD. Axions would enable QCD to take account of the way the world of elementary particles distinguishes between left and right in some interactions, but not others. This is described in terms of axial symmetry, hence the name. Axions would be able efficiently to transport energy out of stars or out of supernova cores. They have also become candidates to explain cold dark matter. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/axion.html ) Absorption band Bande absorption Bande absorptions absorption bands bandes d'absorptions absorption band bande d'absorption Une bande d'absorption est un intervalle de longueurs d'onde ou, de façon équivalente, de fréquences ou d'énergies sur laquelle une certaine absorption d'énergie se produit. Dans le domaine optique, selon la mécanique quantique, les atomes et les molécules peuvent seulement absorber certaines quantités d'énergie, ou exister dans des états spécifiques. Lorsque de tels quanta de radiation électromagnétique sont émis ou absorbés par un atome ou une molécule, l'énergie de la radiation change l'état de l'atome ou molécule d'un état initial à un état final. L'intervalle de longueurs d'onde, dans le spectre électromagnétique, qui constitue la bande d'absorption est caractéristique d'une transition particulière d'un état initial à un état final donnés dans une substance donnée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bande_d%27absorption ) According to quantum mechanics, atoms and molecules can only hold certain defined quantities of energy, or exist in specific states. When such quanta of electromagnetic radiation are emitted or absorbed by an atom or molecule, energy of the radiation changes the state of the atom or molecule from an initial state to a final state. An absorption band is a range of wavelengths, frequencies or energies in the electromagnetic spectrum which are characteristic of a particular transition from initial to final state in a substance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Absorption_band ) ceinture cométaire cometary belt Bande comète Bande comètes Comet belt bandes cométaires ceintures cométaires comet belts cometary belts bande cométaire comet belt Bande instabilité Bande instabilités Instability strip bandes d'instabilités instability strips bande d'instabilité instability strip La bande d'instabilité (The instability trip en anglais) est une zone pratiquement verticale du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles variables pulsantes : les variables de type RR Lyrae, W Virginis, ZZ Ceti, RV Tauri, Delta Scuti, SX Phoenicis, les céphéides et les Étoiles Ap à oscillations rapides. La bande d'instabilité coupe la séquence principale dans la région des étoiles A et F (1-2 M☉) et s'étend presque verticalement (légèrement inclinée vers la droite) vers les plus grandes luminosités. La partie inférieure de la bande d'instabilité correspond au trou de Hertzsprung sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bande_d%27instabilit%C3%A9 ) The unqualified term instability strip usually refers to a region of the Hertzsprung–Russell diagram largely occupied by several related classes of pulsating variable stars: Delta Scuti variables, SX Phoenicis variables, and rapidly oscillating Ap stars (roAps) near the main sequence; RR Lyrae variables where it intersects the horizontal branch; and the Cepheid variables where it crosses the supergiants. RV Tauri variables are also often considered to lie on the instability strip, occupying the area to the right of the brighter Cepheids (at lower temperatures), since their stellar pulsations are attributed to the same mechanism. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Instability_strip ) 2022-10-03 Bande interstellaire diffuse Bande interstellaires diffuses Diffuse interstellar band bandes interstellaires diffuses diffuse interstellar bands bande interstellaire diffuse diffuse interstellar band En astronomie (ou en astrochimie), les bandes interstellaires diffuses (BID, ou Diffuse interstellar bands, en anglais) sont des régions en absorption dans le spectre d'objets astronomiques se situant dans notre galaxie, la Voie lactée. Elles sont causées par l'absorption de la lumière par le milieu interstellaire. Plusieurs centaines de bandes sont observables, allant de l'ultraviolet à l'infrarouge. L'origine de ces bandes est disputée depuis de nombreuses années. Il n'existe à ce jour aucune attribution d'une ou plusieurs de ces bandes à une molécule spécifique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bande_interstellaire_diffuse ) Diffuse interstellar bands are a series of absorption bands, of interstellar origin, first recorded on photographic plates of the spectra of distant stars in the early 1900s. Well over 100 such bands have been identified in the ultraviolet, visible, and near infrared regions of the spectrum, between wavelengths of 440 to 685 nanometers. According to some estimates, up to 10% of cosmic carbon may be in the molecules that cause these features. Identifying the carriers of diffuse interstellar bands has become one of the classic astrophysical spectroscopic problems. Recent work suggests they are caused by polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs), or, most likely, their cations, since PAH ions of all sizes absorb in the visible and near infrared, and such molecules are expected to be ionized by the intense ultraviolet field present in much of the interstellar medium. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/interstellar_extinction.html#DIBs ) Barre galactique Barre galactiques Galactic bar barres galactiques galactic bars barre galactique galactic bar Une structure allongée en forme de barre, composée d'étoiles présentes dans certaines galaxies spirales. Environ deux tiers de ces galaxies contiennent des barres qui traversent leurs centres. Les barres, comme les bras spiraux, résultent d'une onde de densité dans laquelle les étoiles prennent des orbites très elliptiques. Elles se forment lorsque le disque galactique domine le bulbe galactique, suivant le critère de Ostriker-Peebles. Les barres jouent un rôle extrêmement important dans l'évolution d'une galaxie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+bar&formSubmit=Search&showAll=1 ) An elongated bar-shaped structure composed of stars present in some spiral galaxies. About two-third of such galaxies contain bars that cross their centers. Bars, like spiral arms, result from a density wave in which stars take very elliptical orbits. They form when the galactic disk dominates the galactic bulge, Ostriker-Peebles criterion. Bars play an extremely important role in a galaxy's evolution. The gravity from a bar is the mechanism that drives interstellar gas from the outer parts of a spiral galaxy inward toward the central regions, and into the galactic nucleus itself. This causes tremendous bursts of star formation. Therefore, a majority of massive stars are born in such starbursts in the nuclei of galaxies. Bars may also channel the material that falls into black holes within active galactic nuclei, releasing enormous power in radiation and particles from tiny regions at the centers of some galaxies. Bars disappear as galactic centers grow more massive (after some 2 to 8 Gyr). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+bar&formSubmit=Search&showAll=1 ) Baryon Baryon baryons baryons baryon baryon Les baryons sont, en physique des particules, une catégorie de particules composites (c’est-à-dire non élémentaires) formées de trois quarks, dont les représentants les plus connus sont le proton et le neutron. Le terme "baryon" vient du grec barys, qui signifie "lourd" : il se réfère au fait que les baryons sont en général plus lourds que les autres types de particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Baryon ) In particle physics, a baryon is a type of composite subatomic particle which contains an odd number of valence quarks (at least 3). Baryons belong to the hadron family of particles; hadrons are composed of quarks. Baryons are also classified as fermions because they have half-integer spin. A census of the Universe's baryons indicates that 10% of them could be found inside galaxies, 50 to 60% in the circumgalactic medium, and the remaining 30 to 40% could be located in the warm–hot intergalactic medium (WHIM) (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Baryon ) Baryon beau Baryon beaux Beauty baryon baryons beaux beauty baryons baryon beau beauty baryon Baryon charmé Baryon charmés Charmed baryon baryons charmés charmed baryons baryon charmé charmed baryon Les baryons charmés sont une catégorie de particules composites comprenant tous les baryons composé d'au moins un quark charmé. Depuis leur première observation dans les années 1970, un grand nombre d'états distincts de baryons charmés ont été identifiés. Les baryons charmés observés ont des masses allant entre 2300 et 2700 MeV/c². En 2002, la collaboration Selex, basée à Fermilab a publié des preuves d'un baryon doublement charmé (Ξcc), contenant deux quarks charmés) avec une masse de ~3520 Mev/c², mais n'a pas encore été confirmée par d'autres expériences. Un baryon triplement charmé (Ωccc) a été prédit mais pas encore observé (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Charmed_baryon ) Charmed baryons are a category of composite particles comprising all baryons made of at least one charm quark. Since their first observation in the 1970s, a large number of distinct charmed baryon states have been identified. Observed charmed baryons have masses ranging between 2300 and 2700 MeV/c². In 2002, the SELEX collaboration, based at Fermilab published evidence of a doubly charmed baryon (Ξcc), containing two charm quarks) with a mass of ~3520 MeV/c², but has yet to be confirmed by other experiments. One triply charmed baryon (Ωccc) has been predicted but not yet observed. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Charmed_baryon ) δ baryon Baryon delta Baryon deltas Delta baryon baryons deltas delta baryons δ baryons baryon delta delta baryon Les baryons delta (ou baryons Δ, également appelés résonances delta) sont une famille de particules subatomiques composée de trois quarks haut ou bas (quarks u ou d), les mêmes quarks constituants qui composent les protons et les neutrons familiers. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Delta_baryon ) The Delta baryons (or Δ baryons, also called Delta resonances) are a family of subatomic particle made of three up or down quarks (u or d quarks), the same constituent quarks that make up the more familiar protons and neutrons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Delta_baryon ) Baryon exotique Baryon exotiques Exotic baryon baryons exotiques exotic baryons baryon exotique exotic baryon Un baryon exotique est, en physique des particules, un baryon formé de trois quarks et d'une ou plusieurs autres particules (qui peuvent également être des quarks). Les baryons exotiques sont théoriquement formés d'un nombre impair de quarks et d'antiquarks. Ils appartiennent également à la famille des hadrons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Baryon_exotique ) Exotic baryons are a type of hadron (bound states of quarks and gluons) with half-integer spin, but with a quark content different from the three quarks (qqq) present in conventional baryons. An example would be pentaquarks, consisting of four quarks and one antiquark (qqqqq̅). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Exotic_baryon ) Baryon lambda Baryon lambdas Lambda baryon baryons lambdas lambda baryons baryon lambda lambda baryon En physique des particules, les baryons Lambda, notés par la lettre grecque Λ (majuscule), sont des baryons instables constitués de trois quarks : un quark up, un quark down et, soit un quark bottom (c'est alors un baryon Λ⁰_b), soit un quark charmé (baryon Λ⁺_c), soit un quark étrange (baryon Λ⁰, également appelé hypéron Λ). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Baryon_Lambda ) The lambda baryons (Λ) are a family of subatomic hadron particles containing one up quark, one down quark, and a third quark from a higher flavour generation, in a combination where the quantum wave function changes sign upon the flavour of any two quarks being swapped (thus slightly different from a neutral sigma baryon, Σ⁰). They are thus baryons, with total isospin of 0, and have either neutral electric charge or the elementary charge +1. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lambda_baryon ) Baryon lambda B neutre Baryon lambdas B neutres Lambda B neutral baryon baryons lambdas B neutres lambda B neutral baryons baryon lambda B neutre lambda B neutral baryon Baryon lambda C plus Baryon lambdas C plus Lambda C plus baryon baryons lambdas C plus lambda C plus baryons baryon lambda C plus lambda C plus baryon Baryon N baryons N N baryon baryon N Baryon N étoile Baryon N étoiles baryons N étoiles N Star baryon baryon N étoile omega particle particule oméga Baryon oméga Baryon omégas Omega baryon baryons omégas omega baryons omega particles particules omégas baryon oméga omega baryon Baryon oméga C neutre Baryon omégas C neutres Omega C neutral baryon baryons omégas C neutres omega C neutral baryons baryon oméga C neutre omega C neutral baryon particule sigma sigma particle Baryon sigma Baryon sigmas Sigma baryon baryons sigmas particules sigmas sigma baryons sigma particles baryon sigma sigma baryon particule xi xi particle Baryon xi Xi baryon baryons xi particules xi xi baryons xi particles baryon xi xi baryon Baryon xi C plus Xi C plus baryon baryons xi C plus xi C plus baryons baryon xi C plus xi C plus baryon Baryon Z étoile Baryon Z étoiles baryons Z étoiles Z Star baryon baryon Z étoile Battement quantique Battement quantiques Quantum beat battements quantiques quantum beats battement quantique quantum beat En physique, les battements quantiques sont des exemples simples de phénomènes qui ne peuvent pas être décrits par la théorie semi-classique, mais par un calcul totalement quantifié, en particulier l'électrodynamique quantique. Dans la théorie semi-classique (SCT), il y a un terme d'interférence ou de note de battement pour les atomes de type V et λ. Cependant, dans le cadre du calcul électrodynamique quantique (QED), les atomes de type V ont un terme de battement mais les types λ n'en ont pas. Il s'agit d'une preuve solide à l'appui de l'électrodynamique quantique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_beats ) In physics, quantum beats are simple examples of phenomena that cannot be described by semiclassical theory, but can be described by fully quantized calculation, especially quantum electrodynamics. In semiclassical theory (SCT), there is an interference or beat note term for both V-type and Λ-type atoms. However, in the quantum electrodynamic (QED) calculation, V-type atoms have a beat term but Λ-types do not. This is strong evidence in support of quantum electrodynamics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_beats ) Uranus XIV Uranus XIV Belinda Belinda Belinda (U XIV Belinda, aussi appelée Bélinda) est un satellite naturel d'Uranus du groupe de Portia. Belinda est une lune découverte en 1986 par la sonde Voyager 2 d'où sa désignation temporaire S/1986 U 5. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de chose à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Belinda_(lune) ) Belinda is the tenth moon in order of distance from Uranus. It is named after the heroine of Alexander Pope's The Rape of the Lock and is also called Uranus XIV. Belinda was discovered by Voyager scientist Stephen P. Synnott from images sent back by Voyager 2 on January 13, 1986 and was given the temporary designation S/1986 U5. Based on light curves and direct imaging, Belinda appears to be a very elongated object. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Belinda.html ) Uranus VIII Uranus VIII Bianca Bianca Bianca (U VIII Bianca) est un satellite naturel d'Uranus. Bianca fut découverte en 1986 par la sonde Voyager 2, d'où sa désignation temporaire S/1986 U 9. Elle fait partie du groupe de satellites Portia qui inclut aussi les satellites Cressida, Desdémone, Juliette, Portia, Rosalinde, Cupid, Belinda et Perdita. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de chose à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bianca_(lune) ) Bianca is the third moon in order of distance from Uranus. It was named after the sister of Katherine in Shakespeare's play The Taming of the Shrew and is also known as Uranus VIII. Bianca was discovered by Voyager scientist Bradford A. Smith from images taken by Voyager 2 on 23 January 1986 and was given the temporary designation S/1986 U9. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Bianca.html ) Bifurcation Bifurcation bifurcations bifurcations bifurcation bifurcation La théorie des bifurcations, en mathématiques et en physique est l'étude de certains aspects des systèmes dynamiques. Une bifurcation intervient lorsqu'un petit changement d'un paramètre physique produit un changement majeur dans l'organisation du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_bifurcations ) A bifurcation is the value of a smoothly varying control parameter, or the point in parameter space, at which the behavior of a dynamical system undergoes a qualitative change. For example, a simple equilibrium, or a fixed-point attractor, might give way to a periodic oscillation as the stress on a system increases. Similarly, a periodic attractor might become unstable and be replaced by a chaotic attractor. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/bifurcation.html ) Poincaré–Andronov–Hopf bifurcation bifurcation de Poincaré–Andronov–Hopf Bifurcation Hopf bifurcations de Hopf bifurcations de Poincaré–Andronov–Hopf Hopf bifurcation bifurcation de Hopf Dans la théorie des bifurcations, une bifurcation de Hopf ou de Poincaré–Andronov–Hopf, des noms de Henri Poincaré, Eberhard Hopf, et Aleksandr Andronov, est une bifurcation locale dans laquelle un point fixe d'un système dynamique perd sa stabilité tandis qu'une paire de valeurs propres complexes conjuguées de la linéarisation autour du point fixe franchissent l'axe imaginaire du plan complexe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bifurcation_de_Hopf ) In the mathematical theory of bifurcations, a Hopf bifurcation is a critical point where a system's stability switches and a periodic solution arises. More accurately, it is a local bifurcation in which a fixed point of a dynamical system loses stability, as a pair of complex conjugate eigenvalues—of the linearization around the fixed point—crosses the complex plane imaginary axis. Under reasonably generic assumptions about the dynamical system, a small-amplitude limit cycle branches from the fixed point. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hopf_bifurcation ) 2022-10-10 Big bang Big bang Big bangs Big Bang Big Bang Le Big Bang ("Grand Boum") est un modèle cosmologique utilisé par les scientifiques pour décrire l'origine et l'évolution de l'Univers. De façon générale, le terme "Big Bang" est associé à toutes les théories qui décrivent notre Univers comme issu d'une dilatation rapide. Par extension, il est également associé à cette époque dense et chaude qu’a connue l’Univers il y a 13,8 milliards d’annéesb, sans que cela préjuge de l’existence d’un "instant initial" ou d’un commencement à son histoire. La comparaison avec une explosion, souvent employée, est elle aussi impropre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Big_Bang ) The Big Bang is the event in which, according to standard modern cosmology, the Universe came into existence some 12 to 15 billion years ago. It is sometimes described as an "explosion;" however, it is wrong to suppose that matter and energy erupted into a pre-existing space. Modern Big Bang theory holds that space and time came into being simultaneously with matter and energy. The possible overall forms that space and time could take – closed, open, or flat – are described by three different cosmological models. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Big_Bang.html ) mathematical billiard billards mathématiques dynamical billiards mathematical billiards billard mathématique dynamical billiard 2022-10-06 étoile binaire Binaire Binary star binaires binary stars étoiles binaires binaire binary star En astronomie, une étoile binaire ou binaire, appelée aussi système (stellaire) binaire ou étoile double physique, est un type de système binaire composée de deux étoiles orbitant autour d'un centre de gravité commun. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_binaire ) Two stars gravitationally bound to each other, so that they revolve around their common center of gravity. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=binary+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Cr 189 Cr 189 La Ruche M44 NGC 2632 NGC 2632 Praesepe Praesepe Beehive Cluster M44 M44 (également appelé NGC 2632, Praesepe, La Crèche ou La Ruche) est un amas ouvert riche situé dans le Cancer connu depuis l'Antiquité qui se présente à l'œil nu sous forme d'un objet nébuleux. Selon la base de données WEBDA, M44 est à environ 187 pc (∼610 a.l.) du système solaire, mais les mesures de la parallaxe de plusieurs étoiles par Hipparcos4 et le dernier diagramme couleur-magnitude dans l'infrarouge5 donne une distance très similaire d'environ 182 pc (∼594 a.l.). Selon la base de données WEBDA, l'âge de l'amas est d'environ 730 millions d'années, ce qui est du même ordre de grandeur que l'âge de l'amas des Hyades (Melotte 25) estimé à 790 millions d'années. Le mouvement propre de ces deux amas est d'ailleurs similaire, suggérant ainsi une origine commune. La taille apparente de M44 est de 70 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 12 années-lumière. Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme entre 50 et 100 étoiles (lettre m) dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un intervalle moyen (le chiffre 2). Cependant des études récentes révèlent que l'amas renferme au moins 1000 étoiles (voir section morphologie et composition). La magnitude visuelle de l'amas est égale à 3,1. Ses étoiles les plus brillantes sont bleu-blanc et de magnitude comprise entre 6,0 et 6,5. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M44 ) Praesepe (M44, NGC 2632) is a large, bright, relatively nearby open cluster in the constellation Cancer, easily visible to the naked eye; also known as the Beehive Cluster, its Latin name means "manger." Ptolemy included it as one of seven "nebulae" in his Almagest and Galileo first resolved it into stars. All told, the cluster contains about 1,000 stars in a region of sky measuring 25–30 light-years across, giving it an apparent diameter of 1.5° at its distance from us of about 577 light-years (177 pc). They include the eclipsing binary TX Cancri, the metal line star Epsilon Cancri, several Delta Scuti stars of magnitudes 7 to 8 in an early post-main-sequence state, and one peculiar blue star. Nearly a third of the stars in the cluster are similar to the Sun (spectral classes F, G, or K) and about 68% are red dwarfs. In 2012, the discovery was announced of two planets around two of the Sunlike stars in the Praesepe – the first such planets to be found in a cluster. Interestingly, the age and the direction of proper motion of M44 are very similar to those of the Hyades, another famous naked-eye cluster. Probably these two clusters, though now separated by hundreds of light-years, have a common origin in some great diffuse gaseous nebula which existed 400 million years ago. This would also explain the similarity of the stellar populations – both clusters containing red giants (Praesepe at least five of them) and some white dwarfs. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Praesepe.html ) beta Lyrae binary star beta Lyrae star binaire de type β Lyrae étoile binaire de type bêta Lyrae étoile binaire de type β Lyrae étoile de type bêta Lyrae étoile de type β Lyrae β Lyrae binary β Lyrae binary star β Lyrae star Beta Lyrae binary Binaire type bêta Lyrae Binaire type bêtas Lyrae beta Liesrae binaries beta Lyrae binary stars binaires de type bêtas Lyrae binaires de type β Lyrae étoiles binaires de type bêtas Lyrae étoiles binaires de type β Lyrae β Liesrae binaries β Lyrae binary stars beta Lyrae binary binaire de type bêta Lyrae En astronomie, une (étoile) variable de type Beta Lyrae est un type particulier d'étoile binaire à éclipses. Les étoiles de type Beta Lyrae forment des systèmes binaires proches ; la luminosité totale du système est variable car l'une des composantes passe périodiquement devant l'autre vu de la Terre, bloquant ainsi sa lumière. Les deux composantes des systèmes de type Beta Lyrae sont des étoiles massives (chacune plusieurs masses solaires) et étendues (géantes ou supergéantes). Elles sont si proches que leur forme est fortement déformée par les forces de gravitation : ces étoiles ont des formes ellipsoïdales et des transferts de matière importants s'effectuent entre elles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_Beta_Lyrae ) Beta Lyrae variables are a class of close binary stars. Their total brightness is variable because the two component stars orbit each other, and in this orbit one component periodically passes in front of the other one, thereby blocking its light. The two component stars of Beta Lyrae systems are quite heavy (several solar masses (M☉) each) and extended (giants or supergiants). They are so close, that their shapes are heavily distorted by mutual gravitation forces: the stars have ellipsoidal shapes, and there are extensive mass flows from one component to the other. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Lyrae_variable ) M16 Messier 16 Messier 16 NGC 6611 NGC 6611 Star Queen Nebula nébuleuse de l'Aigle Eagle Nebula M16 M16 (NGC 6611) is an open cluster in the constellation Serpens, discovered by Philippe Loys de Chéseaux in 1745–1746. M16 (NGC 6611) formed, some 5.5 million years ago, from the interstellar cloud of gas and dust that it makes visible today as the Eagle Nebula (IC 4703). This famous nebula, ionized and illuminated by the hot, young O stars of M16, is still the scene of active star formation. The brightest star of M16 is of visual magnitude 8.24. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/M16.html ) M16, situé à environ 1 767 pc (∼5 760 a.l.) 1 de la Terre dans la queue du Serpent, est un amas ouvert d'étoiles enveloppé d'une nébuleuse : la nébuleuse de l'Aigle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M16_(amas_ouvert) ) 2022-10-05 2022-10-05 amas des Vierge Virgo cluster amas de la Vierge L'Amas de la Vierge est un grand amas de galaxies situé à une distance de 15 à 22 Mpc (∼48,9 à 71,8 millions d'a.l.). Il fut découvert par Charles Messier en 1781, qui cartographia un grand nombre de ses galaxies les plus importantes, notamment la galaxie géante M87. Cet amas est au centre du superamas de la Vierge, dont fait partie le Groupe local et a fortiori la Voie lactée. Il est situé dans la constellation de la Vierge et son diamètre angulaire est d'environ 8 degrés. Il comporte approximativement entre 1 300 et 2 000 galaxies, dont beaucoup sont visibles avec un petit télescope. La distance précise nous séparant de l'amas est mal connue ; les meilleures estimations actuelles, basées sur les céphéides en utilisant le télescope spatial Hubble, donnent une distance moyenne d'environ 20 mégaparsecs3 (65 millions d'années-lumière). L'amas est un agrégat irrégulier d'au moins trois sous-amas centrés sur les galaxies M87, M86 et M49. Le plus important est celui centré sur M87, avec une masse approximative de 1014 masses solaires, ce qui est environ un ordre de grandeur plus élevé que les deux autres (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_de_la_Vierge ) The Virgo Cluster is the nearest large cluster of galaxies and the gravitational heart of the Local Supercluster. It lies in the constellations Virgo and Coma Berenices, is centered about 50 million light-years away, and contains about 2,500 galaxies, about 150 of which are large. The Virgo Cluster completely dominates our small corner of the universe, and our entire Local Group of galaxies is being gravitationally drawn toward this huge concentration of matter (an effect known as the Virgo infall). At its core lie three supergiant ellipticals, M84, M86, and M87, which probably formed from the merger of many smaller galaxies. Recent observations have shown that the Cluster's principal axis is aligned with an immense filament that is part of the large-scale structure of the universe. The major axis orientations of Virgo's brightest elliptical galaxies, as well as M87's jet, also appear to fall in line with this filament, which can also be traced to even larger distances, where it eventually intersects with the rich cluster Abell 1367 some 160 million light-years away. Abell 1367 itself forms one node of a well-known supercluster with the Coma Cluster, raising the intriguing possibility that the Virgo, Abell 1367, and Coma clusters may all be members of a colossal filamentary network. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Virgo_Cluster.html ) astrometric binary star étoile binaire astrométrique Astrometric binary Binaire astrométrique Binaire astrométriques astrometric binaries astrometric binary stars binaires astrométriques étoiles binaires astrométriques astrometric binary binaire astrométrique A binary star in which the presence of an unresolved companion is revealed by small oscillations in the movement of the visible component caused by the gravitational influence of the unseen component. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astrometric+binary&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2023-02-27 cataclysmic binary star étoile binaire cataclysmique Binaire cataclysmique Binaire cataclysmiques Cataclysmic binary binaires cataclysmiques catacliessmic binaries cataclysmic binary stars étoiles binaires cataclysmiques binaire cataclysmique cataclysmic binary Une binaire cataclysmique est une binaire serrée composée d'une primaire naine blanche et d'une secondaire géante ou de la séquence principale orange ou rouge (type K ou M), dans laquelle la matière s'écoule de la secondaire vers la primaire. Dans la plupart des cas, le gaz arraché riche en hydrogène entre un disque d'accrétion autour de la naine blanche et peut par la suite tomber sur l'étoile condensée pour déclencher de manière violente une réaction de fusion. Les variables cataclysmiques se séparent en deux groupes. Le groupe non magnétique, qui est de loin le plus peuplé, inclut les étoiles U Geminorum (novae naies) ainsi que les novae classiques et récurrentes. Le groupe magnétique beaucoup plus rare comprendles étoiles Am Herculis et les étoiles DQ Herculis et se distingue par la présence d'un champ magnétique puissant autour de la primaire qui affecte considérablement le flux d'accrétion. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html#cataclysmic_binary ) A cataclysmic binary is a close binary system consisting of a white dwarf primary and an orange or red (K- or M-type) main-sequence or giant secondary, in which matter flows from the secondary toward the primary. In most cases, the stripped hydrogen-rich gas enters an accretion disk around the white dwarf and may subsequently fall onto the condensed star to ignite violently in a fusion reaction. Cataclysmic variables fall into two groups. The non-magnetic group, which is by far the most populous, includes U Geminorum stars (dwarf novae) and classical and recurrent novae. The much rarer, magnetic group includes AM Herculis stars and DQ Herculis stars and is distinguished by the presence of a powerful magnetic field around the primary that dramatically affects the accretion flow. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html#cataclysmic_binary ) contact binary star étoile binaire à contact Binaire contact Binaire contacts Contact binary binaires à contacts contact binaries contact binary stars étoiles binaires à contacts binaire à contact contact binary En astronomie, une (étoile) binaire à contact est une étoile binaire de courte période orbitale dont les deux composantes remplissent entièrement leurs lobes de Roche respectifs. Il existe aussi des binaires à enveloppe commune, qui sont assez différentes. Dans cette configuration, les deux étoiles sont dites "en contact" puisque leurs surfaces hydrostatiques se "touchent" au point de Lagrange L₁, sans remplir leur lobe de Roche respectif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_binaire_%C3%A0_contact ) In astronomy, a contact binary is a binary star system whose component stars are so close that they touch each other or have merged to share their gaseous envelopes. A binary system whose stars share an envelope may also be called an overcontact binary. The term "contact binary" was introduced by astronomer Gerard Kuiper in 1941. Almost all known contact binary systems are eclipsing binaries; eclipsing contact binaries are known as W Ursae Majoris variables, after their type star, W Ursae Majoris. In a contact binary, both stars have filled their Roche lobes, allowing the more massive primary component to transfer both mass and luminosity to the secondary member. As a result, the components in a contact binary often have similar effective temperatures and luminosities, regardless of their respective masses. The rate of energy transfer between the components is dependent on their mass ratio and luminosity ratio. In cases where the stars are in geometric contact but the thermal contact is poor, there can exist wide differences between their respective temperatures. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Contact_binary ) binaire séparée detached binary star étoile binaire détachée étoile double détachée Binaire détachée Binaire détachées Detached binary binaires détachées binaires séparées detached binaries detached binary stars étoiles binaires détachées étoiles doubles détachées binaire détachée detached binary En astronomie, une étoile binaire est dite binaire détachée lorsque les deux étoiles qui la composent sont suffisamment éloignées l'une de l'autre pour qu'aucune ne remplisse son lobe de Roche. Dans ce cas, il n'y a pas d'échange de matière entre elles. De plus, les forces de marée entre les deux corps sont relativement faibles. C'est le cas de la plupart des étoiles binaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_d%C3%A9tach%C3%A9e ) Detached binaries are binary stars where each component is within its Roche lobe, i.e. the area where the gravitational pull of the star itself is larger than that of the other component. While on the main sequence the stars have no major effect on each other, and essentially evolve separately. Most binaries belong to this class. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star#Configuration ) eclipsing binary star étoile binaire à éclipse Binaire éclipse Binaire éclipses Eclipsing binary binaires à éclipses eclipsing binaries eclipsing binary stars étoiles binaires à éclipses binaire à éclipse eclipsing binary Une (étoile) binaire à éclipses, ou (étoile) binaire photométrique, est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Dans le cas où cette binaire est aussi une binaire spectroscopique et que la parallaxe stellaire du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble des caractéristiques des deux membres (masse, densité, luminosité…). Les binaires à éclipses sont des étoiles variables, non pas parce que la luminosité (ou la magnitude apparente) de l'un ou l'autre membre varie, mais parce qu'elles s'obscurcissent mutuellement. L'étoile la plus représentative des binaires à éclipses est Algol (β Persei), nommée "l'étoile du démon" par les anciens astronomes arabes, probablement parce qu'ils avaient remarqué ses variations de luminosité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_%C3%A0_%C3%A9clipses ) An eclipsing binary star is a binary star system in which the orbital plane of the two stars lies so nearly in the line of sight of the observer that the components undergo mutual eclipses. In the case where the binary is also a spectroscopic binary and the parallax of the system is known, the binary is quite valuable for stellar analysis. Algol, a triple star system in the constellation Perseus, contains the best-known example of an eclipsing binary. Eclipsing binaries are variable stars, not because the light of the individual components vary but because of the eclipses. The light curve of an eclipsing binary is characterized by periods of practically constant light, with periodic drops in intensity when one star passes in front of the other. The brightness may drop twice during the orbit, once when the secondary passes in front of the primary and once when the primary passes in front of the secondary. The deeper of the two eclipses is called the primary regardless of which star is being occulted, and if a shallow second eclipse also occurs it is called the secondary eclipse. The size of the brightness drops depends on the relative brightness of the two stars, the proportion of the occulted star that is hidden, and the surface brightness (i.e. effective temperature) of the stars. Typically the occultation of the hotter star causes the primary eclipse. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star#Eclipsing_binaries ) coalescing binary inspiralling compact binary merging binary star étoile binaire en coalescence Binaire en coalescence Binaire en coalescences Merging binary binaires en coalescences coalescing binaries inspiralling compact binaries merging binaries merging binary stars étoiles binaires en coalescences binaire en coalescence merging binary X-ray binary star source RX binaire Binaire RX X ray binary binaires X sources RX binaires X-ray binary binaire X Une binaire X est formée d'une étoile "normale" orbitant autour d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir avec une courte période. Le rayonnement X provient de l'énorme quantité d'énergie dégagée par l'accrétion de la matière de l'étoile autour de l'objet compact. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_X ) X-ray binaries are a class of binary stars that are luminous in X-rays. The X-rays are produced by matter falling from one component, called the donor (usually a relatively normal star), to the other component, called the accretor, which is very compact: a neutron star or black hole. The infalling matter releases gravitational potential energy, up to several tenths of its rest mass, as X-rays. (Hydrogen fusion releases only about 0.7 percent of rest mass.) The lifetime and the mass-transfer rate in an X-ray binary depends on the evolutionary status of the donor star, the mass ratio between the stellar components, and their orbital separation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_binary ) LMXB low-mass X-ray binary star binaires X de faibles masses low mass X raies binaries low mass X ray binary low mass X ray binary star low mass X ray binary stars low-mass X-raies binaries low-mass X-ray binary stars binaire X de faible masse low-mass X-ray binary Une binaire X à faible masse, ou LMXB (de l'anglais Low Mass X-ray Binary), est une étoile binaire rayonnant dans le domaine des rayons X (ce que l'on appelle une binaire X), dont un des deux membres est une étoile à neutrons ou un trou noir et l'autre une étoile de masse "faible". Elle peut être une étoile de la séquence principale, auquel cas son type spectral est F, G, K, M (éventuellement A), ou alors une naine blanche. Le terme de binaire X à faible masse s'oppose bien sûr à celui de binaire X à forte masse, dont l'étoile est, elle de type spectral O ou B (éventuellement A), et donc plus massive. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse ) A low-mass X-ray binary (LMXB) is a binary star system where one of the components is either a black hole or neutron star. The other component, a donor, usually fills its Roche lobe and therefore transfers mass to the compact star. In LMXB systems the donor is less massive than the compact object, and can be on the main sequence, a degenerate dwarf (white dwarf), or an evolved star (red giant). Approximately two hundred LMXBs have been detected in the Milky Way, and of these, thirteen LMXBs have been discovered in globular clusters. The Chandra X-ray Observatory has revealed LMXBs in many distant galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_binary#Low-mass_X-ray_binary ) HMXB high-mass X-ray binary star binaires X de fortes masses high mass X raies binaries high mass X ray binary high mass X ray binary star high mass X ray binary stars high-mass X-raies binaries high-mass X-ray binary stars binaire X de forte masse high-mass X-ray binary Une binaire X à forte masse, ou HMXB (de l'anglais High Mass X-ray Binary) est une étoile binaire rayonnant dans le domaine des rayons X (ce qu'on appelle une binaire X), dont un des deux membres est une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire et l'autre une étoile de masse "élevée". Il s'agit d'une étoile dont le type spectral est O ou B (éventuellement A), ou une étoile Wolf-Rayet. Le terme de binaire X à forte masse s'oppose bien sûr à celui de binaire X à faible masse, dont l'étoile est, elle, de type spectral F, G, K, M (éventuellement A), voire une naine blanche, et donc moins massive. Dans le cas où l'objet compact est une naine blanche, on ne parle plus de binaire X, mais de variable cataclysmique. Le rayonnement X émis par ces objets provient d'un échange de masse entre l'étoile et l'objet compact. En tombant sur l'objet compact, la masse de l'étoile compagnon forme un disque d'accrétion, est échauffée et rayonne dans le domaine des rayons X. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_X_%C3%A0_forte_masse ) A high-mass X-ray binary (HMXB) is a binary star system that is strong in X rays, and in which the normal stellar component is a massive star: usually an O or B star, a blue supergiant, or in some cases, a red supergiant or a Wolf–Rayet star. The compact, X-ray emitting, component is a neutron star or black hole. A fraction of the stellar wind of the massive normal star is captured by the compact object, and produces X-rays as it falls onto the compact object. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_binary#High-mass_X-ray_binary ) semi-detached binary star semidetached binary étoile double semi-détachée Binaire semi détachée Binaire semis détachées Semi detached binary binaire semi détachée binaires semi détachées binaires semi-détachées semi detached binaries semi detached binary semi detached binary star semi detached binary stars semi-detached binaries semi-detached binary stars semidetached binaries étoile double semi détachée étoiles doubles semi détachées étoiles doubles semi-détachées binaire semi-détachée semi-detached binary En astronomie, une étoile binaire est dite binaire semi-détachée si l'une (et seulement une) de ses étoiles remplit son lobe de Roche. Il se produit alors un échange de matière de cette étoile vers l'autre. Cela a pour conséquence de modifier l'évolution du système. Dans la plupart des cas, cet échange de matière se traduit par un disque d'accrétion qui se forme autour de l'étoile receveuse. Ce genre de système est courant dans les novae, les supernovae de type Ia, ainsi que les binaires X et autres microquasars. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_semi-d%C3%A9tach%C3%A9e ) Semidetached binary stars are binary stars where one of the components fills the binary star's Roche lobe and the other does not. Gas from the surface of the Roche-lobe-filling component (donor) is transferred to the other, accreting star. The mass transfer dominates the evolution of the system. In many cases, the inflowing gas forms an accretion disc around the accretor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star#Configuration ) 2023-02-27 close binary star étoile binaire serrée Binaire serrée Binaire serrées Close binary binaires serrées close binaries close binary stars étoiles binaires serrées binaire serrée close binary Un système binaire dans lequel la séparation des composantes stellaires est comparable à leurs diamètres, de sorte qu'elles influencent leur évolution mutuelle le plus couramment par les forces de marée. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=close+binary+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A binary system in which the separation of the component stars is comparable to their diameters, so that they influence each other's evolution most commonly by the tidal forces. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=close+binary+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) spectroscopic binary star étoile binaire spectroscopique Binaire spectroscopique Binaire spectroscopiques Spectroscopic binary binaires spectroscopiques spectroscopic binaries spectroscopic binary stars étoiles binaires spectroscopiques binaire spectroscopique spectroscopic binary Un système binaire spectroscopique est un couple d'objets dont le mouvement orbital est mis en évidence par la variation de la vitesse radiale d'une ou des deux composantes du système. Cette vitesse est mesurée grâce à un spectrographe, en observant le déplacement par effet Doppler-Fizeau des raies spectrales de l'étoile, dû à sa vitesse orbitale le long de la ligne de visée. Cette méthode a historiquement servi, et continue aujourd'hui de servir, à détecter de nombreuses étoiles binaires, mais a également conduit depuis les années 1990 à la détection de nombreuses planètes extrasolaires (exoplanètes). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_spectroscopique ) A binary system that cannot be resolved by a telescope, but can be identified by means of the Doppler shift of the spectral lines. As stars revolve, they alternately approach and recede in the line of sight. This motion is shown up in their spectra as a periodic oscillation or doubling of spectral lines. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectroscopic+binary&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 AM Her binary AM Her star AM Her system AM Herculis binary star AM Herculis star AM Herculis system étoile binaire de type AM Herculis Binaire type AM Herculis binaires de type AM Herculis étoiles binaires de type AM Herculis AM Herculis binary binaire de type AM Herculis En astronomie, une (étoile) variable cataclysmique magnétique (MCV, sigle de l'anglais magnetic cataclysmic variable), ou polaire (de l'anglais polar), est un système binaire variable cataclysmique contenant une naine blanche possédant un fort champ magnétique (B > 10 MG). Le mot "polar" est une référence à la lumière polarisée qu'elles émettent. Elles étaient originellement appelées étoiles de type AM Herculis d'après l'étoile prototype AM Herculis. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polaire_(variable_cataclysmique) ) An AM Herculis star is a type of magnetic cataclysmic binary that consists of a closely-orbiting dwarf M star or K star and a super-strong magnetic white dwarf primary, in which the magnetic field of the primary not only prevents the formation of an accretion disk but also synchronizes the primary's rotation with its orbital period. Such systems are the most extremely polarized objects known (hence their alternative name polars), exhibiting both strong linear and, more significantly, circular polarization. The powerful (10 to 100 megagauss) magnetic field of the white dwarf captures infalling material from the red dwarf before it can form an accretion disk and forces it instead into an accretion stream or funnel, one part of which heads for the star's north magnetic pole and the other for the south pole. As the field lines, like those around a bar magnet, converge, they channel the streams of matter onto tiny polar accretion spots. The streams slam into the white dwarf at some 3,000 km/s and have their kinetic energy converted primarily into X-rays. The white dwarf's magnetic field also locks the spin of the two stars so that they always present the same face to each other (though in about one-tenth of AM Her stars, the white dwarf's axial and orbital rotations are off by about 1%). Furthermore, the magnetic field of the white dwarf often tilts over, so that one magnetic pole points toward the direction from which the stream comes (this being the lowest-energy configuration). As a result, material flows preferentially onto that pole. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/AM_Herculis_star.html ) DQ Her binary DQ Her binary star DQ Herculis binary DQ Herculis binary star binaire de type DQ Herculis étoile binaire de type DQ Herculis étoile polaire intermédiaire étoile variable de type DQ Herculis Intermediate polar Polaire intermédiaire Polaire intermédiaires intermediate polars polaires intermédiaires étoiles polaires intermédiaires intermediate polar polaire intermédiaire Une (étoile) polaire intermédiaire (appelée également étoile variable de type DQ Herculis) est un type de variable cataclysmique. C'est un système binaire composé d'une naine blanche et d'une étoile secondaire froide de la séquence principale. Dans la plupart des variables cataclysmiques, de la matière issue de l'étoile compagne est arrachée gravitationnellement par l'étoile compacte et forme un disque d'accrétion autour d'elle. Dans les systèmes polaires intermédiaires, le même scénario général s'applique sauf que le disque interne est détruit par le champ magnétique de la naine blanche. Le nom "polaire intermédiaire" est issu de la force du champ magnétique de la naine blanche, qui est comprise entre celle des systèmes de variables cataclysmiques non-magnétiques et celle des systèmes fortement magnétiques. Les systèmes non magnétiques ont des disques d'accrétion complets, tandis que les systèmes fortement magnétiques (appelés systèmes polaires ou AM Herculis) possèdent seulement des courants d'accrétion qui impactent directement la magnétosphère de la naine blanche. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polaire_interm%C3%A9diaire ) In astronomy, an intermediate polar (also called a DQ Herculis Star) is a type of cataclysmic variable, binary star system with a white dwarf and a cool main-sequence secondary star. In most cataclysmic variables, matter from the companion star is gravitationally stripped by the compact star and forms an accretion disk around it. In intermediate polar systems, the same general scenario applies except that the inner disk is disrupted by the magnetic field of the white dwarf. The name "intermediate polar" is derived from the strength of the white dwarf's magnetic field, which is between that of non-magnetic cataclysmic variable systems and strongly magnetic systems. Non-magnetic systems exhibit full accretion disks, while strongly magnetic systems (called polars or AM Herculis systems) exhibit only accretion streams which directly impact the white dwarf's magnetosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Intermediate_polar ) RS CVn binary star RS CVn star RS CVn system RS Canum Venaticorum star binaire de type RS Canum Venaticorum étoile RS Canum Venaticorum étoile binaire de type RS CVn Binaire type RS CVn binaires de type RS CVn binaires de type RS Canum Venaticorum étoiles RS Canum Venaticorum étoiles binaires de type RS CVn RS CVn binary binaire de type RS CVn Les étoiles de type RS Canum Venaticorum sont un type d'étoile variable, nommées d'après le paradigme RS CVn. Ce sont des étoiles doubles serrées possédant des chromosphères actives qui conduisent à des variations de leur luminosité. La période de variation est, en général, voisine de la période de rotation du système binaire. Les variations de luminosité peuvent aussi provenir du fait que certains systèmes sont aussi des binaires à éclipses. La variation typique de luminosité est de 0,2 magnitude. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_RS_Canum_Venaticorum ) An RS Canum Venaticorum star is a type of eruptive variable that is also a close binary system and shows modest light variations of up to 0.2 magnitude with a period close to that of the orbital period. Superimposed on these short-period changes are longer-term cycles of chromospheric activity, similar to the solar cycle, that last 1 to 4 years. RS Canum Venaticorum itself (BD +36° 2344, HD 114519) is of spectral type F5 V+K2 IV and lies in the constellation Canes Venaticorum at RA 13h 08m 18s, Dec +36° 12'.0. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RS_Canum_Venaticorum_star.html ) W UMa binary W Uma system W Ursae Majoris binary W Ursae Majoris binary star W Ursae Majoris system binaire de type W Ursae Majoris étoile binaire de type W Ursae Majoris Etoile type W Ursae Majoris étoiles de type W Ursae Majoris W Ursae Majoris star étoile de type W Ursae Majoris Une variable de type W Ursae Majoris est un type d'étoile variable binaire à éclipses. Ces étoiles sont des binaires serrées de type spectral F, G, ou K qui partagent une enveloppe commune de matière et sont donc en contact l'une à l'autre. Elles sont appelées binaires à contact car les deux étoiles se touchent et transfèrent de la masse et de l'énergie par la zone de connexion, bien que l'astronome R. E. Wilson estime que le terme « sur-contact » est plus approprié. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_W_Ursae_Majoris ) A W Ursae Majoris variable, also known as a low mass contact binary, is a type of eclipsing binary variable star. These stars are close binaries of spectral types F, G, or K that share a common envelope of material and are thus in contact with one another. They are termed contact binaries because the two stars touch and transfer mass and energy through the connecting neck, although astronomer Robert E. Wilson argues that the term "overcontact" is more appropriate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/W_Ursae_Majoris_variable ) Wolf-Rayet binary star étoile binaire de type Wolf-Rayet Binaire type Wolf Rayet Wolf Rayet binary binaire de type Wolf Rayet binaires de type Wolf Rayet binaires de type Wolf-Rayet étoile binaire de type Wolf Rayet étoiles binaires de type Wolf Rayet étoiles binaires de type Wolf-Rayet Wolf-Rayet binary binaire de type Wolf-Rayet visual binary star étoile binaire visuelle Binaire visuelle Binaire visuelles Visual binary binaires visuelles visual binaries visual binary stars étoiles binaires visuelles binaire visuelle visual binary Une étoile double visuelle est un couple d'étoiles proches sur le ciel dont les deux composantes peuvent être observées séparément avec un instrument comme un télescope, et cette définition dépend donc en particulier du pouvoir de résolution de l'instrument. Parmi celles-ci, les binaires visuelles sont celles dont la propriété d'étoile binaire est révélée en général par le mouvement orbital relatif de la secondaire autour de la primaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_visuelle ) A binary system of stars whose components can be resolved telescopically and which have detectable orbital motion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=visual+b&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 blazing quasi-stellar radio source Blazar Blazar blazars blazars blazar blazar En astronomie, un blazar (en anglais : blazing quasi-stellar radiosource, que l'on peut traduire par « source radio éclatante quasi stellaire ») est un quasar très compact associé à un trou noir supermassif situé au centre d'un noyau actif de galaxie, très éloigné de nous. Les blazars sont détectés par leurs jets qui, selon qu'ils sont dirigés plus ou moins exactement vers la Terre, peuvent souvent faire varier leur luminosité dans le domaine électromagnétique d'un facteur 100 d'un jour à l'autre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Blazar ) A blazar is a class of active galaxy that includes BL Lacertae objects, high polarization quasars (HPQs), and optically violent variables (OVVs). Blazars are characterized by strong, compact, flat-spectrum radio emission. They also show continuum domination of the optical emission, and/or significant optical polarization, and/or strong gamma-ray emission, and/or significant changes in optical flux on short time scales. They are believed to be active galactic nuclei (AGM) whose jets are aligned within 10° of our line of sight. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/blazar.html ) 2022-10-05 nébuleuse protostellaire proto-étoile protostellar nebula protostellar nebulae Proto étoile Proto étoiles Protostar nébuleuses protostellaires proto étoile proto étoiles proto-étoiles protostars protostellar nebulaes protostellar nebulas protoétoiles protostar protoétoile Une protoétoile ou proto-étoile est une grande masse qui se forme par la contraction des gaz d'un nuage moléculaire géant en milieu interstellaire principalement constitué d'hydrogène et d'hélium. La phase protostellaire est un stade précoce dans le processus de formation d'une étoile. Pour une étoile de la taille du Soleil, elle dure environ 100 000 ans. La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer. La protoétoile entourée d'un cocon de poussière devient alors un globule obscur (à ne pas confondre avec le globule de Bok). Cela se termine par la formation d'une étoile de type T Tauri, qui se développe ensuite en étoile de la séquence principale. Ceci est annoncé par le vent de T Tauri, un type de super vent stellaire qui marque le passage d'une protoétoile en étoile. La protoétoile devient une étoile lorsque ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illumine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Proto%C3%A9toile ) A protostar is a very young star that is still gathering mass from its parent molecular cloud. The protostellar phase is the earliest one in the process of stellar evolution. For a low-mass star (i.e. that of the Sun or lower), it lasts about 500,000 years. The phase begins when a molecular cloud fragment first collapses under the force of self-gravity and an opaque, pressure supported core forms inside the collapsing fragment. It ends when the infalling gas is depleted, leaving a pre-main-sequence star, which contracts to later become a main-sequence star at the onset of hydrogen fusion producing helium. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Protostar ) 2022-10-06 cosmic UV source source UV cosmique Source UV cosmique Source UV cosmiques Ultraviolet sources (astronomical) cosmic UV sources cosmic ultraviolet sources sources UV cosmiques sources ultraviolets cosmiques cosmic ultraviolet source source ultraviolet cosmique 2022-10-06 blue-straggler star traînard bleu traînarde bleue Blue straggler Blue straggler Blue stragglers blue straggler star blue straggler stars blue stragglers blue-straggler stars blues stragglers traînards bleus blue straggler blue straggler En astrophysique, une (étoile) traînarde bleue est une étoile de la séquence principale d'un amas ouvert ou globulaire à la fois plus lumineuse et plus bleue que celles du point où les étoiles de l'amas quittent la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, lequel trace la luminosité des étoiles en fonction de leur température effective. Les traînardes bleues ont été découvertes en 1953 par Allan Sandage à la faveur de mesures photométriques dans l'amas globulaire M34, dans la constellation des Chiens de chasse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tra%C3%AEnarde_bleue ) A blue straggler is a hot, bright star in a globular cluster or, occasionally, an open cluster, that lies close to the cluster's extrapolated main sequence but a few magnitudes above its turnoff point. Blue stragglers first came to the attention of astronomers in 1953. Various theories have been put forward to explain why such stars have not already evolved to become red giants. The most favored of these involve mass transfer from, or coalescence with, a binary companion. Blue stragglers may also arise from the collision of stars in the crowded interiors of globular clusters. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/blue_straggler.html ) bolometers bolomètres bolometer bolomètre Un bolomètre (du grec bolè, "radiation", et metron, "mesure") est un détecteur développé par Samuel Pierpont Langley en 1878 afin d'étudier le rayonnement électromagnétique solaire. Le dispositif convertit l'énergie du rayonnement électromagnétique incident en énergie interne de l'absorbeur. Ce dernier est (ou est lié à) un thermomètre dont les propriétés électriques ou magnétiques dépendent de la température, on peut ainsi mesurer les variations d'impédance du détecteur, et donc l'énergie électromagnétique incidente. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bolom%C3%A8tre ) A bolometer is an instrument used to measure radiant energy, usually in the infrared and microwave regions of the electromagnetic spectrum. It comprises a lens or stop system which focuses the test radiation onto a thermoconductive device (usually a thermistor), which is set in a Wheatstone bridge circuit with another non-illuminated reference thermistor. Sensitive bolometers are used in conjunction with spectroscopes to measure the intensities of spectral lines. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/bolometer.html ) 2022-09-30 Bord solaire Bord solaires Solar limb bords solaires solar limbs bord solaire solar limb Le bord du disque du soleil. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+limb&formSubmit=Search&showAll=1 ) The edge of the disk of the Sun. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+limb&formSubmit=Search&showAll=1 ) Boson Boson bosons bosons boson boson En mécanique quantique, un boson est une particule subatomique de spin entier qui obéit à la statistique de Bose-Einstein. Le théorème spin-statistique différencie les bosons des fermions, qui ont un spin demi-entier. La famille des bosons inclut des particules élémentaires : les photons, les gluons, les bosons Z et W (ce sont les quatre bosons de jauge du modèle standard), le boson de Higgs (découvert en 2012), et le graviton encore théorique ; ainsi que des particules composites (les mésons et les noyaux qui ont un nombre de masse pair comme le deutérium, l'hélium 4 ou le plomb 208) ; et quelques quasi-particules (paires de Cooper, plasmons et phonons). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Boson ) A boson is any particle with a spin that is an integer multiple (0, 1, 2, ...) of quantum units of angular momentum. Bosons, named by Paul Dirac in 1947 after the Indian physicist Satyendra Nath Bose, are the carrier particles of all fundamental interactions. A carrier particle is a boson associated with quantum excitations of the field corresponding to one of the basic forces of nature. Bosons do not obey the Pauli exclusion principle. This means there is no limit to the number of bosons that can occupy the same point in space at the same time; so, for example, there is no limit in theory to the brightness of a beam of light. Bosons are one of two main categories of particle in the Standard Model; the other main category is the fermions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/boson.html ) Boson faible Boson faibles Weak boson bosons faibles weak bosons boson faible weak boson En physique des particules, les bosons W et Z sont des bosons vectoriels qui sont ensemble connus sous le nom de bosons faibles ou plus généralement en tant que bosons vectoriels intermédiaires. Ces particules élémentaires interviennet dans l'interaction faible; les symboles respectifs sont W⁺, W⁻ et Z⁰. Les bosons W^(±) ont soit une charge électrique positive ou négative de 1 charge élémentaire et constituent leurs antiparticules respectives. Le boson Z⁰ est électriquement neutre et est sa propre antiparticule. Les trois particules ont chacune un spin de 1. Les bosons W^(±) ont un moment magnétique, mais le Z⁰ n'en a pas. Ces trois particules ont une très courte durée de vie, avec une demi-vie d'environ 3×10⁻²⁵ s. Leur découverte expérimentale a été essentielle pour établir ce qu'on appelle maintenant le modèle standard de la physique des particules. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/W_and_Z_bosons ) In particle physics, the W and Z bosons are vector bosons that are together known as the weak bosons or more generally as the intermediate vector bosons. These elementary particles mediate the weak interaction; the respective symbols are W⁺, W⁻, and Z⁰. The W^± bosons have either a positive or negative electric charge of 1 elementary charge and are each other's antiparticles. The Z⁰ boson is electrically neutral and is its own antiparticle. The three particles each have a spin of 1. The W^± bosons have a magnetic moment, but the Z⁰ has none. All three of these particles are very short-lived, with a half-life of about 3×10⁻²⁵ s. Their experimental discovery was pivotal in establishing what is now called the Standard Model of particle physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/W_and_Z_bosons ) Nambu–Goldstone boson boson de Nambu-Goldstone Boson Goldstone boson de Nambu Goldstone bosons de Goldstone bosons de Nambu Goldstone bosons de Nambu-Goldstone Goldstone boson boson de Goldstone Le boson de Goldstone, parfois appelé boson de Nambu-Goldstone, est un type de particule dont l’existence est impliquée par le phénomène de brisure spontanée de symétrie. D’abord prédit par Yoichiro Nambu puis théorisé par Jeffrey Goldstone, il fait aujourd’hui partie intégrante de la théorie quantique des champs. Il est de spin et masse nuls, bien qu’il puisse acquérir une masse dans certains cas en devenant ainsi un pseudo-boson de Goldstone. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Boson_de_Goldstone ) In particle and condensed matter physics, Goldstone bosons or Nambu–Goldstone bosons (NGBs) are bosons that appear necessarily in models exhibiting spontaneous breakdown of continuous symmetries. They were discovered by Yoichiro Nambu in particle physics within the context of the BCS superconductivity mechanism, and subsequently elucidated by Jeffrey Goldstone, and systematically generalized in the context of quantum field theory. In condensed matter physics such bosons are quasiparticles and are known as Anderson–Bogoliubov modes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Goldstone_boson ) Boson Higgs bosons de Higgs Higgs boson boson de Higgs Le boson de Higgs, connu aussi sous d'autres noms comme boson BEH, est une particule élémentaire dont l'existence, postulée indépendamment en 1964 par François Englert et Robert Brout, par Peter Higgs et par Gerald Guralnik, Carl Richard Hagen et Thomas Kibble, permet d'expliquer la brisure de l'interaction unifiée électrofaible (EWSB, pour l'anglais electroweak symmetry breaking) en deux interactions par l'intermédiaire du mécanisme de Brout-Englert-Higgs-Hagen-Guralnik-Kibble et d'expliquer ainsi pourquoi certaines particules ont une masse et d'autres n'en ont pas. Son existence a été confirmée de manière expérimentale en 2012 grâce à l'utilisation du LHC et a conduit à l'attribution du prix Nobel de physique à François Englert et Peter Higgs en 2013. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Boson_de_Higgs ) The Higgs boson is the final, long-anticipated member of the so-called Standard Model of particle physics – the pre-eminent theory describing how particles and forces interact. The Higgs boson is hypothesized as giving all other particles mass through what is called the Higgs field. The search for the Higgs boson, which became like a Holy Grail quest among particle physicists, is nearing a conclusion. In July 2012, scientists announced results obtained using both the ATLAS and CMS experiments at the Large Hadron Collider which confirmed the existence of a new particle with a mass of about 125 GeV (roughly equal to the mass of two copper atoms). This particle was subsequently recognised to be Higgs boson. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Higgs_boson.html ) Boson intermédiaire Boson intermédiaires Intermediate boson bosons intermédiaires intermediate bosons boson intermédiaire intermediate boson Boson vectoriel Boson vectoriels Vector boson bosons vectoriels vector bosons boson vectoriel vector boson En physique des particules, un boson vecteur est un boson de spin égal à 1. Les bosons vecteurs considérés comme particules élémentaires dans le modèle standard sont les bosons de jauge, porteurs de force des interactions fondamentales : le photon de l'électromagnétisme, les bosons W et Z de l'interaction faible et les gluons de l'interaction forte. Certaines particules composites sont des bosons vecteurs, par exemple n'importe quel méson vecteur (quark et antiquark). Au cours des années 1970 et 1980, les bosons vecteurs intermédiaires (des bosons vecteurs de masse "intermédiaire", c'est-à-dire de masse entre les deux masses des mésons vecteurs) ont fait l'objet de beaucoup d'attention en physique des particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Boson_vecteur ) In particle physics, a vector boson is a boson whose spin equals one. The vector bosons that are regarded as elementary particles in the Standard Model are the gauge bosons, the force carriers of fundamental interactions: the photon of electromagnetism, the W and Z bosons of the weak interaction, and the gluons of the strong interaction. Some composite particles are vector bosons, for instance any vector meson (quark and antiquark). During the 1970s and 1980s, intermediate vector bosons (the W and Z bosons, which mediate the weak interaction) drew much attention in particle physics (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vector_boson ) Boson vectoriel intermédiaire Boson vectoriels intermédiaires Intermediate vector boson bosons vectoriels intermédiaires intermediate vector bosons boson vectoriel intermédiaire intermediate vector boson Boson W bosons W W boson boson W Boson W moins bosons W moins W minus boson boson W moins Boson W plus bosons W plus W plus boson boson W plus Boson Z bosons Z Z boson boson Z Boson Z neutre Boson Z neutres bosons Z neutres Z neutral boson boson Z neutre Boucle coronale Boucle coronales Coronal loop boucles coronales coronal loops boucle coronale coronal loop Les boucles coronales forment la structure fondamentale de la couronne inférieure et de la région de transition du Soleil. Ces boucles fortement structurées sont une conséquence directe de la torsion du champ magnétique solaire par la dynamo solaire. Le nombre de boucles coronales est lié directement au cycle solaire, on constate souvent que les boucles coronales sont associées à des taches solaires par leurs extrémités. Le champ magnétique remonte à travers la photosphère, ce qui expose un plasma relativement plus froid aux pieds de ces boucles. Ce plasma est plus froid à cause du champ magnétique orienté radialement, qui arrête le processus de convection dans ces zones. La chaleur ne peut alors plus remonter en surface par convection, et le contraste entre la photosphère et ce plasma plus froid donne l'impression de "taches sombres" ou "taches solaires". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Boucle_coronale ) An arc-like structure in the Sun's corona that is found around sunspots and in active regions. These structures are associated with the closed magnetic field lines that connect magnetic regions on the solar surface. The loops are sometimes as high as 10,000 km with their two ends situated in photosphere regions of opposite magnetic polarity. This implies that the coronal loops are tubes of magnetic flux filled with hot plasma. They last for days or weeks but most change quite rapidly. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coronal+loop&formSubmit=Search&showAll=1 ) Dentelles du Cygne Boucle Cygne Dentelles des Cygne boucles des Cygne Cygnus loop boucle du Cygne Les Dentelles du Cygne forment un rémanent de supernova dont l'explosion remonterait à une dizaine de milliers d'années. Elles se situent dans la constellation du Cygne. Le nom normalisé de ce rémanent est SNR G074.0-08.6, qui est quelquefois également appelé boucle du Cygne, terme issu de la traduction littérale de son nom anglais (Cygnus Loop). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dentelles_du_Cygne ) A large supernova remnant in the constellation Cygnus, some 80 light-years across, lying about 2,500 light-years away. The loop is expanding at over 100 km/s and is thought to be about 30 000 years old. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cygnus+loop&formSubmit=Search&showAll=1 ) Bouteille Klein bouteilles de Klein Klein bottle bouteille de Klein En mathématiques, la bouteille de Klein est une surface fermée, sans bord et non orientable, c'est-à-dire une surface pour laquelle il n'est pas possible de définir un "intérieur" et un "extérieur". La bouteille de Klein a été décrite pour la première fois en 1882 par le mathématicien allemand Felix Klein. Son nom provient possiblement d’une confusion ou d’un jeu de mots entre les termes Klein Fläche ("surface de Klein") et Klein Flasche ("bouteille de Klein"). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bouteille_de_Klein ) In topology, a branch of mathematics, the Klein bottle is an example of a non-orientable surface; it is a two-dimensional manifold against which a system for determining a normal vector cannot be consistently defined. Informally, it is a one-sided surface which, if traveled upon, could be followed back to the point of origin while flipping the traveler upside down. Other related non-orientable objects include the Möbius strip and the real projective plane. While a Möbius strip is a surface with boundary, a Klein bottle has no boundary. For comparison, a sphere is an orientable surface with no boundary. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Klein_bottle ) AGB star Asymptotic giant branch Branche géante asymptotique Branche géantes asymptotiques asymptotic giant branchs branches asymptotiques des géantes asymptotic giant branch branche asymptotique des géantes La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0.6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Branche_asymptotique_des_g%C3%A9antes ) The asymptotic giant branch (AGB) is a region of the Hertzsprung-Russell diagram that lies above and roughly parallel (hence the name "asymptotic") with the red giant region. It is occupied by evolved stars of low to intermediate mass (0.8 to 8 solar masses) that have a tiny, dormant core of carbon and oxygen surrounded by a helium and hydrogen burning shell, and then an enormous convective envelope. Somewhat confusingly, although AGB stars do not lie on the red giant branch, they are often referred to as being red giants because they are large and red in color. The Sun will eventually become an AGB star. An example of a star currently on the asymptotic giant branch is R Sculptoris. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/AGB.html ) branche des étoile géantes rouges branches des géantes rouges branches des étoiles géantes rouges red giant branch red giant branchs red-giant branchs branche des géantes rouges red-giant branch La branche des (étoiles) géantes rouges (en anglais : red-giant branch ou RGB), appelée parfois la première branche des géantes, est la partie de la branche des géantes avant que la combustion de l'hélium ne démarre, lors de l'évolution stellaire. C'est un stade qui suit la séquence principale pour les étoiles de masse faible ou intermédiaire. Les étoiles de la branche des géantes rouges ont un cœur inerte d'hélium entouré d'une coquille d'hydrogène brûlant selon le cycle CNO. Ce sont des étoiles de types K et M beaucoup plus grosses et beaucoup plus lumineuses que les étoiles de la séquence principale ayant la même température. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Branche_des_g%C3%A9antes_rouges ) The evolutionary path of a star that has exhausted its available hydrogen content in the core, between the main-sequence turnoff and the helium flash. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=red+giant+branch&formSubmit=Search&showAll=1 ) Bras spiral Bras spiraux Spiral arm bras spiraux spiral arms bras spiral spiral arm Les bras spiraux sont des régions de formation d'étoiles qui s'étendent depuis le centre de la spirale et de la barre des galaxies spirales. Ces longues et minces régions ressemblent à une spirale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bras_spiral ) Spiral arms are regions of stars that extend from the center of barred and unbarred spiral galaxies. These long, thin regions resemble a spiral and thus give spiral galaxies their name. Naturally, different classifications of spiral galaxies have distinct arm-structures. Sc and SBc galaxies, for instance, have very "loose" arms, whereas Sa and SBa galaxies have tightly wrapped arms (with reference to the Hubble sequence). Either way, spiral arms contain many young, blue stars (due to the high mass density and the high rate of star formation), which make the arms so bright. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spiral_galaxy#Spiral_arms ) brightnesses brillances brightness brillance Général : l'état ou la qualité d'être brillant. Astronomie : la quantité de lumière ou d'autres rayonnements reçus d'un objet céleste. Cela dépend de la luminosité intrinsèque de l'objet, de sa distance et de la quantité d'extinction interstellaire (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brightness&formSubmit=Search&showAll=1 ) General : The state or quality of being bright. Astronomy : The amount of light or other radiation received from a celestial object. It depends on the intrinsic brightness of the object, its distance and the amount of interstellar extinction (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brightness&formSubmit=Search&showAll=1 ) Brillance surface Brillance surfaces Surface brightness brillances de surfaces surface brightnesses brillance de surface surface brightness En astronomie, la brillance de surface d'un corps céleste étendu comme une galaxie désigne la densité de flux reçue par unité d'angle solide. Elle est souvent mesurée en magnitude par seconde d'arc au carré (mag/as². Certains auteurs donnent aussi cette mesure en employant la minute d'arc. Les unités de la brillance de surface sont alors (mag/am². (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Brillance_de_surface ) The brightness of an extended object, such as a planet, nebula, galaxy, or the sky background, expressed as magnitudes per unit area (usually square arc second). Surface brightness is calculated by dividing the object's magnitude by its size (isophotal radius). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=surface+brightness&formSubmit=Search&showAll=1 ) HBr Bromure d'hydrogène Bromure d'hydrogènes Hydrogen bromide bromures d'hydrogènes hydrogen bromides bromure d'hydrogène hydrogen bromide Le bromure d’hydrogène, de symbole chimique HBr, est un gaz incolore toxique et hautement corrosif, qui forme des fumées blanches au contact de l’humidité. Ces fumées sont constituées d’acide bromhydrique, qui se forme lorsque le bromure d’hydrogène est dissous dans l’eau. Le bromure d’hydrogène est un produit chimique assez utilisé en chimie, dans l’industrie ou dans les laboratoires. Le nom HBr se réfère parfois de manière impropre à l’acide bromhydrique au lieu du bromure d’hydrogène gazeux. Les chimistes parlent également d'acide bromhydrique gazeux ou anhydre pour se référer au bromure d'hydrogène. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bromure_d%27hydrog%C3%A8ne ) Hydrogen bromide is the inorganic compound with the formula HBr. It is a hydrogen halide consisting of hydrogen and bromine. A colorless gas, it dissolves in water, forming hydrobromic acid, which is saturated at 68.85% HBr by weight at room temperature. Aqueous solutions that are 47.6% HBr by mass form a constant-boiling azeotrope mixture that boils at 124.3 °C. Boiling less concentrated solutions releases H₂O until the constant-boiling mixture composition is reached. Hydrogen bromide, and its aqueous solution, are commonly used reagents in the preparation of bromide compounds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_bromide ) Brume Haze brumes hazes brume sèche haze La brume sèche est une réduction de la visibilité par des particules hygroscopiques microscopiques suspendues dans l'air et qui donnent une visibilité réduite dans de l'air non saturé de vapeur d'eau. Elle se distingue du brouillard par sa teinte bleuâtre ou jaunâtre. Elle se différencie de la brume de poussière en ce qu'elle ne laisse pas de dépôt visible au sol (la brume de poussière est définie comme étant "de la poussière en suspension dans l’air d’une manière généralisée, non soulevées par le vent au point d’observation ou à ses alentours au moment de l’observation" (avec présence d’un dépôt de poussière au sol)). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Brume_s%C3%A8che ) A phenomenon where fine particles of dust and/or smoke suspended in the atmosphere near Earth reduce the visibility by scattering light. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=haze&formSubmit=Search&showAll=1 ) Bulbe galactique Bulbe galactiques Galactic bulge bulbes galactiques galactic bulges bulbe galactique galactic bulge En astronomie, le bulbe galactique est la partie centrale des galaxies spirales, située dans le disque et entourant le noyau galactique. Il s'agit d'une zone lumineuse et relativement dense composée généralement de vieilles étoiles riches en métaux, mais parfois de jeunes étoiles en formation. Les toutes premières étoiles, formées hors du disque, sont celles retrouvées aujourd'hui dans le halo et dans le bulbe. Par la grande quantité d'étoiles qu'il contient, le bulbe galactique est une région à sursauts de formation d'étoiles qui s'enrichit très rapidement en éléments chimiques. Il contient également en son cœur un trou noir supermassif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Bulbe_galactique ) In astronomy, a galactic bulge (or simply bulge) is a tightly packed group of stars within a larger star formation. The term almost exclusively refers to the central group of stars found in most spiral galaxies. Bulges were historically thought to be elliptical galaxies that happened to have a disk of stars around them, but high-resolution images using the Hubble Space Telescope have revealed that many bulges lie at the heart of a spiral galaxy. It is now thought that there are at least two types of bulges: bulges that are like ellipticals and bulges that are like spiral galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_bulge ) differential calculi Calcul différentiel Calcul différentiels Differential calculus calculs différentiels differential calculis differential calculuses calcul différentiel differential calculus En mathématiques, le calcul différentiel est un sous-domaine de l'analyse qui étudie les variations locales de différentes quantités. C'est l'un des deux domaines traditionnels de l'analyse, l'autre étant le calcul intégral - l'étude de l'aire sous une courbe. Les principaux objets d'étude en calcul différentiel sont la dérivée d'une fonction et des notions connexes telles que la différentielle et leurs applications. La dérivée d'une fonction en un point décrit le taux de variation de la fonction près de ce point. Le processus de recherche d'une dérivée s'appelle la dérivation. Géométriquement, la dérivée en un point d'une fonction à valeur réelle est la pente de la ligne tangente au graphique de la fonction en ce point. Plus généralement, la différentielle d'une fonction en un point détermine la meilleure approximation linéaire de la fonction autour de ce point. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calcul_diff%C3%A9rentiel ) A branch of calculus which is concerned with the instantaneous rate of change of quantities with respect to other quantities, or more precisely, the local behavior of functions. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=differential+calculus&formSubmit=Search&showAll=1 ) analyse erreur Calcul erreur Calcul erreurs Error analysis analyses erreurs calculs d'erreurs error analyses calcul d'erreur error analysis En mathématiques, l'analyse des erreurs est l'étude de la nature et de la quantité des erreurs, ou des incertitudes, qui peuvent être présentes dans la solution à un problème. Cette question est particulièrement importante dans les domaines appliqués tels que l'analyse numérique et les statistiques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Error_analysis_(mathematics) ) In mathematics, error analysis is the study of kind and quantity of error, or uncertainty, that may be present in the solution to a problem. This issue is particularly prominent in applied areas such as numerical analysis and statistics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Error_analysis_(mathematics) ) HF calculation Hartree approximation Hartree-Fock approximation Hartree-Fock method calcul HF méthode de Hartree-Fock Calcul Hartree Fock Hartree Fock calculation calcul de Hartree Fock calculs HF calculs de Hartree Fock calculs de Hartree-Fock méthode de Hartree Fock méthodes de Hartree Fock méthodes de Hartree-Fock Hartree-Fock calculation calcul de Hartree-Fock En physique et chimie numérique, la méthode de Hartree–Fock est une méthode de résolution approchée de l'équation de Schrödinger d'un système quantique à plusieurs corps utilisant le principe variationnel pour approximer la fonction d'onde et l'énergie du niveau fondamental stationnaire. La méthode suppose habituellement que la fonction d'onde du système à plusieurs corps peut être approximativement écrite sous la forme d'un déterminant de Slater lorsque les particules sont des fermions, ou bien par un permanent pour le cas de bosons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_de_Hartree%E2%80%93Fock ) In computational physics and chemistry, the Hartree–Fock (HF) method is a method of approximation for the determination of the wave function and the energy of a quantum many-body system in a stationary state. The Hartree–Fock method often assumes that the exact N-body wave function of the system can be approximated by a single Slater determinant (in the case where the particles are fermions) or by a single permanent (in the case of bosons) of N spin-orbitals. By invoking the variational method, one can derive a set of N-coupled equations for the N spin orbitals. A solution of these equations yields the Hartree–Fock wave function and energy of the system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hartree%E2%80%93Fock_method ) Calcul Regge calculs de Regge Regge calculus calcul de Regge En relativité générale, le calcul de Regge est un formalisme permettant de créer des variétés simples d'espaces-temps résultants de l'équation d'Einstein. Ce formalisme a été fondé par le théoricien Tullio Regge au début des années 1960. Le calcul de Regge, et ses développements subséquents, sont appliqués dans des domaines tels celui de la gravité quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calcul_de_Regge ) In general relativity, Regge calculus is a formalism for producing simplicial approximations of spacetimes that are solutions to the Einstein field equation. The calculus was introduced by the Italian theoretician Tullio Regge in 1961. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Regge_calculus ) Calcul tensoriel Calcul tensoriels Tensor calculus calculs tensoriels tensor calculuses calcul tensoriel tensor calculus En physique théorique, des équations différentielles, posées en termes de champs tensoriels, sont une manière très générale pour exprimer les relations à la fois géométriques par nature et liées au calcul différentiel. Pour formuler de telles équations, il faut connaître la dérivée covariante. Cela permet d'exprimer la variation d'un champ tensoriel le long d'un champ vectoriel. La notion d'origine du calcul différentiel absolu, plus tard renommé calcul tensoriel, amena à l'isolation du concept géométrique de connexion. Développé par Gregorio Ricci-Curbastro et son étudiant Tullio Levi-Civita, il a servi au développement mathématique de la relativité générale d'Albert Einstein. Comparativement au calcul vectoriel, il permet de s'affranchir du système de coordonnées au prix d'une complexification des calculs. Le calcul tensoriel trouve des applications dans la déformation élastique, la mécanique des milieux continus, l'électromagnétisme, l'apprentissage profond et la relativité générale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calcul_tensoriel ) In mathematics, tensor calculus, tensor analysis, or Ricci calculus is an extension of vector calculus to tensor fields (tensors that may vary over a manifold, e.g. in spacetime). Developed by Gregorio Ricci-Curbastro and his student Tullio Levi-Civita, it was used by Albert Einstein to develop his general theory of relativity. Unlike the infinitesimal calculus, tensor calculus allows presentation of physics equations in a form that is independent of the choice of coordinates on the manifold. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tensor_calculus ) calcul des variations calculus of variations méthode variationnelle technique variationnelle variational calculation variational method variational technique Calcul variationnel Calcul variationnels Variational calculus calculs des variations calculs variationnels calculus of variationses méthodes variationnelles techniques variationnelles variational calculations variational calculuses variational methods variational techniques calcul variationnel variational calculus Le calcul des variations (ou calcul variationnel) est, en mathématiques et plus précisément en analyse fonctionnelle, un ensemble de méthodes permettant de minimiser une fonctionnelle. Celle-ci, qui est à valeurs réelles, dépend d'une fonction qui est l'inconnue du problème. Il s'agit donc d'un problème de minimisation dans un espace fonctionnel de dimension infinie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calcul_des_variations ) The calculus of variations (or Variational Calculus) is a field of mathematical analysis that uses variations, which are small changes in functions and functionals, to find maxima and minima of functionals: mappings from a set of functions to the real numbers. Functionals are often expressed as definite integrals involving functions and their derivatives. Functions that maximize or minimize functionals may be found using the Euler–Lagrange equation of the calculus of variations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Calculus_of_variations ) calculs vectoriels vector calculuses calcul vectoriel vector calculus L'analyse vectorielle est une branche des mathématiques qui étudie les champs de scalaires et de vecteurs suffisamment réguliers des espaces euclidiens, c'est-à-dire les applications différentiables d'un ouvert d'un espace euclidien E à valeurs respectivement dans R et dans E. Du point de vue du mathématicien, l'analyse vectorielle est donc une branche de la géométrie différentielle. Cette dernière inclut l'analyse tensorielle qui apporte des outils plus puissants et une analyse plus concise entre autres des champs de vecteurs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_vectorielle ) Vector calculus, or vector analysis, is concerned with differentiation and integration of vector fields, primarily in 3-dimensional Euclidean space R³. The term "vector calculus" is sometimes used as a synonym for the broader subject of multivariable calculus, which spans vector calculus as well as partial differentiation and multiple integration. Vector calculus plays an important role in differential geometry and in the study of partial differential equations. It is used extensively in physics and engineering, especially in the description of electromagnetic fields, gravitational fields, and fluid flow. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vector_calculus ) Jupiter IV Jupiter IV Callisto Callisto Callisto, ou Jupiter IV, est un satellite naturel de la planète Jupiter, découvert en 1610 par Galilée. Callisto est la troisième plus grande lune dans le Système solaire et la deuxième du système jovien, après Ganymède. C'est également la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter et la seule à ne pas être en résonance orbitale. Callisto se serait formée par accrétion du disque de gaz qui entourait Jupiter après sa formation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Callisto_(lune) ) Callisto is the second largest moon of Jupiter and the third largest in the solar system, after Ganymede and Titan. Orbiting beyond Jupiter's main radiation belts, Callisto is the outermost of the Galilean satellites. It also has the lowest density of the Galilean satellites and probably a very different internal structure. The interiors of the other three big Jovian moons are thought to be completely differentiated, with clear boundaries between core, mantle, and crust. This is probably due to gravitational squeezing by Jupiter which helped keep the interior of the inner Galileans molten long enough for heavier materials to settle fully at the greater depths. Being further out, Callisto seems to have arrested early in its development so that its internal rock is not fully segregated. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Callisto.html ) Calorimetry Calorimétrie calorimetries calorimétries calorimetry calorimétrie La calorimétrie est la partie de la thermodynamique qui a pour objet le calcul et la mesure des chaleurs. Pour que la chaleur soit accessible par le calcul, il est nécessaire de l'identifier à la variation d'une fonction d'état, ce qui n'est pas possible dans un cas général. On choisit des conditions particulières dans lesquelles cette identification est possible : par exemple à pression constante, et dans ce cas les chaleurs mises en jeu au sein du calorimètre sont égales à la variation de l'enthalpie ΔH = Q_P, ou à volume constant dans une bombe calorimétrique, et dans ce cas les chaleurs mises en jeu sont égales à la variation de l'énergie interne ΔU = Q_V. Pour les mesures, on utilise un calorimètre, utilisées dans les conditions du calcul. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calorim%C3%A9trie ) In chemistry and thermodynamics, calorimetry (from Latin calor 'heat', and Greek μέτρον (metron) 'measure') is the science or act of measuring changes in state variables of a body for the purpose of deriving the heat transfer associated with changes of its state due, for example, to chemical reactions, physical changes, or phase transitions under specified constraints. Calorimetry is performed with a calorimeter. Scottish physician and scientist Joseph Black, who was the first to recognize the distinction between heat and temperature, is said to be the founder of the science of calorimetry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Calorimetry ) Calotte polaire Calotte polaires Polar cap calottes polaires polar caps calotte polaire polar cap Une calotte glaciaire ou une calotte polaire est une région à haute latitude d'une planète, d'une planète naine ou d'un satellite naturel recouvert de glace. Il n'y a aucune exigence en ce qui concerne la taille ou la composition pour qu'une couverture de glace soit appelée une calotte glaciaire, ni aucune exigence géologique pour qu'elle soit sur une terre, mais seulement qu'elle doit être un corps de matière en phase solide dans la région polaire. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Polar_ice_cap ) A polar ice cap or polar cap is a high-latitude region of a planet, dwarf planet, or natural satellite that is covered in ice. There are no requirements with respect to size or composition for a body of ice to be termed a polar ice cap, nor any geological requirement for it to be over land, but only that it must be a body of solid phase matter in the polar region. This causes the term "polar ice cap" to be something of a misnomer, as the term ice cap itself is applied more narrowly to bodies that are over land, and cover less than 50,000 km²: larger bodies are referred to as ice sheets. The composition of the ice will vary. For example, Earth's polar caps are mainly water ice, whereas Mars's polar ice caps are a mixture of solid carbon dioxide and water ice. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polar_ice_cap ) Saturn XIV Saturne XIV Calypso Calypso Calypso (S XIV Calypso) est un des plus petits satellites de Saturne. Elle n'a été découverte qu'en 1980 par des observations terrestres (désignation temporaire S/1980 S 25) et l'on ne dispose que de très peu d'informations la concernant. Calypso partage son orbite avec Téthys, et se trouve au point de Lagrange L₅ suivant Téthys. Télesto se trouve, elle, au point de Lagrange L₄ précédant Téthys. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calypso_(lune) ) Calypso is a small moon of Saturn discovered in 1980 from ground-based observations. Calypso and Telesto are referred to as the Tethys trojans because they move in the same orbit as Tethys. Calypso trails the large moon by about 60° while Telesto leads it by the same angular separation. Also known as Saturn XIV, Calypso was temporarily designated 1980 S25 before receiving its official permanent name, after Calypso of Greek mythology, in 1983. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Calypso.html ) Caméra CCD caméras CCD CCD camera caméra CCD all sky imager all-sky camera all-sky imager whole sky camera whole-sky camera All sky camera Caméra plein ciel Caméra pleins ciels all sky cameras all sky imagers all-sky cameras all-sky imagers caméra plein ciel caméras plein ciels caméras plein-ciels whole sky cameras whole-sky cameras all sky camera caméra plein-ciel Une caméra grand angle du ciel est un appareil photographique spécialement conçu pour la météorologie. Il peut utiliser un objectif fisheye extrêmement grand pointé vers le zénith pour obtenir une vue hémisphérique du ciel ou un miroir concave pointé vers le ciel avec un appareil photographique à son foyer. Ce type de caméra peut être également utilisé pour l'étude de la canopée et le calcul de la radiation solaire arrivant au sol pour la micrométéorologie urbaine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cam%C3%A9ra_grand_angle_du_ciel ) A whole sky camera is a specialized camera used in meteorology and astronomy for capturing a photograph of the entire sky. Another application is that of hemispherical photography to study plant canopy geometry and to calculate near-ground solar radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Whole_sky_camera ) Cannibalisme galactique Cannibalisme galactiques Galactic cannibalism cannibalismes galactiques galactic cannibalisms cannibalisme galactique galactic cannibalism L'interaction galactique la plus violente est la fusion galactique. Celle-ci se produit lorsque le moment angulaire relatif des deux galaxies avançant l'une sur l'autre n'est pas suffisamment élevé pour permettre la libération d'une des galaxies de l'emprise de l'autre. À vrai dire, les paramètres exacts provoquant une fusion sont très nombreux (angle de collision, vitesse, masse/taille/composition relatives, pour ne citer qu'eux) et constituent un domaine actif de la recherche. Dans le cas où une des deux galaxies est beaucoup plus petite que l'autre, la fusion s'apparente à du "cannibalisme galactique". La galaxie la plus grande demeure relativement inchangée alors que la plus petite est littéralement disloquée à l'intérieur de l'autre. Il n'est pas rare qu'une telle interaction se produise entre une galaxie massive et ses satellites. Par exemple, la Voie lactée est actuellement en train d'absorber deux de ses satellites, à savoir les galaxies du Sagittaire et du Grand Chien. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxies_en_interaction#Cannibalisme_galactique ) Galactic cannibalism is a common phenomenon that occurs in the universe, which refers to the process in which a large galaxy, through tidal gravitational interactions with a companion, merges with that companion; that results in a larger, often irregular galaxy. The most common result of the gravitational merger between two or more galaxies is an irregular galaxy, but elliptical galaxies may also result. It has been suggested that galactic cannibalism is currently occurring between the Milky Way and the Large and Small Magellanic Clouds. Streams of gravitationally-attracted hydrogen arcing from these dwarf galaxies to the Milky Way is taken as evidence for the theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interacting_galaxy#Galactic_cannibalism ) capacité thermique chaleur massique chaleur spécifique specific heat thermal capacity Capacité calorifique Capacité calorifiques Heat capacity capacités calorifiques capacités thermiques chaleurs massiques chaleurs spécifiques heat capacities specific heats thermal capacities capacité calorifique heat capacity La capacité thermique (anciennement capacité calorifique) d'un corps est une grandeur qui mesure la chaleur qu'il faut lui transférer pour augmenter sa température d'un kelvin. Inversement, elle permet de quantifier la possibilité qu'a ce corps d'absorber ou de restituer de la chaleur au cours d'une transformation pendant laquelle sa température varie. Elle s'exprime en joules par kelvin (J K⁻¹). C'est une grandeur extensive : plus la quantité de matière est importante, plus la capacité thermique est grande. Il peut donc être défini une capacité thermique molaire (exprimée en joules par mole kelvin, J K⁻¹ mol⁻¹) et une capacité thermique massique ou spécifique (exprimée en joules par kilogramme kelvin, J K⁻¹ kg⁻¹, anciennement appelée chaleur spécifique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Capacit%C3%A9_thermique ) Heat capacity or thermal capacity is a physical property of matter, defined as the amount of heat to be supplied to an object to produce a unit change in its temperature. The SI unit of heat capacity is joule per kelvin (J/K). Heat capacity is an extensive property. The corresponding intensive property is the specific heat capacity, found by dividing the heat capacity of an object by its mass. Dividing the heat capacity by the amount of substance in moles yields its molar heat capacity. The volumetric heat capacity measures the heat capacity per volume. In architecture and civil engineering, the heat capacity of a building is often referred to as its thermal mass. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Heat_capacity ) détecteur d'image CCD imageur CCD Capteur image CCD Capteur images CCD capteurs d'images CCD détecteurs d'images CCD imageurs CCD CCD image sensor capteur d'image CCD attachement d'électrons attachement électronique Capture électron Capture électrons Electron capture attachements d'électrons attachements électroniques captures d'électrons electron captures capture d'électrons electron capture La capture électronique (plus précisément capture électronique orbitale), ou désintégration ε, ou parfois désintégration bêta inverse, est un processus de physique nucléaire au cours duquel un noyau atomique déficient en neutrons absorbe un électron situé sur une couche électronique de l’atome. Variante de la désintégration β⁺, sa description théorique est formulée par la théorie publiée par Enrico Fermi en 1933. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Capture_%C3%A9lectronique ) Electron capture (K-electron capture, also K-capture, or L-electron capture, L-capture) is a process in which the proton-rich nucleus of an electrically neutral atom absorbs an inner atomic electron, usually from the K or L electron shells. This process thereby changes a nuclear proton to a neutron and simultaneously causes the emission of an electron neutrino. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_capture ) Capture électron continuum Capture électrons continuums Continuum electron capture captures d'électrons des continuums continuum electron captures capture d'électrons du continuum continuum electron capture Capture électron dissociative Capture électrons dissociatives Dissociative electron capture captures d'électrons dissociatives dissociative electron captures capture d'électrons dissociative dissociative electron capture Capture électron multiple Capture électrons multiples Multiple electron capture captures d'électrons multiples multiple electron captures capture d'électrons multiple multiple electron capture Capture électron nucléaire Capture électrons nucléaires Nuclear electron capture captures d'électrons nucléaires nuclear electron captures capture d'électrons nucléaire nuclear electron capture Capture hypéron Capture hypérons Hyperon capture captures d'hypérons hyperon captures capture d'hypérons hyperon capture Capture méson Capture mésons Meson capture captures de mésons meson captures capture de mésons meson capture Capture muon Capture muons Muon capture captures de muons muon captures capture de muons muon capture Capture neutron Capture neutrons Neutron capture captures de neutrons neutron captures capture de neutrons neutron capture positron capture Capture positon Capture positons Positron attachment captures de positons positron attachments positron captures capture de positons positron attachment Capture radiative neutron Capture radiatives neutrons Neutron radiative capture captures radiatives de neutrons neutron radiative captures capture radiative de neutrons neutron radiative capture Capture radiative proton Capture radiatives protons Proton radiative capture captures radiatives de protons proton radiative captures capture radiative de protons proton radiative capture Capture résonnante Capture résonnantes Resonant capture captures résonnantes resonant captures capture résonnante resonant capture Jupiter XI Jupiter XI Carme Carmé Carmé est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Carm%C3%A9_(lune) ) Carme is the second largest of the outer irregular satellites of Jupiter; it is also known as Jupiter XI. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Carme.html ) 2022-09-28 carte de champ finding map Carte identification Carte identifications Finding chart cartes d'identifications cartes de champs finding charts finding maps carte d'identification finding chart Une carte ou une image utilisée pour reconnaître les objets dans le champ de vision d'un télescope (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=finding+chart&formSubmit=Search&showAll=1 ) A sketch or image used to recognize objects in the field of view of a telescope. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=finding+chart&formSubmit=Search&showAll=1 ) MERLIN image MERLIN map VLA image VLA map VLBI image VLBI map Very Large Array map radio image Carte radio Carte radios Radio map cartes radios radio images radio maps carte radio radio map astronomical catalogue Astronomical catalog Catalogue astronomique Catalogue astronomiques astronomical catalogs astronomical catalogues catalogues astronomiques astronomical catalog catalogue astronomique Un catalogue astronomique est une base de données scientifique tabulée qui regroupe des données diverses concernant un ou plusieurs types d'objets astronomiques, en grande majorité situés au-delà du Système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Catalogue_astronomique ) An astronomical catalog or catalogue is a list or tabulation of astronomical objects, typically grouped together because they share a common type, morphology, origin, means of detection, or method of discovery. The oldest and largest are star catalogues. Hundreds have been published, including general ones and special ones for such items as infrared stars, variable stars, giant stars, multiple star systems, star clusters, and so forth. General catalogs for deep space objects or for objects other than stars are also large. Again, there are specialized ones for nebulas, galaxies, X-ray sources, radio sources, quasars and other classes. The same is true for asteroids, comets and other solar system bodies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_catalog ) cavité laser optical resonator resonating cavity résonateur optique cavités lasers cavités optiques optical cavities optical resonators resonating cavities résonateurs optiques cavité optique optical cavity Une cavité optique ou résonateur optique est un dispositif dans lequel certains rayons lumineux sont susceptibles de rester confinés grâce à des miroirs sur lesquels ils se réfléchissent. Ces cavités sont indispensables aux lasers (sauf à l'azote) pour que leur lumière passe plusieurs fois dans leur milieu amplificateur. Elles sont parfois présentes dans des interféromètres et des oscillateurs paramétriques optiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cavit%C3%A9_optique ) An optical cavity, resonating cavity or optical resonator is an arrangement of mirrors or other optical elements that forms a cavity resonator for light waves. Optical cavities are a major component of lasers, surrounding the gain medium and providing feedback of the laser light. They are also used in optical parametric oscillators and some interferometers. Light confined in the cavity reflects multiple times, producing modes with certain resonance frequencies. Modes can be decomposed into longitudinal modes that differ only in frequency and transverse modes that have different intensity patterns across the cross-section of the beam. Many types of optical cavity produce standing wave modes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Optical_cavity ) 2022-10-06 ceinture des astéroïdes Asteroid belt Ceinture astérosïdales Ceinture astéroïdale asteroid belts ceintures astérosïdales ceintures des astérosïdes asteroid belt ceinture astéroïdale La ceinture principale d'astéroïdes (parfois simplement ceinture d'astéroïdes ou ceinture principale) est une région du Système solaire située entre les orbites de Mars et de Jupiter. Elle contient un grand nombre d'astéroïdes (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ceinture_d%27ast%C3%A9ro%C3%AFdes ) The region of the solar system located between Mars and Jupiter where over a million objects bigger than 1 km across orbit the Sun. Another region populated by minor bodies lies beyond the orbit of Neptune, the Kuiper belt. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=asteroid+belt&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 mouvement stellaire star kinematics star motion stellar motion Cinématique stellaire Cinématique stellaires Stellar kinematics cinématiques stellaires mouvements stellaires star motions stellar motions cinématique stellaire stellar kinematics La cinématique stellaire est l'étude du mouvement des étoiles. Puisqu'elle ne cherche pas à comprendre les origines et causes du mouvement, la cinématique stellaire diffère de la dynamique stellaire, qui tient compte notamment des effets gravitationnels. La cinématique stellaire peut fournir des informations sur l'origine et l'âge des étoiles ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie environnante. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cin%C3%A9matique_stellaire ) In astronomy, stellar kinematics is the observational study or measurement of the kinematics or motions of stars through space. Stellar kinematics encompasses the measurement of stellar velocities in the Milky Way and its satellites as well as the internal kinematics of more distant galaxies. Measurement of the kinematics of stars in different subcomponents of the Milky Way including the thin disk, the thick disk, the bulge, and the stellar halo provides important information about the formation and evolutionary history of our Galaxy. Kinematic measurements can also identify exotic phenomena such as hypervelocity stars escaping from the Milky Way, which are interpreted as the result of gravitational encounters of binary stars with the supermassive black hole at the Galactic Center. Stellar kinematics is related to but distinct from the subject of stellar dynamics, which involves the theoretical study or modeling of the motions of stars under the influence of gravity. Stellar-dynamical models of systems such as galaxies or star clusters are often compared with or tested against stellar-kinematic data to study their evolutionary history and mass distributions, and to detect the presence of dark matter or supermassive black holes through their gravitational influence on stellar orbits. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_kinematics ) Ceinture externe rayonnement Ceinture externes rayonnements Outer radiation belt ceintures externes de rayonnements outer radiation belts ceinture externe de rayonnement outer radiation belt La ceinture externe se compose principalement d'électrons à haute énergie (0.1 à 10 MeV) piégés par la magnétosphère terrestre. Elle est plus variable que la ceinture interne, car plus facilement influencé par l'activité solaire. Sa forme est presque toroïdale, commençant à une altitude de 3 rayons terrestres et s'étendant jusqu'à 10 rayons terrestres —13 000 à 60 000 kilomètres (8 100 à 37 300 mi) au-dessus de la surface de la Terre. Sa plus grande intensité se situe généralement à environ 4 à 5 Rₑ. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Van_Allen_radiation_belt#Outer_belt ) The outer belt consists mainly of high-energy (0.1–10 MeV) electrons trapped by the Earth's magnetosphere. It is more variable than the inner belt, as it is more easily influenced by solar activity. It is almost toroidal in shape, beginning at an altitude of 3 Earth radii and extending to 10 Earth radii (RE)—13,000 to 60,000 kilometres (8,100 to 37,300 mi) above the Earth's surface. Its greatest intensity is usually around 4 to 5 Rₑ. The outer electron radiation belt is mostly produced by inward radial diffusion and local acceleration due to transfer of energy from whistler-mode plasma waves to radiation belt electrons. Radiation belt electrons are also constantly removed by collisions with Earth's atmosphere, losses to the magnetopause, and their outward radial diffusion. The gyroradii of energetic protons would be large enough to bring them into contact with the Earth's atmosphere. Within this belt, the electrons have a high flux and at the outer edge (close to the magnetopause), where geomagnetic field lines open into the geomagnetic "tail", the flux of energetic electrons can drop to the low interplanetary levels within about 100 km (62 mi)—a decrease by a factor of 1,000. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Van_Allen_radiation_belt#Outer_belt ) Ceinture interne rayonnement Ceinture internes rayonnements Inner radiation belt ceintures internes de rayonnements inner radiation belts ceinture interne de rayonnement inner radiation belt La ceinture interne de Van Allen s'étend généralement d'une altitude de 0.2 à 2 rayons terrestres (valeurs de L de 1 à 3) ou 1 000 km (620 mi) à 12 000 km (7 500 mi) au-dessus de la terre. Dans certains cas, lorsque l'activité solaire est plus forte ou dans les zones géographiques telles que l'Anomalie de l'Atlantique Sud, la limite inférieure peut diminuer à environ 200 km au-dessus de la surface de la Terre. La ceinture interne renferme des concentrations élevées d'électrons dans l'étendue de centaines de keV et des protons énergiques avec des énergies dépassant 100 MeV - piégés par des champs magnétiques relativement intenses dans cette région (comparée à la ceinture externe). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Van_Allen_radiation_belt#Inner_belt ) The inner Van Allen Belt extends typically from an altitude of 0.2 to 2 Earth radii (L values of 1 to 3) or 1,000 km (620 mi) to 12,000 km (7,500 mi) above the Earth. In certain cases, when solar activity is stronger or in geographical areas such as the South Atlantic Anomaly, the inner boundary may decline to roughly 200 km above the Earth's surface. The inner belt contains high concentrations of electrons in the range of hundreds of keV and energetic protons with energies exceeding 100 MeV—trapped by the relatively strong magnetic fields in the region (as compared to the outer belt). It is believed that proton energies exceeding 50 MeV in the lower belts at lower altitudes are the result of the beta decay of neutrons created by cosmic ray collisions with nuclei of the upper atmosphere. The source of lower energy protons is believed to be proton diffusion, due to changes in the magnetic field during geomagnetic storms. Due to the slight offset of the belts from Earth's geometric center, the inner Van Allen belt makes its closest approach to the surface at the South Atlantic Anomaly. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://en.wikipedia.org/wiki/Van_Allen_radiation_belt#Inner_belt ) 2022-10-05 Ceinture Kuiper ceintures de Kuiper Kuiper belt ceinture de Kuiper La ceinture de Kuiper (parfois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper) est une zone du Système solaire s'étendant au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 55 unités astronomiques (ua). Cette zone en forme d'anneau est similaire à la ceinture d'astéroïdes, mais plus étendue, 20 fois plus large et de 20 à 200 fois plus massive. Comme la ceinture d'astéroïdes, elle est principalement composée de petits corps, restes de la formation du Système solaire, et d'au moins trois planètes naines, Pluton, Makémaké et Hauméa (Éris est un objet épars, situé au-delà de la ceinture de Kuiper). En revanche, tandis que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de corps rocheux et métalliques, les objets de la ceinture de Kuiper sont majoritairement constitués de composés volatils gelés comme le méthane, l'ammoniac ou l'eau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ceinture_de_Kuiper ) A region of the Solar System extending roughly from the orbit of Neptune, or 30 astronomical units (AU), to 50 AU from the Sun that contains many small icy bodies. The Kuiper belt is now considered to be the source of the short-period comets. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=Kuiper+belt ) 2022-10-05 2022-10-05 dynamiques galactiques dynamique galactique galaxy dynamics Van Allen belt ceinture de Van Allen Ceinture rayonnement Ceinture rayonnements Radiation belt ceintures de Van Allen ceintures de rayonnements radiation belts ceinture de rayonnement radiation belt La ou les ceinture(s) de radiations de Van Allen, ou plus simplement ceinture(s) de Van Allen, ainsi nommées en l'honneur du physicien américain James Van Allen, sont une zone toroïdale de la magnétosphère de la Terre qui entoure l'équateur magnétique et contient une grande densité de particules énergétiques provenant du vent solaire. La rencontre de ces particules avec les molécules de la haute atmosphère terrestre est à l'origine des aurores polaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ceinture_de_Van_Allen ) A Van Allen radiation belt is a zone of energetic charged particles, most of which originate from the solar wind, that are captured by and held around a planet by that planet's magnetosphere. Earth has two such belts, and sometimes others may be temporarily created. The belts are named after James Van Allen, who is credited with their discovery. Earth's two main belts extend from an altitude of about 640 to 58,000 km (400 to 36,040 mi) above the surface, in which region radiation levels vary. Most of the particles that form the belts are thought to come from solar wind and other particles by cosmic rays. By trapping the solar wind, the magnetic field deflects those energetic particles and protects the atmosphere from destruction. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Van_Allen_radiation_belt ) Belt of Orion Three Kings Three Sisters baudrier d'Orion baudriers d'Orion ceintures d'Orion Orion's Belt ceinture d'Orion La ceinture ou baudrier d'Orion est l'un des astérismes les plus connus, faisant partie de la constellation d'Orion. Composé des trois supergéantes bleues Alnitak, Alnilam et Mintaka, très brillantes et presque parfaitement alignées, l'astérisme, facilement reconnaissable à l'œil nu, est un point de repère du ciel nocturne et fait l'objet de maintes références mythologiques et religieuses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ceinture_d%27Orion ) Orion's Belt or the Belt of Orion, also known as the Three Kings or Three Sisters, is an asterism in the constellation Orion. It consists of the three bright stars Alnitak, Alnilam and Mintaka. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Orion%27s_Belt ) 2022-10-03 sound speed vitesse des ondes acoustiques vitesse du son Célérité son Célérité sons Sound velocity célérités des sons sound velocities vitesses des ondes acoustiques vitesses des sons célérité du son sound velocity La vitesse du son, ou célérité du son, est la vitesse de propagation des ondes sonores dans tous les milieux gazeux, liquides ou solides. Elle peut donc être déterminée pour des matériaux autres que l'air, dans lesquels le son ne peut être perçu par l'oreille humaine. Dans un fluide quelconque, quelles que soient les conditions de pression et température, la vitesse du son dépend de la compressibilité isentropique et de la masse volumique du milieu de propagation de l'onde. Dans la plupart des fluides, et notamment dans l'air, elle dépend très peu de la fréquence et de l'amplitude de la vibration. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_du_son ) The speed of sound is the distance travelled per unit of time by a sound wave as it propagates through an elastic medium. At 20 °C (68 °F), the speed of sound in air is about 343 metres per second (1,125 ft/s; 1,235 km/h; 767 mph; 667 kn), or one kilometre in 2.91 s or one mile in 4.69 s. It depends strongly on temperature as well as the medium through which a sound wave is propagating. At 0 °C (32 °F), the speed of sound in air is about 331 m/s (1,086 ft/s; 1,192 km/h; 740 mph; 643 kn). The speed of sound in an ideal gas depends only on its temperature and composition. The speed has a weak dependence on frequency and pressure in ordinary air, deviating slightly from ideal behavior. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Speed_of_sound ) 2022-10-03 Atmospheric temperature Température atmosphérique Température atmosphériques atmospheric temperatures températures atmosphériques atmospheric temperature température atmosphérique La température atmosphérique est une mesure de la température à différents niveaux de l'atmosphère terrestre. Elle est régie par de nombreux facteurs, incluant le rayonnement solaire entrant, l'humidité et l'altitude. Lorsqu'on discute de la température de surface de l'air, l'étendue annuelle de la température atmosphérique à n'importe quel emplacement géographique dépend en grande partie du type de biome, tel que mesuré par la classification du climat de Köppen. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_temperature ) Atmospheric temperature is a measure of temperature at different levels of the Earth's atmosphere. It is governed by many factors, including incoming solar radiation, humidity and altitude. When discussing surface air temperature, the annual atmospheric temperature range at any geographical location depends largely upon the type of biome, as measured by the Köppen climate classification. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_temperature ) convective cell Cellule convection Cellule convections Convection cell cellules de convections convection cells convective cells cellule de convection convection cell Une cellule de convection est une zone d'un fluide où celui-ci circule en circuit fermé. Le sens de rotation du fluide est cohérent au sein d'une même cellule, et son déplacement est de même sens de part et d'autre d'une paroi séparant deux cellules adjacentes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cellule_de_convection ) In the field of fluid dynamics, a convection cell is the phenomenon that occurs when density differences exist within a body of liquid or gas. These density differences result in rising and/or falling currents, which are the key characteristics of a convection cell. When a volume of fluid is heated, it expands and becomes less dense and thus more buoyant than the surrounding fluid. The colder, denser part of the fluid descends to settle below the warmer, less-dense fluid, and this causes the warmer fluid to rise. Such movement is called convection, and the moving body of liquid is referred to as a convection cell. This particular type of convection, where a horizontal layer of fluid is heated from below, is known as Rayleigh–Bénard convection. Convection usually requires a gravitational field, but in microgravity experiments, thermal convection has been observed without gravitational effects. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Convection_cell ) cosmic censorship hypothesis Censure cosmique Censure cosmiques Cosmic censor censures cosmiques cosmic censors cosmic censorship hypotheses cosmic censorships censure cosmique cosmic censorship En astrophysique, le terme de censure cosmique (cosmic censorship en anglais) désigne une conjecture à propos de la nature des singularités dans l'espace-temps. Selon elle, il n'existe pas de processus physique donnant naissance à une singularité nue, c'est-à-dire une région de l'espace dont le champ gravitationnel prend des valeurs infinies et qui ne serait pas cachée derrière un horizon des événements. Le terme de "censure cosmique" est entre autres l'œuvre du mathématicien britannique Roger Penrose. Il a une connotation humoristique, la "censure" visant à "cacher" au reste de l'univers les objets appelés singularités dites "nues". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Censure_cosmique ) Cosmic censorship is a hypothesis arising from the mathematics of black holes that asserts that it is impossible for the Universe to contain naked singularities. Any singularities that do exist, theory suggests, must be hidden from view by an event horizon. The only possible exception to this rule is the entire Universe which may effectively be a colossal black hole seen from the inside, its origin being the naked singularity of the Big Bang. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cosmic_censorship.html ) galactic centre Centre galactique Centre galactiques Galactic center centres galactiques galactic centers galactic centres centre galactique galactic center Le centre galactique est le centre de rotation du disque de la Voie lactée, galaxie comprenant la planète Terre. Il est situé à une distance de (8 178 ± 26) parsecs, soit (26 673 ± 83) années-lumière, du Soleil dans la région lumineuse la plus étendue de la Voie lactée, dans la direction de la constellation zodiacale du Sagittaire. En raison de la présence de poussières sur la ligne de visée, responsables d'environ 30 magnitudes d'atténuation de la luminosité dans le spectre visible, le centre galactique n'est pas observable en longueurs d'onde visibles, ultraviolettes et rayons X. Toute l'information connue sur le centre galactique provient des grandes ondes (infrarouge, submillimétrique, radio) et des ondes courtes (rayons X durs, rayons gamma). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Centre_galactique ) The Galactic Center or Galactic Centre is the rotational center, the barycenter, of the Milky Way galaxy. Its central massive object is a supermassive black hole of about 4 million solar masses, which is called Sagittarius A*, a compact radio source which is almost exactly at the galactic rotational center. The Galactic Center is approximately 8 kiloparsecs (26,000 ly) away from Earth in the direction of the constellations Sagittarius, Ophiuchus, and Scorpius, where the Milky Way appears brightest, visually close to the Butterfly Cluster (M6) or the star Shaula, south to the Pipe Nebula. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_Center ) Center of mass Centre gravité Centre gravités centers of gravity centres de gravités center of gravity centre de gravité En physique, le centre de gravité ou CdG, appelé G, est le point d'application de la résultante des forces de gravité ou de pesanteur. Il est dépendant du champ de gravitation auquel le corps est soumis et ne peut pas être strictement confondu avec le centre d'inertie qui est le barycentre des masses. Dans la pratique, cependant, il est souvent assimilé à ce dernier, car, dans la plupart des cas, le champ de gravitation auquel le corps est soumis peut être considéré comme uniforme dans le corps considéré. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Centre_de_gravit%C3%A9 ) A body's center of gravity is the point around which the resultant torque due to gravity forces vanishes. Where a gravity field can be considered to be uniform, the mass-center and the center-of-gravity will be the same. However, for satellites in orbit around a planet, in the absence of other torques being applied to a satellite, the slight variation (gradient) in gravitational field between closer-to (stronger) and further-from (weaker) the planet can lead to a torque that will tend to align the satellite such that its long axis is vertical. In such a case, it is important to make the distinction between the center-of-gravity and the mass-center. Any horizontal offset between the two will result in an applied torque. It is useful to note that the mass-center is a fixed property for a given rigid body (e.g. with no slosh or articulation), whereas the center-of-gravity may, in addition, depend upon its orientation in a non-uniform gravitational field. In the latter case, the center-of-gravity will always be located somewhat closer to the main attractive body as compared to the mass-center, and thus will change its position in the body of interest as its orientation is changed. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Center_of_mass#Center_of_gravity ) center of inertia centre d'inertie center of masses centers of inertia centres d'inerties centres de masses center of mass centre de masse Le centre d'inertie d'un objet, ou centre de masse, est le point de l'espace où l'on applique les effets d'inertie, c'est-à-dire le vecteur variation de quantité de mouvement dp/dt. Si la masse du système est constante, ce que nous supposerons pour simplifier par la suite, alors dp/dt = ma, a étant l'accélération. C'est aussi le point où l'on applique le vecteur force d'inertie résultant de l'accélération d'entraînement dans le cas d'un référentiel non galiléen. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Centre_d%27inertie ) In physics, the center of mass of a distribution of mass in space (sometimes referred to as the balance point) is the unique point at any given time where the weighted relative position of the distributed mass sums to zero. This is the point to which a force may be applied to cause a linear acceleration without an angular acceleration. Calculations in mechanics are often simplified when formulated with respect to the center of mass. It is a hypothetical point where the entire mass of an object may be assumed to be concentrated to visualise its motion. In other words, the center of mass is the particle equivalent of a given object for application of Newton's laws of motion. In the case of a single rigid body, the center of mass is fixed in relation to the body, and if the body has uniform density, it will be located at the centroid. The center of mass may be located outside the physical body, as is sometimes the case for hollow or open-shaped objects, such as a horseshoe. In the case of a distribution of separate bodies, such as the planets of the Solar System, the center of mass may not correspond to the position of any individual member of the system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Center_of_mass ) Cepheid Céphéide cepheids céphéides cepheid céphéide Une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuse, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d'où elle tire son nom d'étoile variable. Elles ont été nommées d'après le prototype que constitue l'étoile δ de la constellation de Céphée. L'Étoile polaire est une céphéide (du moins jusqu'en 1994 où il est apparu que son éclat était devenu stable, sans explication à ce changement). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/C%C3%A9ph%C3%A9ide ) A Cepheid variable is a yellow giant or supergiant pulsating variable whose period of pulsation is directly related to its luminosity: the longer the period, the greater the mean intrinsic brightness. This strict period-luminosity relationship makes Cepheids important cosmic distance indicators, since, by measuring a Cepheid's period and comparing the intrinsic brightness, which this yields, with the apparent brightness, the star's distance can be worked out. In addition, since Cepheids are so bright that they can be seen in other galaxies, they help establish a distance scale well beyond the Milky Way. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cepheid_variable.html ) Cercle Circle cercles circles cercle circle En géométrie euclidienne, un cercle est une courbe plane fermée constituée de points situés à égale distance d'un point nommé centre. Cette distance est appelée rayon du cercle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cercle ) A circle is the set of all points in a plane at a given distance r, called the radius, from a fixed point, called the center. A circle is a simple closed curve that divides the plane into an interior and exterior. It has a perimeter, called a circumference, of length 2πr, and encloses an area of πr². (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/circle.html ) Markovian chain Chaîne Markov chaînes de Markov Markov chain chaîne de Markov En mathématiques, une chaîne de Markov est un processus de Markov à temps discret, ou à temps continu et à espace d'états discret. Un processus de Markov est un processus stochastique possédant la propriété de Markov : l'information utile pour la prédiction du futur est entièrement contenue dans l'état présent du processus et n'est pas dépendante des états antérieurs (le système n'a pas de "mémoire"). Les processus de Markov portent le nom de leur inventeur, Andreï Markov. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cha%C3%AEne_de_Markov ) A Markov chain is a sequence of random variables in which the future variable is determined by the present variable but is independent of the way in which the present state arose from its predecessors. In other words, a Markov chain describes a chance process in which the future state can be predicted from its present state as accurately as if its entire earlier history was known. Markov chains are named after the Russian mathematician Andrei Andrevich Markov (1856–1922) who first studied them in a literary context, applying the idea to an analysis of vowels and consonants in a text by Pushkin. But his work launched the theory of stochastic processes and has since been applied in quantum theory, particle physics, and genetics. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Markov_chain.html ) chambre à diffusion chambre à expansion diffusion chamber expansion chamber Chambre diffusion Chambre diffusions Diffusion chamber chambres à brouillards chambres à diffusions chambres à expansions cloud chambers diffusion chambers expansion chambers chambre à brouillard cloud chamber Une chambre à brouillard est un détecteur de particules qui montre sous la forme de traînées de condensation le passage des particules nucléaires dans la matière. Il s'agit d'une enceinte (étanche ou non) dans laquelle une phase vapeur d'eau ou d'alcool sursaturée est présente. La sursaturation est créée via deux principes physiques différents : - par expansion du volume de l'enceinte via un piston : il s'agit des chambres à expansion ou Chambre de Wilson (1911) ; - par refroidissement du support de l'enceinte : il s'agit des chambres à diffusion ou Chambre de Langsdorf (1939). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chambre_%C3%A0_brouillard ) A cloud chamber, also known as a Wilson cloud chamber, is a particle detector used for visualizing the passage of ionizing radiation. A cloud chamber consists of a sealed environment containing a supersaturated vapour of water or alcohol. An energetic charged particle (for example, an alpha or beta particle) interacts with the gaseous mixture by knocking electrons off gas molecules via electrostatic forces during collisions, resulting in a trail of ionized gas particles. The resulting ions act as condensation centers around which a mist-like trail of small droplets form if the gas mixture is at the point of condensation. These droplets are visible as a "cloud" track that persists for several seconds while the droplets fall through the vapor. These tracks have characteristic shapes. For example, an alpha particle track is thick and straight, while a beta particle track is wispy and shows more evidence of deflections by collisions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cloud_chamber ) chambres d'ionisations ionization chambers chambre d'ionisation ionization chamber Une chambre d'ionisation est un détecteur de particules qui repère le passage d’une particule en mesurant la charge totale des électrons et des ions produits lors de l’ionisation du milieu gazeux par la particule. Elles se sont développées après l'établissement de la théorie de Bragg–Gray en 1935. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chambre_d%27ionisation ) The ionization chamber is the simplest type of gas-filled radiation detector, and is widely used for the detection and measurement of certain types of ionizing radiation, including X-rays, gamma rays, and beta particles. Conventionally, the term "ionization chamber" refers exclusively to those detectors which collect all the charges created by direct ionization within the gas through the application of an electric field. It only uses the discrete charges created by each interaction between the incident radiation and the gas. Gaseous ionization detectors include ionization chambers and devices that use gas multiplication, namely the proportional counter and the Geiger counter. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionization_chamber ) bosonic field champ bosonique Boson field Champ boson Champ bosons boson fields bosonic fields champs bosoniques champs de bosons boson field champ de bosons Dans la théorie quantique des champs, un champ bosonique est un champ quantique dont les quanta sont des bosons; autrement dit, ils obéissent à la statistique de Bose-Einstein. Les champs bosoniques obéissent aux relations de commutation canonique, distinctes des relations d'anticommutations canoniques obéies par les champs fermioniques. Les exemples incluent les champs scalaires, décrivant les particules de spin 0 telles que le boson de Higgs et les champs de jauge, décrivant des particules de spin 1 telles que le photon. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Bosonic_field ) In quantum field theory, a bosonic field is a quantum field whose quanta are bosons; that is, they obey Bose–Einstein statistics. Bosonic fields obey canonical commutation relations, as distinct from the canonical anticommutation relations obeyed by fermionic fields. Examples include scalar fields, describing spin-0 particles such as the Higgs boson, and gauge fields, describing spin-1 particles such as the photon. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bosonic_field ) champ électrostatique electric flux electrostatic field flux électrique Champ électrique Champ électriques Electric field champs électriques champs électrostatiques electric fields electric fluxes electrostatic fields flux électriques champ électrique electric field En physique, le champ électrique est le champ vectoriel créé par des particules électriquement chargées. Plus précisément, des particules chargées modifient les propriétés locales de l'espace, ce que traduit justement la notion de champ. Si une autre charge se trouve dans ce champ, elle subira l'action de la force électrique exercée à distance par la particule : le champ électrique est en quelque sorte le "médiateur" de cette action à distance. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_%C3%A9lectrique ) An electric field (sometimes E-field) is the physical field that surrounds electrically charged particles and exerts force on all other charged particles in the field, either attracting or repelling them. It also refers to the physical field for a system of charged particles. Electric fields originate from electric charges and time-varying electric currents. Electric fields and magnetic fields are both manifestations of the electromagnetic field, one of the four fundamental interactions (also called forces) of nature. Electric fields are important in many areas of physics, and are exploited in electrical technology. In atomic physics and chemistry, for instance, the electric field is the attractive force holding the atomic nucleus and electrons together in atoms. It is also the force responsible for chemical bonding between atoms that result in molecules. The electric field is defined as a vector field that associates to each point in space the electrostatic (Coulomb) force per unit of charge exerted on an infinitesimal positive test charge at rest at that point. The derived SI unit for the electric field is the volt per meter (V/m), which is equal to the newton per coulomb (N/C). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electric_field ) electromagnetic flux flux électromagnétique Champ électromagnétique Champ électromagnétiques Electromagnetic field champs électromagnétiques electromagnetic fields electromagnetic fluxes flux électromagnétiques champ électromagnétique electromagnetic field Un champ électromagnétique ou Champ EM (en anglais, electromagnetic field ou EMF) est la représentation dans l'espace de la force électromagnétique qu'exercent des particules chargées. Concept important de l'électromagnétisme, ce champ représente l'ensemble des composantes de la force électromagnétique s'appliquant sur une particule chargée se déplaçant dans un référentiel galiléen. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_%C3%A9lectromagn%C3%A9tique ) An electromagnetic field (also EM field or EMF) is a classical (i.e. non-quantum) field produced by moving electric charges. It is the field described by classical electrodynamics (a classical field theory) and is the classical counterpart to the quantized electromagnetic field tensor in quantum electrodynamics (a quantum field theory). The electromagnetic field propagates at the speed of light (in fact, this field can be identified as light) and interacts with charges and currents. Its quantum counterpart is one of the four fundamental forces of nature (the others are gravitation, weak interaction and strong interaction). The field can be viewed as the combination of an electric field and a magnetic field. The electric field is produced by stationary charges, and the magnetic field by moving charges (electric currents); these two are often described as the sources of the field. The way in which charges and currents interact with the electromagnetic field is described by Maxwell's equations (which also describes how time-varying field can produce other fields, and explains why electromagnetic radiation doesn't need any medium for propagation) and the Lorentz force law. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electromagnetic_field ) champ fermionique fermionic field Champ fermion Champ fermions Fermion field champs de fermions champs fermioniques fermion fields fermionic fields champ de fermions fermion field Dans la théorie quantique des champs, un champ fermionique est un champ quantique dont les quanta sont des fermions; c'est-à-dire qu'ils obéissent à la statistique de Fermi - Dirac. Les champs fermioniques obéissent aux relations d'anticommutations canoniques plutôt que les relations de commutation canoniques des champs bosoniques. L'exemple le plus important d'un champ fermionique est le champ de Dirac, qui décrit les fermions avec un spin 1/2 : électrons, protons, quarks, etc. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Fermionic_field ) In quantum field theory, a fermionic field is a quantum field whose quanta are fermions; that is, they obey Fermi–Dirac statistics. Fermionic fields obey canonical anticommutation relations rather than the canonical commutation relations of bosonic fields. The most prominent example of a fermionic field is the Dirac field, which describes fermions with spin-1/2: electrons, protons, quarks, etc. The Dirac field can be described as either a 4-component spinor or as a pair of 2-component Weyl spinors. Spin-1/2 Majorana fermions, such as the hypothetical neutralino, can be described as either a dependent 4-component Majorana spinor or a single 2-component Weyl spinor. It is not known whether the neutrino is a Majorana fermion or a Dirac fermion; observing neutrinoless double-beta decay experimentally would settle this question. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fermionic_field ) Champ force Champ forces Force field champs de forces force fields champ de force force field La région de l'espace entourant un corps, comme une masse de matière, une particule chargée ou un aimant, dans lequel il peut exercer une force sur un autre corps similaire qui n'est pas en contact avec lui. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=field+of+force ) The region of space surrounding a body, such as a mass of matter, a charged particle, or a magnet, within which it can exert a force on another similar body not in contact with it. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=field+of+force ) champ magnétique terrestre terrestrial magnetic field Champ géomagnétique Champ géomagnétiques Geomagnetic field champs géomagnétiques champs magnétiques terrestres geomagnetic fields terrestrial magnetic fields champ géomagnétique geomagnetic field Le champ magnétique terrestre, aussi appelé bouclier terrestre, est un champ magnétique présent dans un vaste espace autour de la Terre (de manière non uniforme du fait de son interaction avec le vent solaire) ainsi que dans la croûte et le manteau. Il a son origine dans le noyau externe, par un mécanisme de dynamo auto-excitée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_magn%C3%A9tique_terrestre ) Earth's magnetic field, also known as the geomagnetic field, is the magnetic field that extends from Earth's interior out into space, where it interacts with the solar wind, a stream of charged particles emanating from the Sun. The magnetic field is generated by electric currents due to the motion of convection currents of a mixture of molten iron and nickel in Earth's outer core: these convection currents are caused by heat escaping from the core, a natural process called a geodynamo. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Earth%27s_magnetic_field ) champ de gravitation Champ gravitationnel Champ gravitationnels Gravitational field champs de gravitations champs gravitationnels gravitational fields champ gravitationnel gravitational field En physique classique, le champ gravitationnel ou champ de gravitation est un champ réparti dans l'espace et dû à la présence d'une masse susceptible d'exercer une influence gravitationnelle sur tout autre corps présent à proximité (immédiate ou pas). L'introduction de cette grandeur permet de s'affranchir du problème de la médiation de l'action à distance apparaissant dans l'expression de la force de gravitation universelle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_gravitationnel ) In physics, a gravitational field is a model used to explain the influences that a massive body extends into the space around itself, producing a force on another massive body. Thus, a gravitational field is used to explain gravitational phenomena, and is measured in newtons per kilogram (N/kg). Equivalently, it is measured in meters per second squared (m/s². In its original concept, gravity was a force between point masses. Following Isaac Newton, Pierre-Simon Laplace attempted to model gravity as some kind of radiation field or fluid, and since the 19th century, explanations for gravity have usually been taught in terms of a field model, rather than a point attraction. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_field ) 2022-09-29 Champ magnétique Champ magnétiques Magnetic field champs magnétiques magnetic fields champ magnétique magnetic field En physique, dans le domaine de l'électromagnétisme, le champ magnétique est une grandeur ayant le caractère d'un champ vectoriela, c'est-à-dire caractérisée par la donnée d'une norme, d’une direction et d’un sens, définie en tout point de l'espace et permettant de modéliser et quantifier les effets magnétiques du courant électrique ou des matériaux magnétiques comme les aimants permanents. La présence du champ magnétique se traduit par l'existence d'une force agissant sur les charges électriques en mouvement (dite force de Lorentz) et par divers effets affectant certains matériaux (diamagnétisme, paramagnétisme, ferromagnétisme, etc.). La grandeur qui détermine l'interaction entre un matériau et un champ magnétique est la susceptibilité magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_magn%C3%A9tique ) A magnetic field is a vector field that describes the magnetic influence on moving electric charges, electric currents, and magnetic materials. A moving charge in a magnetic field experiences a force perpendicular to its own velocity and to the magnetic field.  A permanent magnet's magnetic field pulls on ferromagnetic materials such as iron, and attracts or repels other magnets. In addition, a nonuniform magnetic field exerts minuscule forces on "nonmagnetic" materials by three other magnetic effects: paramagnetism, diamagnetism, and antiferromagnetism, although these forces are usually so small they can only be detected by laboratory equipment. Magnetic fields surround magnetized materials, and are created by electric currents such as those used in electromagnets, and by electric fields varying in time. Since both strength and direction of a magnetic field may vary with location, it is described mathematically by a function assigning a vector to each point of space, called a vector field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_field ) Champ magnétique hyperfin Champ magnétiques hyperfins Hyperfine magnetic field champs magnétiques hyperfins hyperfine magnetic fields champ magnétique hyperfin hyperfine magnetic field Champ magnétique intergalactique Champ magnétiques intergalactiques Intergalactic magnetic field champs magnétiques intergalactiques intergalactic magnetic fields champ magnétique intergalactique intergalactic magnetic field Champ magnétique interne Champ magnétiques internes Internal magnetic field champs magnétiques internes internal magnetic fields champ magnétique interne internal magnetic field 2022-10-03 champ magnétique de l'héliosphère heliospheric magnetic field Champ magnétique interplanétaire Champ magnétiques interplanétaires Interplanetary magnetic field champs magnétiques interplanétaires interplanetary magnetic fields champ magnétique interplanétaire interplanetary magnetic field Le champ magnétique interplanétaire (CMI), également connu sous le nom de champ magnétique de l'héliosphère, est le champ magnétique du Soleil porté par le vent solaire à travers les planètes et autres corps du Système solaire, dans le milieu interplanétaire jusqu'au confins de l'héliosphère. Les modélisations actuelles du CMI lui donnent une forme de spirale, nommée spirale de Parker. Bien que cette approximation soit sujette à des variations générales, en raison de la variation de l'activité solaire et d'influences exercées par le milieu interstellaire, et locales, en raison d'influences exercées par les magnétosphères de certaines planètes, elle semble correspondre avec un certain degré de précision aux observations du CMI, réalisées depuis le milieu du XXe siècle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_magn%C3%A9tique_interplan%C3%A9taire ) The interplanetary magnetic field (IMF), now more commonly referred to as the heliospheric magnetic field (HMF), is the component of the solar magnetic field that is dragged out from the solar corona by the solar wind flow to fill the Solar System. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_magnetic_field ) 2022-10-03 Rotation solaire Rotation solaires Solar rotation rotations solaires solar rotations rotation solaire solar rotation Le mouvement du soleil autour d'un axe qui est à peu près perpendiculaire au plan de l'écliptique; L'axe de rotation du soleil est incliné de 7.25° sur la perpendiculaire à l'écliptique. Il tourne dans le sens antihoraire (lorsqu'il est vu du nord), la même direction que les planètes tournent (et orbitent autour du soleil). La rotation du soleil est différentielle, c'est-à-dire que la période varie avec la latitude sur le soleil (rotation différentielle). Les régions équatoriales tournent sur environ 25.6 jours. Les régions à 60 degrés de latitude tournent plus lentement, en environ 30.9 jours. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+rotation&formSubmit=Search&showAll=1 ) The motion of the Sun around an axis which is roughly perpendicular to the plane of the ecliptic; the Sun's rotational axis is tilted by 7.25° from perpendicular to the ecliptic. It rotates in the counterclockwise direction (when viewed from the north), the same direction that the planets rotate (and orbit around the Sun). The Sun's rotation is differential, i.e. the period varies with latitude on the Sun (differential rotation). Equatorial regions rotate in about 25.6 days. The regions at 60 degrees latitude rotate more slowly, in about 30.9 days. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+rotation&formSubmit=Search&showAll=1 ) galactic magnetic field Champ magnétique interstellaire Champ magnétiques interstellaires Interstellar magnetic field champs magnétiques interstellaires galactic magnetic fields interstellar magnetic fields champ magnétique interstellaire interstellar magnetic field Un champ magnétique faible et à grande échelle, avec une grandeur estimée à environ 1 à 5 microgauss, qui baigne le disque de la Voie Lactée et contrôle l'alignement des grains de poussière interstellaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+magnetic+field&formSubmit=Search&showAll=1 ) A large-scale, weak magnetic field, with an estimated strength of about 1 to 5 microgauss, that pervades the disk of the Milky Way Galaxy and controls the alignment of interstellar dust grains. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+magnetic+field&formSubmit=Search&showAll=1 ) force free magnetic field Champ magnétique sans force Champ magnétiques sans forces Force free magnetic field champs magnétiques sans forces force free magnetic fields force-free magnetic fields champ magnétique sans force force-free magnetic field Un champ magnétique sans force est un champ magnétique dans lequel la force de Lorentz est égale à zéro et la pression magnétique dépasse considérablement la pression du plasma de telle sorte que les forces non magnétiques peuvent être négligées. Pour un champ sans force, la densité de courant électrique est soit nulle soit parallèle au champ magnétique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Force-free_magnetic_field ) A force-free magnetic field is a magnetic field in which the Lorentz force is equal to zero and the magnetic pressure greatly exceeds the plasma pressure such that non-magnetic forces can be neglected. For a force-free field, the electric current density is either zero or parallel to the magnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Force-free_magnetic_field ) Champ magnétique solaire Champ magnétiques solaires Solar magnetic field champs magnétiques solaires solar magnetic fields champ magnétique solaire solar magnetic field Le champ magnétique du soleil est probablement créé par la rotation différentielle du soleil en concomitance avec le mouvement des particules chargées dans la zone convective. Comprendre l'origine du champ magnétique solaire est le problème fondamental de la physique solaire. Le champ magnétique solaire est responsable de tous les phénomènes magnétiques solaires, tels que les taches solaires, les éruptions solaires, les éjections de masse coronale et le vent solaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+magnetic+field&formSubmit=Search&showAll=1 ) The Sun's magnetic field which is probably created by the differential rotation of the Sun together with the movement of charged particles in the convective zone. Understanding how the solar magnetic field comes about is the fundamental problem of Solar Physics. The solar magnetic field is responsible for all solar magnetic phenomena, such as sunspots, solar flares, coronal mass ejections, and the solar wind. The solar magnetic fields are observed from the Zeeman broadening of spectral lines, polarization effects on radio emission, and from the channeling of charged particles into visible coronal streamers. The strength of Sun's average magnetic field is 1 gauss (twice the average field on the surface of Earth, around 0.5 gauss), and can be as strong as 4,000 Gauss in the neighborhood of a large sunspot. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+magnetic+field&formSubmit=Search&showAll=1 ) Champ scalaire Champ scalaires Scalar field champs scalaires scalar fields champ scalaire scalar field En mathématiques et en physique, un champ scalaire est une fonction associant un nombre unique à chaque point d'un espace - possiblement l'espace physique. Le scalaire peut être soit un nombre mathématique pur (sans dimension) ou une quantité physique scalaire (avec des unités). Dans un contexte physique, les champs scalaires doivent être indépendants du choix du système de référence, ce qui signifie que deux observateurs utilisant les mêmes unités seront d'accord verront la même la valeur du champ scalaire au même point absolu dans l'espace (ou l'espace-temps), quelle que soit leurs points d'origine respectifs. Les exemples utilisés en physique comprennent la distribution de la température dans tout l'espace, la distribution de pression dans un fluide et les champs quantiques à spin zéro, tels que le champ de Higgs. Ces champs font l'objet de la théorie des champs scalaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Scalar_field ) In mathematics and physics, a scalar field is a function associating a single number to every point in a space – possibly physical space. The scalar may either be a pure mathematical number (dimensionless) or a scalar physical quantity (with units). In a physical context, scalar fields are required to be independent of the choice of reference frame, meaning that any two observers using the same units will agree on the value of the scalar field at the same absolute point in space (or spacetime) regardless of their respective points of origin. Examples used in physics include the temperature distribution throughout space, the pressure distribution in a fluid, and spin-zero quantum fields, such as the Higgs field. These fields are the subject of scalar field theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Scalar_field ) spinor superfield spinorial field spinorial superfield Champ spinoriel Champ spinoriels Spinor field champs spinoriels spinor fields spinor superfields spinorial fields spinorial superfields champ spinoriel spinor field En géométrie différentielle, étant donné une structure de spin sur une variété Riemannienne orientable à n dimension (M, g), on définit le fibré spinoriel comme étant le fibré vectoriel complexe π_ S : S → M associé au fibré principal correspondant π_P : P → M des référentiels de spin sur M et de la représentation de spin de son groupe de structure Spin(n), sur l'espace des spineurs Δ_n. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Spinor_bundle ) In differential geometry, given a spin structure on an n-dimensional orientable Riemannian manifold (M, g), one defines the spinor bundle to be the complex vector bundle π_ S : S → M associated to the corresponding principal bundle π_P : P → M of spin frames over M and the spin representation of its structure group Spin(n), on the space of spinors Δ_n. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spinor_bundle ) tensorial field Champ tensoriel Champ tensoriels Tensor field champs tensoriels tensor fields tensorial fields champ tensoriel tensor field En mathématiques, en physique et en ingénierie, un champ tensoriel est un concept très général de quantité géométrique variable. Il est utilisé en géométrie différentielle et dans la théorie des variétés, en géométrie algébrique, en relativité générale, dans l'analyse des contraintes et de la déformation dans les matériaux, et en de nombreuses applications dans les sciences physiques et dans le génie. C'est une généralisation de l'idée de champ vectoriel, lui-même conçu comme un "vecteur qui varie de point en point", à celle, plus riche, de "tenseur qui varie de point en point". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_tensoriel ) In mathematics and physics, a tensor field assigns a tensor to each point of a mathematical space (typically a Euclidean space or manifold). Tensor fields are used in differential geometry, algebraic geometry, general relativity, in the analysis of stress and strain in materials, and in numerous applications in the physical sciences. As a tensor is a generalization of a scalar (a pure number representing a value, for example speed) and a vector (a pure number plus a direction, like velocity), a tensor field is a generalization of a scalar field or vector field that assigns, respectively, a scalar or vector to each point of space. If a tensor A is defined on a vector fields set X(M) over a module M, we call A a tensor field on M. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tensor_field ) vectorial field Champ vectoriel Champ vectoriels Vector field champs vectoriels vector fields vectorial fields champ vectoriel vector field En mathématiques, un champ de vecteurs ou champ vectoriel est une fonction qui associe un vecteur à chaque point d'un espace euclidien ou plus généralement d'une variété différentielle. Pour la résolution des équations différentielles autonomes du 1er ordre, on utilise le champ des directions (appelé en physique champ des vitesses) qui représente les dérivées tangentes à la trajectoire de ces équations, ce qui permet de la tracer. Les champs de vecteurs sont souvent utilisés en physique, pour modéliser par exemple la vitesse et la direction d'un fluide en mouvement dans l'espace, ou la valeur et la direction d'une force, comme la force magnétique ou gravitationnelle, qui évoluent d'un point à son point voisin. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Champ_de_vecteurs ) In vector calculus and physics, a vector field is an assignment of a vector to each point in a subset of space. For instance, a vector field in the plane can be visualised as a collection of arrows with a given magnitude and direction, each attached to a point in the plane. Vector fields are often used to model, for example, the speed and direction of a moving fluid throughout space, or the strength and direction of some force, such as the magnetic or gravitational force, as it changes from one point to another point. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vector_field ) coordinate transformation transformation de coordonnées Changement coordonnée Changement coordonnées Transformation of coordinates changements de coordonnées coordinate transformations transformations de coordonnées changement de coordonnées transformation of coordinates Chargino Chargino charginos charginos chargino chargino Le chargino est une particule supersymétrique hypothétique. Il se rapporte à l'état propre de masse du superpartenaire chargé, i.e. n'importe quel fermion chargé électriquement (de spin 1/2) prédit par la supersymétrie. Ils sont des combinaisons linéaires des winos et des higgsinos chargés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chargino ) In particle physics, the chargino is a hypothetical particle which refers to the mass eigenstates of a charged superpartner, i.e. any new electrically charged fermion (with spin 1/2) predicted by supersymmetry. They are linear combinations of the charged wino and charged higgsinos. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chargino ) Charmonium Charmonium charmoniums charmonium charmonium Charon Charon Charon, officiellement (134340) Pluton I Charon (désignation internationale : (134340) Pluto I (Charon)) est le plus grand satellite naturel de Pluton et un objet massif de la ceinture de Kuiper. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Charon_(lune) ) The largest satellite of Pluto. It is about 1,040 km across, roughly half Pluto's diameter. Charon is unusual in that it is the largest moon with respect to its primary planet in the Solar System. Moreover, the Pluto-Charon system is extraordinary because the center of mass lies in open space between the two, a characteristic of a double planet system. Pluto and Charon are also tidally locked in a synchronous orbit. Pluto's rotational period is 6.39 Earth days. It takes 6.39 days for Charon to make one revolution around Pluto. Thus, the two bodies continuously face each other. Also called Pluto I. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=charon&formSubmit=Search&showAll=1 ) comet coma comet comae cometary comae Chevelure cométaire Chevelure cométaires Cometary coma chevelures cométaires comet comaes comet comas cometary comaes cometary comas chevelure cométaire cometary coma chimies quantiques quantum chemistries chimie quantique quantum chemistry La chimie quantique est une branche de la chimie théorique qui applique la mécanique quantique aux systèmes moléculaires pour étudier les processus et les propriétés chimiques. Le comportement électronique et nucléaire des molécules étant responsable des propriétés chimiques, il ne peut être décrit adéquatement qu'à partir de l'équation du mouvement quantique (équation de Schrödinger) et des autres postulats fondamentaux de la mécanique quantique. Cette nécessité a motivé le développement de concepts (notamment orbitale moléculaire…) et de méthodes de calculs numériques qui ont permis à la chimie moderne de faire des progrès considérables tant en ce qui concerne la compréhension des phénomènes que des applications. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chimie_quantique ) Quantum chemistry, also called molecular quantum mechanics, is a branch of physical chemistry focused on the application of quantum mechanics to chemical systems, particularly towards the quantum-mechanical calculation of electronic contributions to physical and chemical properties of molecules, materials, and solutions at the atomic level. These calculations include systematically applied approximations intended to make calculations computationally feasible while still capturing as much information about important contributions to the computed wave functions as well as to observable properties such as structures, spectra, and thermodynamic properties. Quantum chemistry is also concerned with the computation of quantum effects on molecular dynamics and chemical kinetics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_chemistry ) 2022-09-29 chimioluminescence Chemiluminescence Chimiluminescence chemiluminescences chimiluminescences chimioluminescences chemiluminescence chimiluminescence La chimiluminescence, ou chimioluminescence, est la production de lumière à la suite d'une réaction chimique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chimiluminescence ) The production and emission of light via a chemical reaction. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=chemiluminescence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Chemisorption Chimisorption chemisorptions chimisorptions chemisorption chimisorption La chimisorption est un type d'adsorption qui implique une réaction chimique entre la surface et l'adsorbat. De nouvelles liaisons chimiques sont générées à la surface de l'adsorbant. Les exemples incluent des phénomènes macroscopiques qui peuvent être très évidents, comme la corrosion et des effets plus subtils associés à la catalyse hétérogène, où le catalyseur et les réactifs se trouvent dans différentes phases. La forte interaction entre l'adsorbat et la surface du substrat crée de nouveaux types de liaisons électroniques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Chemisorption ) Chemisorption is a kind of adsorption which involves a chemical reaction between the surface and the adsorbate. New chemical bonds are generated at the adsorbent surface. Examples include macroscopic phenomena that can be very obvious, like corrosion, and subtler effects associated with heterogeneous catalysis, where the catalyst and reactants are in different phases. The strong interaction between the adsorbate and the substrate surface creates new types of electronic bonds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chemisorption ) Chondrite Chondrite chondrites chondrites chondrite chondrite Les chondrites sont des météorites généralement pierreuses (moins de 35 % de métal)a et contenant en général des chondresb, dont les composants, à l'exception de ces chondres, n'ont pas subi de fusion. Cette catégorie renferme les météorites les plus primitives et est elle-même divisée en plusieurs sous-groupes, notamment les chondrites ordinaires, les chondrites carbonées et les chondrites à enstatite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chondrite ) A chondrite is a stony (non-metallic) meteorite that has not been modified, by either melting or differentiation of the parent body. They are formed when various types of dust and small grains in the early Solar System accreted to form primitive asteroids. Some such bodies that are captured in the planet's gravity well become the most common type of meteorite by (whether quickly, or after many orbits) arriving on a trajectory toward the planet's surface. Estimates for their contribution to the total meteorite population vary between 85.7% and 86.2%. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chondrite ) Carbonaceous chondrite Chondrite carbonée Chondrite carbonées carbonaceous chondrites chondrites carbonées carbonaceous chondrite chondrite carbonée Les chondrites carbonées, ou chondrites de type C, sont des chondrites (c'est-à-dire des météorites indifférenciées) riches en carbone (d'où le sigle C utilisé pour en indiquer le type), et dans lesquelles le fer est majoritairement oxydé (c'est-à-dire présent à l'état d'oxydation II dans les silicates et non à l'état 0 dans une phase métallique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chondrite_carbon%C3%A9e ) Carbonaceous chondrites or C chondrites are a class of chondritic meteorites comprising at least 8 known groups and many ungrouped meteorites. They include some of the most primitive known meteorites. The C chondrites represent only a small proportion (4.6%) of meteorite falls. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Carbonaceous_chondrite ) QCD Chromodynamique quantique Chromodynamique quantiques Quantum chromodynamics chromodynamiques quantiques chromodynamique quantique quantum chromodynamics La chromodynamique quantique (en abrégé CDQ ou QCD, ce dernier de l'anglais Quantum ChromoDynamics) est une théorie physique qui décrit l’interaction forte, l’une des quatre forces fondamentales, qui permet de comprendre les interactions entre les quarks et les gluons et, au passage, la cohésion du noyau atomique. Elle fut proposée en 1973 par H. David Politzer, Frank Wilczek et David Gross pour comprendre la structure des hadrons (c'est-à-dire d'une part les baryons comme les protons, neutrons et particules similaires, et d'autre part les mésons). Ils reçurent le prix Nobel de physique en 2004 pour ces travaux. Elle utilise la théorie quantique des champs pour rendre compte de l’interaction entre quarks et gluons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chromodynamique_quantique ) In theoretical physics, quantum chromodynamics (QCD) is the theory of the strong interaction between quarks mediated by gluons. Quarks are fundamental particles that make up composite hadrons such as the proton, neutron and pion. QCD is a type of quantum field theory called a non-abelian gauge theory, with symmetry group SU(3). The QCD analog of electric charge is a property called color. Gluons are the force carriers of the theory, just as photons are for the electromagnetic force in quantum electrodynamics. The theory is an important part of the Standard Model of particle physics. A large body of experimental evidence for QCD has been gathered over the years. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_chromodynamics ) 2022-09-30 chromosphères stellaires stellar chromospheres chromosphère stellaire stellar chromosphere La chromosphère est une région étroite et irrégulière de l'atmosphère d'une étoile qui se situe entre sa photosphère et sa couronne. La chromosphère du Soleil est la source de nombreux phénomènes solaires, y compris les éruptions et les protubérances. La chromosphère du Soleil commence à une température d'environ 6 000 K au sommet de la photosphère. À environ 500 km au-dessus de la photosphère, il y a un minimum de température d'environ 4 300 K et, au-dessus de cela, pour environ 2000 km, une augmentation de la température à environ 20 000 K. A partir de là, jusqu'à la base de la couronne, environ 10 000 km au-dessus de la photosphère, se situe la région de transition dans laquelle la température grimpe rapidement à plus d'un million de K. La composition et la densité de la chromosphère changent également considérablement. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/chromosphere.html ) The chromosphere is a narrow, irregular region of a star's atmosphere that lies between its photosphere and its corona. The chromosphere of the Sun is the source of many solar phenomena including flares and prominences. The Sun's chromosphere starts from a temperature of about 6,000 K at the top of the photosphere. At about 500 km above the photosphere, there is a temperature minimum of about 4,300 K and, above this, for about another 2,000 km, an increase in temperature to about 20,000 K. From this point up, to the base of the corona, about 10,000 km above the photosphere, is the transition region in which the temperature climbs swiftly to over one million K. The composition and density of the chromosphere also changes markedly. While the lower 1,500 km or so is more or less continuous, the upper chromosphere features jagged spicules. At the same time, the density drops by a factor of about a million from bottom to top. The chromosphere ('color sphere') is so-named because when visible immediately before and after a total eclipse, its light is dominated by the red glow of H-alpha. At other times it can be observed using H-alpha and calcium K-line filtergrams and, from space, in ultraviolet emission lines. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/chromosphere.html ) Chute libre Chute libres Free fall chutes libres free falls chute libre free fall Une chute libre est le mouvement, dans le vide, d'un objet uniquement soumis à la pesanteur. En première approximation le concept de chute libre s'applique aussi à la chute d'un objet dans l'atmosphère, du moins lorsque les forces autres que le poids (poussée d'Archimède, résistance de l'air et force de Coriolis) peuvent être considérées comme négligeables. Quand on prend en compte la résistance de l'air, on parle de chute avec résistance de l'air ou "chute aérienne". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chute_libre_(physique) ) In Newtonian physics, free fall is any motion of a body where gravity is the only force acting upon it. In the context of general relativity, where gravitation is reduced to a space-time curvature, a body in free fall has no force acting on it. An object in the technical sense of the term "free fall" may not necessarily be falling down in the usual sense of the term. An object moving upwards might not normally be considered to be falling, but if it is subject to only the force of gravity, it is said to be in free fall. The Moon is thus in free fall around the Earth, though its orbital speed keeps it in very far orbit from the Earth's surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Free_fall ) Cinématique Kinematics cinématiques cinématique kinematics En physique, la cinématique (du grec kinêma, le mouvement) est l'étude des mouvements indépendamment des causes qui les produisent, ou, plus exactement, l'étude de tous les mouvements possibles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cin%C3%A9matique ) Kinematics is a subfield of physics, developed in classical mechanics, that describes the motion of points, bodies (objects), and systems of bodies (groups of objects) without considering the forces that cause them to move. Kinematics, as a field of study, is often referred to as the "geometry of motion" and is occasionally seen as a branch of mathematics. A kinematics problem begins by describing the geometry of the system and declaring the initial conditions of any known values of position, velocity and/or acceleration of points within the system. Then, using arguments from geometry, the position, velocity and acceleration of any unknown parts of the system can be determined. The study of how forces act on bodies falls within kinetics, not kinematics. Kinematics is used in astrophysics to describe the motion of celestial bodies and collections of such bodies. In mechanical engineering, robotics, and biomechanics kinematics is used to describe the motion of systems composed of joined parts (multi-link systems) such as an engine, a robotic arm or the human skeleton. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kinematics ) 2022-10-07 corps tournants rotating bodies corps tournant rotating body Civilisation extraterrestre Civilisation extraterrestres Extraterrestrial civilization civilisations extraterrestres extraterrestrial civilizations civilisation extraterrestre extraterrestrial civilization Petrov–Pirani–Penrose classification Classification Petrov classifications de Petrov Petrov classification classification de Petrov En géométrie différentielle et physique théorique, la classification de Petrov (également connue sous le nom de classification de Petrov-Pilani-Penrose) décrit les symétries algébriques possibles du tenseur de Weyl au niveau de chaque événement dans une variété de Lorentz. Elle est le plus souvent appliquée dans l'étude des solutions exactes des équations de champ d'Einstein, mais à proprement parler, la classification est un théorème en mathématiques pures qui s'applique à toute variété de Lorentz, indépendamment de toute interprétation physique. La classification a été découverte en 1954 par A. Z. Petrov et indépendamment par Felix Pirani en 1957. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Petrov_classification ) In differential geometry and theoretical physics, the Petrov classification (also known as Petrov–Pirani–Penrose classification) describes the possible algebraic symmetries of the Weyl tensor at each event in a Lorentzian manifold. It is most often applied in studying exact solutions of Einstein's field equations, but strictly speaking the classification is a theorem in pure mathematics applying to any Lorentzian manifold, independent of any physical interpretation. The classification was found in 1954 by A. Z. Petrov and independently by Felix Pirani in 1957. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Petrov_classification ) 2022-10-10 classification stellaire stellar classification Classification spectrale Classification spectrales Spectral classification classifications spectrales classifications stellaires spectral classifications stellar classifications classification spectrale spectral classification 2022-10-10 2022-10-10 MUH hypothèses des univers mathématiques mathematical universe hypotheses hypothèse de l'univers mathématique mathematical universe hypothesis En physique et en cosmologie, l'hypothèse mathématique de l'univers (en anglais mathematical universe hypothesis, MUH), également connue comme la struogonie (de structure, en latin : struō), est une théorie du tout proposée par le cosmologue Max Tegmark, dans son livre de 2014 The mathematical universe. la MUH de Tegmark est : Notre réalité physique externe est une structure mathématique. Autrement dit, l'univers physique est non seulement décrit par les mathématiques, mais est mathématiques (en particulier, est une structure mathématique). L'existence mathématique est égale à l'existence physique, et toutes les structures qui existent mathématiquement existent aussi physiquement. Les observateurs, y compris les humains, sont des "sous-structures conscientes d'elles-mêmes". Dans toute structure mathématique suffisamment complexe pour contenir de telles sous-structures, ils "se percevront subjectivement comme existant dans un monde physiquement 'réel'". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hypoth%C3%A8se_de_l%27univers_math%C3%A9matique ) In physics and cosmology, the mathematical universe hypothesis (MUH), also known as the ultimate ensemble theory and struogony (from mathematical structure, Latin: struō), is a speculative "theory of everything" (TOE) proposed by cosmologist Max Tegmark. Tegmark's MUH is: Our external physical reality is a mathematical structure. That is, the physical universe is not merely described by mathematics, but is mathematics (specifically, a mathematical structure). Mathematical existence equals physical existence, and all structures that exist mathematically exist physically as well. Observers, including humans, are "self-aware substructures (SASs)". In any mathematical structure complex enough to contain such substructures, they "will subjectively perceive themselves as existing in a physically 'real' world". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mathematical_universe_hypothesis ) Coagulation Coagulation coagulations coagulations coagulation coagulation 2022-10-06 galaxy group Galaxies group Groupe galaxies galaxy groups groupes de galaxies group of galaxies groupe de galaxies Un groupe de galaxies est une association de moins d'une centaine de galaxies liées par la gravitation. Au-delà de ce nombre, une telle association est appelée amas de galaxies ou superamas. Un groupe de galaxies fait généralement partie d'un amas de galaxies ou d'un superamas. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Groupe_de_galaxies ) A galaxy group or group of galaxies is an aggregation of galaxies comprising about 50 or fewer gravitationally bound members, each at least as luminous as the Milky Way (about 10¹⁰ times the luminosity of the Sun); collections of galaxies larger than groups that are first-order clustering are called galaxy clusters. The groups and clusters of galaxies can themselves be clustered, into superclusters of galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_group ) absorptance absorptivity absorptivité facteur d'absorption Absorptance Coefficient absorption Coefficient absorptions absorptances absorption coefficients absorptivities absorptivités coefficients d'absorptions facteurs d'absorptions absorption coefficient coefficient d'absorption La fraction de la lumière normalement incidente qui est absorbée par une longueur de trajet unitaire ou par une masse unitaire de milieu absorbant. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorption+coefficient&formSubmit=Search&showAll=1 ) The fraction of normally incident light that is absorbed per unit path length or by a unit mass of absorbing medium. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorption+coefficient&formSubmit=Search&showAll=1 ) coefficient d'atténuation de masse coefficient d'extinction de masse mass attenuation coefficient mass extinction coefficient Coefficient absorption masse Coefficient absorptions masses Mass absorption coefficient coefficients d'absorptions de masses coefficients d'atténuations de masses coefficients d'extinctions de masses mass absorption coefficients mass attenuation coefficients mass extinction coefficients coefficient d'absorption de masse mass absorption coefficient Une mesure du taux d'absorption du rayonnement, exprimée comme le coefficient d'absorption linéaire divisé par la densité du milieu par lequel le rayonnement passe. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=mass+absorption+coefficient&formSubmit=Search&showAll=1 ) A measure of the rate of absorption of radiation, expressed as the linear absorption coefficient divided by the density of the medium through which radiation is passing. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=mass+absorption+coefficient&formSubmit=Search&showAll=1 ) Activity coefficient Coefficient activité Coefficient activités activity coefficients coefficients d'activités activity coefficient coefficient d'activité En thermodynamique, un coefficient d'activité est un facteur utilisé pour tenir compte de l'écart d'un mélange de substances chimiques vis-à-vis d'un comportement idéal. Dans un mélange idéal, les interactions microscopiques entre chaque paire d'espèces chimiques sont les mêmes (ou macroscopiquement équivalentes, la variation d'enthalpie de la solution et la variation de volume dans le mélange est nul) et, par conséquent, les propriétés des mélanges peuvent être exprimées directement en termes de concentrations simples ou de pressions partielles des substances présentes, par ex. la loi de Raoult. Les écarts par rapport au cas idéal s'accommodent en modifiant la concentration par un coefficient d'activité. De manière analogue, les expressions impliquant des gaz peuvent être ajustées pour le cas non idéal en échelonnant les pressions partielles par un coefficient de fugacité. Le concept de coefficient d'activité est étroitement lié à celui de l'activité en chimie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Activity_coefficient ) In thermodynamics, an activity coefficient is a factor used to account for deviation of a mixture of chemical substances from ideal behaviour. In an ideal mixture, the microscopic interactions between each pair of chemical species are the same (or macroscopically equivalent, the enthalpy change of solution and volume variation in mixing is zero) and, as a result, properties of the mixtures can be expressed directly in terms of simple concentrations or partial pressures of the substances present e.g. Raoult's law. Deviations from ideality are accommodated by modifying the concentration by an activity coefficient. Analogously, expressions involving gases can be adjusted for non-ideality by scaling partial pressures by a fugacity coefficient. The concept of activity coefficient is closely linked to that of activity in chemistry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Activity_coefficient ) Binomial coefficient Coefficient binomial Coefficient binomiaux binomial coefficients coefficients binomiaux binomial coefficient coefficient binomial Le facteur qui multiplie la variable dans le terme d'une expansion binomiale. Par exemple, dans (x + y)⁴= x⁴+ 4x³y + 6x²y²+ 4xy³+ y⁴les coefficients du binôme sont 1, 4, 6, 4, and 1. En général, le r-ième coefficient du binôme dans l'expression (x + y)^n est : (n,r) = n!/[r!(n - r)!]. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=binomial+coefficient&formSubmit=Search&showAll=1 ) The factor multiplying the variable in a term of a binomial expansion. For example, in (x + y)⁴= x⁴+ 4x³y + 6x²y²+ 4xy³+ y⁴the binomial coefficients are 1, 4, 6, 4, and 1. In general, the r-th binomial coefficient in the expression (x + y)^n is : (n,r) = n!/[r!(n - r)!]. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=binomial+coefficient&formSubmit=Search&showAll=1 ) Clebsch Gordan coefficient Coefficient Clebsch Gordan coefficient de Clebsch Gordan coefficients de Clebsch Gordan coefficients de Clebsch-Gordan Clebsch-Gordan coefficient coefficient de Clebsch-Gordan En physique, les coefficients de Clebsch-Gordan sont des nombres qui apparaissent lors de l'étude des couplages de moment angulaire soumis aux lois de la mécanique quantique. Ils portent le nom des mathématiciens allemands Alfred Clebsch (1833-1872) et Paul Gordan (1837-1912), qui rencontrèrent un problème similaire en théorie des invariants. En théorie des représentations, notamment des groupes de Lie compacts, ces coefficients sont utilisés pour effectuer la décomposition en somme directe du produit tensoriel de deux représentations irréductibles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coefficient_de_Clebsch-Gordan ) In physics, the Clebsch–Gordan (CG) coefficients are numbers that arise in angular momentum coupling in quantum mechanics. They appear as the expansion coefficients of total angular momentum eigenstates in an uncoupled tensor product basis. In more mathematical terms, the CG coefficients are used in representation theory, particularly of compact Lie groups, to perform the explicit direct sum decomposition of the tensor product of two irreducible representations (i.e., a reducible representation into irreducible representations, in cases where the numbers and types of irreducible components are already known abstractly). The name derives from the German mathematicians Alfred Clebsch and Paul Gordan, who encountered an equivalent problem in invariant theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Clebsch%E2%80%93Gordan_coefficients ) Coefficient corrélation Coefficient corrélations Correlation coefficient coefficients de corrélations correlation coefficients coefficient de corrélation correlation coefficient Un coefficient de corrélation est une mesure numérique d'un certain type de corrélation, ce qui signifie une relation statistique entre deux variables. Les variables peuvent être deux colonnes d'un ensemble donné de données d'observations, souvent appelé échantillon, ou deux composantes d'une variable aléatoire multivariée avec une distribution connue. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Correlation_coefficient ) A correlation coefficient is a numerical measure of some type of correlation, meaning a statistical relationship between two variables. The variables may be two columns of a given data set of observations, often called a sample, or two components of a multivariate random variable with a known distribution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Correlation_coefficient ) Coefficient couplage Coefficient couplages Coupling coefficient coefficients de couplages coupling coefficients coefficient de couplage coupling coefficient Cohomologie Cohomology cohomologies cohomologies cohomologie cohomology En mathématiques, plus particulièrement dans la théorie de l'homologie et de la topologie algébrique, la cohomologie est un terme général pour une séquence de groupes abéliens, généralement associé à un espace topologique, souvent défini à partir d'un complexe de cochaines. La cohomologie peut être considérée comme une méthode pour attribuer des invariants algébriques plus riches à un espace que l'homologie. Certaines versions de cohomologie surviennent en dualisant la construction de l'homologie. En d'autres termes, les cochaines sont des fonctions sur le groupe de chaînes en théorie de l'homologie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cohomology ) In mathematics, specifically in homology theory and algebraic topology, cohomology is a general term for a sequence of abelian groups, usually one associated with a topological space, often defined from a cochain complex. Cohomology can be viewed as a method of assigning richer algebraic invariants to a space than homology. Some versions of cohomology arise by dualizing the construction of homology. In other words, cochains are functions on the group of chains in homology theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cohomology ) Combinaison linéaire Combinaison linéaires Linear combination combinaisons linéaires linear combinations combinaison linéaire linear combination En mathématiques, une combinaison linéaire est une expression construite à partir d'un ensemble de termes en multipliant chaque terme par une constante et en ajoutant le résultat. Par exemple, une combinaison linéaire de x et y serait une expression de la forme ax + by, où a et b sont des constantes. Le concept de combinaison linéaire est central en algèbre linéaire et dans des domaines connexes des mathématiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Combinaison_lin%C3%A9aire ) In mathematics, a linear combination is an expression constructed from a set of terms by multiplying each term by a constant and adding the results (e.g. a linear combination of x and y would be any expression of the form ax + by, where a and b are constants). The concept of linear combinations is central to linear algebra and related fields of mathematics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Linear_combination ) 2022-10-14 Combustion hélium Helium burning combustions des hélium helium burnings combustion de l'hélium helium burning L'étape de l'évolution d'une étoile, après l'épuisement de l'hydrogène, lorsque l'étoile produit son énergie par la fusion de l'hélium en carbone et en oxygène. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=helium+burning&formSubmit=Search&showAll=1 ) The stage in the evolution of a star, after the exhaustion of hydrogen, when the star produces its energy by the fusion of helium into carbon and oxygen. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=helium+burning&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-14 Combustion hydrogène Combustion hydrogènes Hydrogen burning combustions des hydrogènes hydrogen burnings combustion de l'hydrogène hydrogen burning La combustion d'hydrogène est la fusion de l'hydrogène en hélium - le processus par lequel toutes les étoiles de la séquence principale génèrent de l'énergie. Chaque étoile née avec plus de 0.08 masse solaire "brûle" l'hydrogène, mais le moyen exact par lesquel l'hydrogène est converti en hélium dépend de la température centrale de l'étoile, qui à son tour dépend de la masse de l'étoile. En dessous de 1.2 masses solaires, la combustion d'hydrogène a lieu presque exclusivement via la chaîne de proton-proton. Dans les étoiles plus lourdes que 1.2 masses solaires, dans lesquelles la température centrale dépasse 18 millions de K, il y a une certaine contribution à la combustion d'hydrogène émanant du cycle carbone-azote (également connu sous le nom de cycle carbone-azote-oxygène). Au-dessus de 3 masses solaires, une étoile convertit l'hydrogène en hélium presque exclusivement par le biais du cycle CN. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hydrogen_burning.html ) Hydrogen burning is the fusion of hydrogen into helium – the process by which all stars on the main sequence generate energy. Every star born with more than 0.08 solar mass "burns" hydrogen but the exact means by which hydrogen is converted to helium depends on the core temperature of the star, which in turn depends on the star's mass. Below 1.2 solar masses, hydrogen burning takes place almost exclusively via the proton-proton chain. In stars heavier than 1.2 solar masses, in which the core temperature exceeds 18 million K, there is some contribution to hydrogen burning from the carbon-nitrogen cycle (also known as the carbon-nitrogen-oxygen cycle). Above 3 solar masses, a star converts hydrogen to helium almost exclusively by way of the CN cycle. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hydrogen_burning.html ) burnup Burnup Combustion nucléaire Combustion nucléaires burnups combustions nucléaires nuclear burnings combustion nucléaire nuclear burning Une réaction nucléaire à l'intérieur d'une étoile qui produit l'énergie pour faire briller l'étoile et également transformer des éléments chimiques en d'autres. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nuclear+burning&formSubmit=Search&showAll=1 ) A nuclear reaction inside a star that produces the energy to make the star shine and also transform chemical elements into others. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nuclear+burning&formSubmit=Search&showAll=1 ) Comète courte période Comète courtes périodes Short period comet comètes à courtes périodes short period comet short period comets short-period comets comète à courte période short-period comet Une comète périodique est une comète qui a été observée à plus d'un périhélie ou qui a une période orbitale inférieure à 200 ans, sinon elle est appelée comète non périodique. La périodicité des comètes a été établie par Edmund Halley en 1705. Les comètes périodiques ne reçoivent pas de désignation numérique avant d'avoir été observées à plus d'un périhélie. Dans quasiment tous les cas, les comètes sont nommées d'après leurs découvreurs (dans quelques cas, comme 2P/Encke et 27P/Crommelin, il s'agit de la personne ayant calculé leur orbite). Les orbites des comètes périodiques sont particulièrement difficiles à calculer à cause des perturbations possibles des planètes. Mais même dans ce cas, la trace de certaines comètes périodiques peut être perdue par suite d'un dégazage ou d'une fragmentation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Com%C3%A8te_p%C3%A9riodique ) A short-period comet is a comet with a period of less than 200 years. Short-period comets are now subdivided into Jupiter-type comets, such as comets Encke and Tempel 2, which have periods of less than 20 years; and intermediate-period or Halley-type comets, with periods between 20 and 200 years. Jupiter-type comets are believed to originate in the Kuiper belt, which surrounds the Sun at distances between about 30 astronomical units (the distance of Neptune) and 50 astronomical units (7.5 billion km, 4.7 billion miles). The gravitational influence of the outer planets, Neptune and Uranus, is thought occasionally to perturb some of the Kuiper belt objects causing them to take up the orbits characteristic of comets in the Jupiter family. Halley-type comets, together with long-period comets, however, appear to come from the Oort cloud. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/shortperiod.html ) Comète Halley comètes de Halley Halley comet comète de Halley La comète de Halley (désignation officielle 1P/Halley) est la plus connue de toutes les comètes. Son demi grand axe est de 17,9 unités astronomiques (soit environ 2,7 milliards de kilomètres), son excentricité est de 0,97 et sa période est de 76 ans. Sa distance au périhélie est de 0,59 unité astronomique et sa distance à l'aphélie est de 35,3 unités astronomiques. Il s'agit d'une comète à courte période. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/1P/Halley ) Halley's Comet or Comet Halley, officially designated 1P/Halley, is a short-period comet visible from Earth every 75–79 years. Halley is the only known short-period comet that is regularly visible to the naked eye from Earth, and thus the only naked-eye comet that can appear twice in a human lifetime.] Halley last appeared in the inner parts of the Solar System in 1986 and will next appear in mid-2061. Halley's periodic returns to the inner Solar System have been observed and recorded by astronomers around the world since at least 240 BC. But it was not until 1705 that the English astronomer Edmond Halley understood that these appearances were reappearances of the same comet. As a result of this discovery, the comet is named after Halley. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Halley%27s_Comet ) Comète longue période Comète longues périodes Long period comet comètes à longues périodes long period comet long period comets long-period comets comète à longue période long-period comet Une comète à longue période est une comète avec une période de plus de 200 ans et jusqu'à plusieurs millions d'années. On pense que les comètes à longue période, ainsi que les comètes de type Halley, proviennent du nuage d'Oort, un réservoir énorme de noyaux cométaires gelés en orbite autour du soleil à une distance de dizaines de milliers d'unités astronomiques. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/longperiod.html ) A long-period comet is a comet with a period of more than 200 years and as much as several million years. Long-period comets, together with Halley-type comets, are now believed to come from the Oort Cloud, an enormous reservoir of frozen cometary nuclei orbiting the Sun at a distance of tens of thousands of astronomical units. The gravitational influences of passing stars, giant molecular clouds, and the central regions of the Galaxy, are thought to be instrumental in occasionally perturbing the orbits of some of the Oort objects and causing them to plunge toward the inner solar system on highly elliptical paths characteristic of long-period comets. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/longperiod.html ) Communication interstellaire Communication interstellaires Interstellar communication communications interstellaires interstellar communications communication interstellaire interstellar communication La communication interstellaire réfère à la transmission de signaux entre un système planétaire et un autre. Envoyer un message interstellaire est beaucoup plus aisé que le voyage interstellaire et serait rendu possible grâce à la technologie et l'équipement disponible. Même si cela est possible, il s'agit tout de même d'avoir un interlocuteur de l'autre côté, afin de communiquer. Avec ce dernier point, il n'est pas actuellement possible de savoir si la communication interstellaire peut exister. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Communication_interstellaire ) Interstellar communication is the transmission of signals between planetary systems. Sending interstellar messages is potentially much easier than interstellar travel, being possible with technologies and equipment which are currently available. However, the distances from Earth to other potentially inhabited systems introduce prohibitive delays, assuming the limitations of the speed of light. Even an immediate reply to radio communications sent to stars tens of thousands of light-years away would take many human generations to arrive. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interstellar_communication ) inorganic compound composés minéraux inorganic compounds mineral compounds composé minéral mineral compound Les composés inorganiques sont les composés chimiques (molécules, polymères mono-, bi- ou tridimensionnels…) étudiés en chimie inorganique. Très généralement, ce sont des composés qui intègrent d'une manière ou d'une autre, un ou plusieurs atomes métalliques dans leur structure. L'ensemble de ces composés est moins connu (environ un million décrits) que l'ensemble des composés organiques (environ sept millions connus), la chimie organométallique faisant en quelque sorte le partage entre composés organiques et inorganiques. D'après Joseph M. Hornback, la distinction entre composés inorganiques et organiques est un peu arbitraire ; par exemple, un composé contenant à la fois du carbone et un métal peut être considéré comme organique ou inorganique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Compos%C3%A9_inorganique ) In chemistry, an inorganic compound is typically a chemical compound that lacks carbon–hydrogen bonds, that is, a compound that is not an organic compound. The study of inorganic compounds is a subfield of chemistry known as inorganic chemistry. Inorganic compounds comprise most of the Earth's crust, although the compositions of the deep mantle remain active areas of investigation. Some simple carbon compounds are often considered inorganic. Examples include the allotropes of carbon (graphite, diamond, buckminsterfullerene, etc.), carbon monoxide, carbon dioxide, carbides, and the following salts of inorganic anions: carbonates, cyanides, cyanates, and thiocyanates. Many of these are normal parts of mostly organic systems, including organisms; describing a chemical as inorganic does not necessarily mean that it does not occur within living things. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Inorganic_compound ) composés organiques organic compounds composé organique organic compound Les composés organiques sont les composés dont un des éléments chimiques constitutifs est le carbone, à quelques exceptions près. Ces composés peuvent être d’origine naturelle ou produits par synthèse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Compos%C3%A9_organique ) In chemistry, organic compounds are generally any chemical compounds that contain carbon-hydrogen or carbon-carbon bonds. Due to carbon's ability to catenate (form chains with other carbon atoms), millions of organic compounds are known. The study of the properties, reactions, and syntheses of organic compounds comprise the discipline known as organic chemistry. For historical reasons, a few classes of carbon-containing compounds (e.g., carbonate salts and cyanide salts), along with a few other exceptions (e.g., carbon dioxide, hydrogen cyanide), are not classified as organic compounds and are considered inorganic. Other than those just named, little consensus exists among chemists on precisely which carbon-containing compounds are excluded, making any rigorous definition of an organic compound elusive. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Organic_compound ) 2023-01-27 aldéhyde formique formol methanal méthanal Formaldehyde Formaldéhyde aldéhydes formiques formaldehydes formaldéhydes formols methanals méthanaux formaldehyde formaldéhyde Le méthanal ou formaldéhyde ou aldéhyde formique est un composé organique de la famille des aldéhydes, de formule chimique CH₂O. C'est le membre le plus simple de cette famille. À température ambiante, c'est un gaz inflammable. Synthétisé pour la première fois par le Russe Alexandre Boutlerov en 1859, il fut formellement identifié par l'Allemand August Wilhelm von Hofmann en 1867. Le formaldéhyde fait aussi partie des molécules détectées dans le milieu interstellaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thanal ) Formaldehyde (systematic name methanal) is a naturally occurring organic compound with the formula CH₂O and structure H−CHO. The pure compound is a pungent, colourless gas that polymerises spontaneously into paraformaldehyde, hence it is stored as an aqueous solution (formalin), which is also used to store animal specimens. It is the simplest of the aldehydes (R−CHO). The common name of this substance comes from its similarity and relation to formic acid. Formaldehyde appears to be a useful probe in astrochemistry due to prominence of the 1₁₀ ← 1₁₁ and 2₁₁ ← 2₁₂ K-doublet transitions. It was the first polyatomic organic molecule detected in the interstellar medium. Since its initial detection in 1969, it has been observed in many regions of the galaxy. Because of the widespread interest in interstellar formaldehyde, it has been extensively studied, yielding new extragalactic sources. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Formaldehyde ) Gibbs energy enthalpie libre énergie de Gibbs Energie libre Gibbs Energie libres Gibbs énergies libres de Gibbs Gibbs free energy énergie libre de Gibbs L’enthalpie libre (ou énergie libre de Gibbs, ou simplement énergie de Gibbs) est une fonction d'état extensive introduite par Willard Gibbs, et généralement notée G. Elle peut être reliée à l'enthalpie H par la formule G = H − T S et à l'énergie interne U par la relation G = U + P V − T S. Le changement d'enthalpie libre △G correspond au travail maximal qui peut être extrait d'un système fermé à température et pression fixes, hors le travail dû à la variation de volume. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Enthalpie_libre ) In thermodynamics, the Gibbs free energy (or Gibbs energy; symbol G) is a thermodynamic potential that can be used to calculate the maximum amount of work that may be performed by a thermodynamically closed system at constant temperature and pressure. It also provides a necessary condition for processes such as chemical reactions that may occur under these conditions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gibbs_free_energy ) 2022-10-03 chemical compounds composés chimiques chemical compound (interstellar, circumstellar, or planetary) composé chimique (interstellaire, circumstellaire ou planétaire) Un composé chimique ou corps composé, en chimie, est une substance chimique pure composée d'au moins deux éléments chimiques différents. Les atomes formant les assemblages des composés chimiques sont liés entre eux par des liaisons chimiques, qui peuvent être de différentes natures. Selon la nature des liaisons et des atomes qui les composent, les composés chimiques sont répartis dans différentes catégories comme les composés organiques, inorganiques, ioniques, intermétalliques ou encore les complexes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Compos%C3%A9_chimique ) A chemical compound is a chemical substance composed of many identical molecules (or molecular entities) containing atoms from more than one chemical element held together by chemical bonds. A molecule consisting of atoms of only one element is therefore not a compound. A compound can be transformed into a different substance by a chemical reaction, which may involve interactions with other substances. In this process, bonds between atoms may be broken and/or new bonds formed. There are four major types of compounds, distinguished by how the constituent atoms are bonded together. Molecular compounds are held together by covalent bonds; ionic compounds are held together by ionic bonds; intermetallic compounds are held together by metallic bonds; coordination complexes are held together by coordinate covalent bonds. Non-stoichiometric compounds form a disputed marginal case. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chemical_compound ) 2022-10-03 Constante solaire Constante solaires Solar constant constantes solaires solar constants constante solaire solar constant La constante solaire, aussi appelée irradiance solaire totale, exprime la quantité d’énergie solaire que recevrait pendant une seconde (soit la puissance) une surface de 1 m²située à une distance d'une unité astronomique (distance moyenne Terre-Soleil), exposée perpendiculairement aux rayons du Soleil, en l'absence d’atmosphère. Pour la Terre, c'est donc la densité de flux énergétique au sommet de l'atmosphère. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_solaire ) The amount of solar radiation in all wavelengths received per unit of time per unit of area on a theoretical surface perpendicular to the Sun's rays and at Earth's mean distance from the Sun. Its mean value is 1367.7 W m⁻² or 1.37 × 106 erg sec⁻¹ cm⁻². In other words, the solar constant is the mean solar irradiance on the outer atmosphere when the Sun and Earth are spaced at 1 astronomical unit. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+constant&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-17 2022-10-17 dioxygènes molecular oxygens dioxygène molecular oxygen 2022-10-17 eau oxygénée Hydrogen peroxide Peroxyde d'hydrogène Peroxyde d'hydrogènes eaux oxygénées hydrogen peroxides peroxydes d'hydrogènes hydrogen peroxide peroxyde d'hydrogène Le peroxyde d'hydrogène est un composé chimique de formule H₂O₂. Sa solution aqueuse est appelée eau oxygénée. Elle est incolore et légèrement plus visqueuse que l'eau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Peroxyde_d%27hydrog%C3%A8ne ) Hydrogen peroxide is a chemical compound with the formula H₂O₂. In its pure form, it is a very pale blue liquid that is slightly more viscous than water. It is used as an oxidizer, bleaching agent, and antiseptic, usually as a dilute solution (3%–6% by weight) in water for consumer use, and in higher concentrations for industrial use. Concentrated hydrogen peroxide, or "high-test peroxide", decomposes explosively when heated and has been used as a propellant in rocketry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_peroxide ) Atmospheric composition Composition atmosphérique Composition atmosphériques atmospheric compositions compositions atmosphériques atmospheric composition composition atmosphérique abondance isotopique isotope ratio isotopic ratio rapport isotopique Composition isotopique Composition isotopiques Isotopic composition abondances isotopiques compositions isotopiques isotope ratios isotopic compositions isotopic ratios rapports isotopiques composition isotopique isotopic composition Bose Einstein condensation Condensation Bose Einstein condensat de Bose Einstein condensats de Bose Einstein condensats de Bose-Einstein Bose-Einstein condensate condensat de Bose-Einstein Un condensat de Bose-Einstein est un état de la matière apparent au niveau macroscopique, formé de bosons identiques (typiquement des atomes se comportant comme des bosons), tel qu'un grand nombre de ces particules, à une température suffisamment basse, occupent un unique état quantique de plus basse énergie (état fondamental) lui donnant des propriétés spécifiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Condensat_de_Bose-Einstein ) In condensed matter physics, a Bose–Einstein condensate (BEC) is a state of matter that is typically formed when a gas of bosons at very low densities is cooled to temperatures very close to absolute zero (−273.15 °C or −459.67 °F). Under such conditions, a large fraction of bosons occupy the lowest quantum state, at which point microscopic quantum mechanical phenomena, particularly wavefunction interference, become apparent macroscopically. A BEC is formed by cooling a gas of extremely low density (about 100,000 times less dense than normal air) to ultra-low temperatures. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bose%E2%80%93Einstein_condensate ) Boundary condition Condition aux limites boundary conditions conditions aux limites boundary condition condition aux limites Condition initiale Condition initiales Initial condition conditions initiales initial conditions condition initiale initial condition conduction de la chaleur Conduction thermique Conduction thermiques Thermal conduction conductions des chaleurs conductions thermiques thermal conductions conduction thermique thermal conduction La conduction thermique (ou diffusion thermique) est un mode de transfert thermique provoqué par une différence de température entre deux régions d'un même milieu, ou entre deux milieux en contact, et se réalisant sans déplacement global de matière (à l'échelle macroscopique) par opposition à la convection qui est un autre mode de transfert thermique. Elle peut s'interpréter comme la transmission de proche en proche de l'agitation thermique : un atome (ou une molécule) cède une partie de son énergie cinétique à l'atome voisin. La conduction thermique est un processus de transport de l'énergie interne lié à l'agitation moléculaire et dû à une hétérogénéité du milieu à l'échelle macroscopique. C'est un phénomène irréversible analogue au phénomène de diffusion. Dans les fluides (liquides et gaz) ce transport d'énergie résulte au niveau microscopique de l'anisotropie de la fonction de distribution des vitesses. Dans les solides, la conduction thermique est assurée conjointement par les électrons de conduction et par les vibrations du réseau cristallin (phonons). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Conduction_thermique ) Conduction is the process by which heat is transferred from the hotter end to the colder end of an object. The ability of the object to conduct heat is known as its thermal conductivity, and is denoted k. Heat spontaneously flows along a temperature gradient (i.e. from a hotter body to a colder body). For example, heat is conducted from the hotplate of an electric stove to the bottom of a saucepan in contact with it. In the absence of an opposing external driving energy source, within a body or between bodies, temperature differences decay over time, and thermal equilibrium is approached, temperature becoming more uniform. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermal_conduction ) Conductivité électrique Conductivité électriques Electrical conductivity conductivités électriques electrical conductivities conductivité électrique electrical conductivity La conductivité électrique σ ou κ caractérise l'aptitude d'un matériau ou d'une solution à laisser les charges électriques se déplacer librement et donc permettre le passage d'un courant électrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Conductivit%C3%A9_%C3%A9lectrique ) Electrical conductivity, or specific conductance, is the conductance of a 1-meter cube of a substance, measured between opposite faces. Having units of siemens per meter, conductivity is the reciprocal of resistivity, and expresses the substance's ability to conduct electricity. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/conductivity.html ) Conductivité thermique Conductivité thermiques Thermal conductivity conductivités thermiques thermal conductivities conductivité thermique thermal conductivity La conductivité thermique (ou conductibilité thermique) d'un matériau est une grandeur physique qui caractérise sa capacité à diffuser la chaleur dans les milieux sans déplacement macroscopique de matière. C'est le rapport de l'énergie thermique (quantité de chaleur) transférée par unité de temps (donc homogène à une puissance, en watts) et de surface au gradient de température. Notée λ (anciennement K voire k), la conductivité thermique intervient notamment dans la loi de Fourier. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Conductivit%C3%A9_thermique ) The thermal conductivity of a material is a measure of its ability to conduct heat. It is commonly denoted by k, λ, or κ. Heat transfer occurs at a lower rate in materials of low thermal conductivity than in materials of high thermal conductivity. For instance, metals typically have high thermal conductivity and are very efficient at conducting heat, while the opposite is true for insulating materials like Rockwool or Styrofoam. Correspondingly, materials of high thermal conductivity are widely used in heat sink applications, and materials of low thermal conductivity are used as thermal insulation. The reciprocal of thermal conductivity is called thermal resistivity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermal_conductivity ) lightcone Cône lumière Cône lumières Light cone cônes de lumières light cones lightcones cône de lumière light cone En physique, le cône de lumière est une notion fondamentale de la théorie de la relativité, permettant à partir d'un événement e_0 la distinction entre les événements passés, les événements futurs et les événements inaccessibles (dans le passé comme dans le futur). Le cône de lumière est ainsi désigné à la suite de Hermann Minkowski (1864-1909). Mathématiquement, un cône de lumière est un hypercône. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/C%C3%B4ne_de_lumi%C3%A8re#Bibliographie ) In special and general relativity, a light cone (or "null cone") is the path that a flash of light, emanating from a single event (localized to a single point in space and a single moment in time) and traveling in all directions, would take through spacetime. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Light_cone ) magnetic configuration Configuration champ magnétique Configuration champs magnétiques Magnetic field configuration configurations des champs magnétiques magnetic configurations magnetic field configurations configuration du champ magnétique magnetic field configuration bouteille magnétique magnetic bottle Configuration miroir magnétique Configuration miroirs magnétiques Magnetic mirror configuration bouteilles magnétiques configurations en miroirs magnétiques magnetic bottles magnetic mirror configurations configuration en miroir magnétique magnetic mirror configuration Charge conservation Conservation charge Conservation charges charge conservations conservations des charges charge conservation conservation de la charge La conservation de la charge électrique est un principe physique. Il exprime que la charge électrique d'un système isolé est un invariant. La charge électrique ne peut donc être qu'échangée avec un autre système mais ni créée ni annihilée. On dit qu'il s'agit d'une grandeur conservative. Ainsi, lors d'une réaction chimique, la somme totale des charges des espèces mises en jeu est conservée entre les réactifs et les produits. Lors d'une collision entre atomes, ions ou molécules, d'une désintégration radioactive, ou d'un échange énergie-matière, il en est de même. Ce principe de conservation de la charge est également à la base de la loi des nœuds en électrocinétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Conservation_de_la_charge_%C3%A9lectrique ) In physics, charge conservation is the principle that the total electric charge in an isolated system never changes. The net quantity of electric charge, the amount of positive charge minus the amount of negative charge in the universe, is always conserved. Charge conservation, considered as a physical conservation law, implies that the change in the amount of electric charge in any volume of space is exactly equal to the amount of charge flowing into the volume minus the amount of charge flowing out of the volume. In essence, charge conservation is an accounting relationship between the amount of charge in a region and the flow of charge into and out of that region, given by a continuity equation between charge density ρ(x) and current density J(x). This does not mean that individual positive and negative charges cannot be created or destroyed. Electric charge is carried by subatomic particles such as electrons and protons. Charged particles can be created and destroyed in elementary particle reactions. In particle physics, charge conservation means that in reactions that create charged particles, equal numbers of positive and negative particles are always created, keeping the net amount of charge unchanged. Similarly, when particles are destroyed, equal numbers of positive and negative charges are destroyed. This property is supported without exception by all empirical observations so far. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Charge_conservation ) Conservation énergie Conservation énergies Energy conservation conservations des énergies energy conservations conservation de l'énergie energy conservation La conservation de l'énergie est un principe physique, selon lequel l'énergie totale d'un système isolé est invariante au cours du temps. Ce principe, largement vérifié expérimentalement, est de première importance en physique, et impose que pour tout phénomène physique l'énergie totale initiale du système isolé soit égale à l'énergie totale finale, donc que de l'énergie passe d'une forme à une autre durant le déroulement du phénomène, sans création ni disparition d'énergie. Introduit par Leibniz et postulé en mécanique newtonienne, ce principe est démontrable en mécanique lagrangienne par le biais d'un théorème de Noether. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Conservation_de_l%27%C3%A9nergie ) In physics and chemistry, the law of conservation of energy states that the total energy of an isolated system remains constant; it is said to be conserved over time. This law, first proposed and tested by Émilie du Châtelet, means that energy can neither be created nor destroyed; rather, it can only be transformed or transferred from one form to another. For instance, chemical energy is converted to kinetic energy when a stick of dynamite explodes. If one adds up all forms of energy that were released in the explosion, such as the kinetic energy and potential energy of the pieces, as well as heat and sound, one will get the exact decrease of chemical energy in the combustion of the dynamite. Classically, conservation of energy was distinct from conservation of mass. However, special relativity shows that mass is related to energy and vice versa by E = mc², the equation representing mass–energy equivalence, and science now takes the view that mass-energy as a whole is conserved. Theoretically, this implies that any object with mass can itself be converted to pure energy, and vice versa. However, this is believed to be possible only under the most extreme of physical conditions, such as likely existed in the universe very shortly after the Big Bang or when black holes emit Hawking radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conservation_of_energy ) Conservation flux Flux conservation conservations des flux flux conservations conservation du flux flux conservation Conservation parité Conservation parités Parity conservation conservations des parités parity conservations conservation de la parité parity conservation En mécanique quantique, la condition de parité dans les interactions fortes et électrodynamiques, où elle reste constante et ne change pas avec le temps. En d'autres termes, la conservation de la parité implique que la nature est symétrique et ne fait aucune distinction entre les rotations droite et gauche ou entre les côtés opposés d'une particule subatomique. Ainsi, par exemple, deux particules radioactives similaires tournant dans des directions opposées autour d'un axe vertical devraient émettre leurs produits de désintégration avec la même intensité vers le haut et vers le bas. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=parity+conservation&formSubmit=Search&showAll=1 ) In quantum mechanics, the condition of parity in strong and electrodynamic interactions, where it remains constant and does not change with time. In other words, parity conservation implies that Nature is symmetrical and makes no distinction between right- and left-handed rotations or between opposite sides of a subatomic particle. Thus, for example, two similar radioactive particles spinning in opposite directions about a vertical axis should emit their decay products with the same intensity upward and downward. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=parity+conservation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Astronomical constant Constante astronomique Constante astronomiques astronomical constants constantes astronomiques astronomical constant constante astronomique Une quantité fondamentale mesurée avec précision en astronomie, comme la parallaxe solaire, la constante de l'aberration et l'obliquité de l'écliptique. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astronomical+constant&formSubmit=Search&showAll=1 ) A precisely measured fundamental quantity in astronomy, such as the solar parallax, the constant of aberration, and the obliquity of the ecliptic. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astronomical+constant&formSubmit=Search&showAll=1 ) Constante cosmologique Constante cosmologiques Cosmological constant constantes cosmologiques cosmological constants constante cosmologique cosmological constant La constante cosmologique est un paramètre ajouté par Einstein en février 1917 à ses équations de la relativité générale (1915), dans le but de rendre sa théorie compatible avec l'idée qu'il avait alors d'un Univers statique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_cosmologique ) A term introduced by Einstein into his gravitational field equations in order to allow a solution corresponding to astatic Universe. The cosmological constant is physically interpreted as due to the vacuum energy of quantized fields. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cosmological+constant&formSubmit=Search&showAll=1 ) dielectric constant permittivité permittivité diélectrique permittivité électrique Constante diélectrique Constante diélectriques Permittivity constantes diélectriques dielectric constants permittivities permittivités permittivités diélectriques permittivités électriques constante diélectrique permittivity La permittivité, plus précisément permittivité diélectrique, est une propriété physique qui décrit la réponse d'un milieu donné à un champ électrique appliqué. C'est une propriété macroscopique, essentielle de l'électrostatique, ainsi que de l‘électrodynamique des milieux continus. Elle intervient dans de nombreux domaines, notamment dans l’étude de la propagation des ondes électromagnétiques, et en particulier la lumière visible et les ondes utilisées en radiodiffusion. On la retrouve donc en optique, via l'indice de réfraction. Les lois gérant la réfraction et la réflexion de la lumière y font appel. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Permittivit%C3%A9 ) In electromagnetism, the absolute permittivity, often simply called permittivity and denoted by the Greek letter ε (epsilon), is a measure of the electric polarizability of a dielectric. A material with high permittivity polarizes more in response to an applied electric field than a material with low permittivity, thereby storing more energy in the material. In electrostatics, the permittivity plays an important role in determining the capacitance of a capacitor. In the simplest case, the electric displacement field D resulting from an applied electric field E is D = εE. More generally, the permittivity is a thermodynamic function of state. It can depend on the frequency, magnitude, and direction of the applied field. The SI unit for permittivity is farad per meter (F/m). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Permittivity ) Complex permittivity Constante diélectrique complexe Constante diélectriques complexes complex permittivities constantes diélectriques complexes complex permittivity constante diélectrique complexe Constante dissociation Constante dissociations Dissociation constant constantes de dissociations dissociation constants constante de dissociation dissociation constant La constante de dissociation est la constante de réaction associée à la dissociation d'un composé chimique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_de_dissociation ) In chemistry, biochemistry, and pharmacology, a dissociation constant K_D is a specific type of equilibrium constant that measures the propensity of a larger object to separate (dissociate) reversibly into smaller components, as when a complex falls apart into its component molecules, or when a salt splits up into its component ions. The dissociation constant is the inverse of the association constant. In the special case of salts, the dissociation constant can also be called an ionization constant.[ (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dissociation_constant ) Constante équilibre Constante équilibres Equilibrium constant constantes d'équilibres equilibrium constants constante d'équilibre equilibrium constant En chimie, une constante d'équilibre caractérise l'état d'équilibre d'un système chimique. Elle est donc associée à un état du système qui ne peut pas évoluer de manière spontanée. La valeur de la constante d'équilibre dépend uniquement de la réaction chimique considérée et de la température. Les constantes d'équilibre sont généralement données à 25 °C. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_d%27%C3%A9quilibre ) The equilibrium constant of a chemical reaction is the value of its reaction quotient at chemical equilibrium, a state approached by a dynamic chemical system after sufficient time has elapsed at which its composition has no measurable tendency towards further change. For a given set of reaction conditions, the equilibrium constant is independent of the initial analytical concentrations of the reactant and product species in the mixture. Thus, given the initial composition of a system, known equilibrium constant values can be used to determine the composition of the system at equilibrium. However, reaction parameters like temperature, solvent, and ionic strength may all influence the value of the equilibrium constant. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equilibrium_constant ) constant of gravity constante gravitationnelle Constante gravitation Constante gravitations Gravitational constant constantes des gravitations constantes gravitationnelles constants of gravity gravitational constants constante de la gravitation gravitational constant En physique, la constante gravitationnelle, aussi connue comme la constante universelle de gravitation, notée G, est la constante de proportionnalité de la loi universelle de la gravitation d'Isaac Newton. Cette constante physique fondamentale apparaît dans des lois de l'astronomie classique qui en découlent (gravité à la surface d'un corps céleste, troisième loi de Kepler, etc.), ainsi que dans la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_gravitationnelle ) The gravitational constant (also known as the universal gravitational constant, the Newtonian constant of gravitation, or the Cavendish gravitational constant), denoted by the capital letter G, is an empirical physical constant involved in the calculation of gravitational effects in Sir Isaac Newton's law of universal gravitation and in Albert Einstein's theory of general relativity. In Newton's law, it is the proportionality constant connecting the gravitational force between two bodies with the product of their masses and the inverse square of their distance. In the Einstein field equations, it quantifies the relation between the geometry of spacetime and the energy–momentum tensor (also referred to as the stress–energy tensor). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_constant ) Hubble parameter Constante Hubble constantes de Hubble Hubble constant constante de Hubble La constante de Hubble H₀, valeur actuelle du paramètre de Hubble H (ou paramètre de Hubble-Lemaître), est la constante de proportionnalité existant aujourd'hui entre la distance et la vitesse de récession apparente des galaxies de l'Univers observable (plus une galaxie est éloignée de la Terre, plus elle s'en éloigne vite). Elle permet d'expliciter la loi de Hubble-Lemaître décrivant l'expansion de l'Univers, dans le cadre du modèle cosmologique du Big Bang, et de déterminer le taux d'expansion actuel de l'Univers. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_de_Hubble ) The Hubble constant (H₀) is a measure of the present expansion rate of the universe, in units of kilometers per second per megaparsec (km/s/Mpc). It relates the apparent recession velocity of a galaxy, or galaxy cluster, to its distance from the Milky Way. The larger the Hubble constant, the younger the universe. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Hubble_constant.html ) constantes de Planck Planck constant constante de Planck En physique, la constante de Planck, notée h, également connue sous le nom de "quantum d'action" depuis son introduction dans la théorie des quanta, est une constante physique qui a la même dimension qu'une énergie multipliée par une durée. Nommée d'après le physicien Max Planck, elle joue un rôle central en mécanique quantique car elle est le coefficient de proportionnalité fondamental qui relie l'énergie d'un photon à sa fréquence ( E = h ν) et sa quantité de mouvement à son nombre d'onde ( p = ℏ k) ou, plus généralement, les propriétés discrètes de type corpusculaires aux propriétés continues de type ondulatoire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_de_Planck ) The Planck constant, or Planck's constant, is a fundamental physical constant of foundational importance in quantum mechanics. The constant gives the relationship between the energy of a photon and its frequency, and by the mass-energy equivalence, the relationship between mass and frequency. Specifically, a photon's energy is equal to its frequency multiplied by the Planck constant. The constant is generally denoted by h. The reduced Planck constant, or Dirac constant, equal to the constant divided by 2 π, is denoted by ℏ. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planck_constant ) Constante Rydberg constantes de Rydberg Rydberg constant constante de Rydberg La constante de Rydberg, nommée en l'honneur du physicien Johannes Rydberg, est une constante physique découverte en mesurant le spectre de l'hydrogène. Son unité est le mètre à la puissance moins un (m⁻¹). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_de_Rydberg ) In spectroscopy, the Rydberg constant, symbol R_∞ for heavy atoms or R_H for hydrogen, named after the Swedish physicist Johannes Rydberg, is a physical constant relating to the electromagnetic spectra of an atom. The constant first arose as an empirical fitting parameter in the Rydberg formula for the hydrogen spectral series, but Niels Bohr later showed that its value could be calculated from more fundamental constants via his Bohr model. As of 2018, R_∞ and electron spin g-factor are the most accurately measured physical constants. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rydberg_constant ) fine-structure constant Constante structure fine Constante structures fines Fine structure constant constantes de structures fines fine structure constants fine-structure constants constante de structure fine fine structure constant La constante de structure fine est, en physique, la constante de couplage sans dimension associée à l'interaction électromagnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_de_structure_fine ) In physics, the fine-structure constant, also known as the Sommerfeld constant, commonly denoted by α (the Greek letter alpha), is a fundamental physical constant which quantifies the strength of the electromagnetic interaction between elementary charged particles. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fine-structure_constant ) coefficient de vitesse rate coefficient reaction rate coefficient reaction rate constant Constante vitesse Constante vitesses Rate constant coefficients de vitesses constantes de vitesses rate coefficients rate constants reaction rate coefficients reaction rate constants constante de vitesse rate constant Dans la cinétique chimique, la constante de vitesse (ou le coefficient de vitesse) k est une mesure de la vitesse d'une réaction chimique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constante_de_vitesse ) In chemical kinetics a reaction rate constant or reaction rate coefficient, k, quantifies the rate and direction of a chemical reaction. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Reaction_rate_constant ) 2022-10-06 constellations constellations constellation constellation Une constellation est un "groupe d'étoiles voisines sur la sphère céleste, présentant une figure conventionnelle déterminée, à laquelle on a donné un nom particulier"; c'est aussi une "région du ciel conventionnellement délimitée qui inclut ce groupe d'étoiles". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Constellation ) A grouping of conspicuous stars that, when seen from Earth, form an apparent pattern. The sky is divided into 88 constellations. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=constellation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Contenu total électron Contenu totaux électrons Total electron content contenus totaux en électrons total electron contents contenu total en électrons total electron content Le Contenu électronique total ou Total electron content (TEC) est une description quantitative de l'ionosphère terrestre. Le TEC est le nombre total d'électrons présents le long d'un tube de un mètre carré de section. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Total_electron_content ) Total electron content (TEC) is an important descriptive quantity for the ionosphere of the Earth. TEC is the total number of electrons integrated between two points, along a tube of one meter squared cross section, i.e., the electron columnar number density. It is often reported in multiples of the so-called TEC unit, defined as TECU = 10¹⁶ el/m²≈ 1.66 x 10⁻⁸ mol.m⁻². TEC is significant in determining the scintillation and group and phase delays of a radio wave through a medium. Ionospheric TEC is characterized by observing carrier phase delays of received radio signals transmitted from satellites located above the ionosphere, often using Global Positioning System satellites. TEC is strongly affected by solar activity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Total_electron_content ) Contraction gravitationnelle Contraction gravitationnelles Gravitational contraction contractions gravitationnelles gravitational contractions contraction gravitationnelle gravitational contraction Diminution du volume d'un objet astronomique sous l'action d'une force gravitationnelle centrale dominante. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitational+contraction&formSubmit=Search&showAll=1 ) Decrease in the volume of an astronomical object under the action of a dominant, central gravitational force. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitational+contraction&formSubmit=Search&showAll=1 ) Contrainte cisaillement Contrainte cisaillements Shear stress contraintes de cisaillements shear stresses contrainte de cisaillement shear stress La contrainte de cisaillement, souvent désignée par τ (grec : tau), est la composante de la contrainte coplanaire avec une section transversale du matériau. Il provient de la force de cisaillement, la composante du vecteur de force parallèle à la section transversale du matériau. La contrainte normale, en revanche, provient de la composante vectorielle de force perpendiculaire à la section transversale du matériau sur laquelle elle agit. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Shear_stress ) Shear stress, often denoted by τ (Greek: tau), is the component of stress coplanar with a material cross section. It arises from the shear force, the component of force vector parallel to the material cross section. Normal stress, on the other hand, arises from the force vector component perpendicular to the material cross section on which it acts. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Shear_stress ) Contrainte traction Contrainte tractions Tensile stress contraintes de tractions tensile stresses contrainte de traction tensile stress phase speed propagation speed propagation velocity vitesse de propagation Phase velocity Vitesse phase Vitesse phases phase velocities propagation velocities vitesses de phases vitesses de propagations phase velocity vitesse de phase La vitesse de phase d'une onde est la vitesse à laquelle la phase de l'onde se propage dans l'espace. En sélectionnant un point particulier de l'onde (par exemple la crête), ce point immatériel se déplace dans l'espace à la vitesse de phase. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_d%27une_onde#Vitesse_de_phase ) The phase velocity of a wave is the rate at which the wave propagates in any medium. This is the velocity at which the phase of any one frequency component of the wave travels. For such a component, any given phase of the wave (for example, the crest) will appear to travel at the phase velocity. The phase velocity is given in terms of the wavelength λ (lambda) and time period T as v_p = λ/T. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Phase_velocity ) 2022-10-05 Contrepartie optique Contrepartie optiques Optical counterpart contreparties optiques optical counterparts contrepartie optique optical counterpart Un objet astronomique avec une émission généralement faible dans le visible trouvé comme la représentation optique de l'objet rayonnant principalement dans d'autres longueurs d'onde du spectre électromagnétique. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=optical+counterpart&formSubmit=Search&showAll=1 ) An astronomical object with usually weak emission in the visible found to be the optical representation of the object radiating chiefly in other wavelengths of the electromagnetic spectrum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri,https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=optical+counterpart&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 Contrepartie radio Contrepartie radios Radio counterpart contreparties radios radio counterparts contrepartie radio radio counterpart La représentation dans les longueurs d'onde radio d'un objet astronomique qui a des émissions dans d'autres parties du spectre électromagnétique. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+counterpart&formSubmit=Search&showAll=1 ) The representation in radio wavelengths of an astronomical object that has emission in other parts of the electromagnetic spectrum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+counterpart&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 contrepartie en rayon X Contrepartie RX X ray counterpart contreparties X contreparties en rayons X X-ray counterpart contrepartie X La représentation dans les longueurs d'onde X d'un objet astronomique qui a des émissions dans d'autres parties du spectre électromagnétique. The representation in X-ray wavelengths of an astronomical object that has emission in other parts of the electromagnetic spectrum. convection thermique Convection Convection convections convections convections thermiques convection convection La convection est l'ensemble des mouvements internes (verticaux ou horizontaux) qui animent un fluide et qui impliquent alors le transport des propriétés des particules de ce fluide au cours de son déplacement. Ce transfert implique l'échange de chaleur entre une surface et un fluide mobile à son contact, ou le déplacement de chaleur au sein d'un fluide par le mouvement d'ensemble de ses molécules d'un point à un autre. La convection constitue, avec la conduction thermique et le transfert radiatif, l'un des trois modes d'échange de chaleur entre deux systèmes, et diffère de ces derniers par la méthode de transfert. Elle a aussi pour effet d'accélérer l'homogénéisation de la composition chimique du fluide, par rapport à la seule diffusion chimique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Convection ) Convection is single or multiphase fluid flow that occurs spontaneously due to the combined effects of material property heterogeneity and body forces on a fluid, most commonly density and gravity. When the cause of the convection is unspecified, convection due to the effects of thermal expansion and buoyancy can be assumed. Convection may also take place in soft solids or mixtures where particles can flow. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Convection ) 2022-10-10 Atmospheric convection Convection atmosphérique Convection atmosphériques atmospheric convections convections atmosphériques atmospheric convection convection atmosphérique La convection atmosphérique désigne l'ensemble des mouvements internes de l'atmosphère terrestre résultant d'une instabilité de l'air due à une différence de température verticale ou horizontale. Son intensité dépend du taux de décroissance de cette température et donne des mouvements organisés dans la couche d'air instable, entraînant des transferts verticaux de chaleur, de quantité de mouvement et d'humidité1. Le mouvement convectif peut se produire autant à partir du sol qu'en altitude dans une couche d'air instable plus ou moins épaisse. Il est donc possible de parler de convection profonde ou restreinte ce qui influencera ses impacts. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Convection_atmosph%C3%A9rique ) Atmospheric convection is the result of a parcel-environment instability, or temperature difference layer in the atmosphere. Different lapse rates within dry and moist air masses lead to instability. Mixing of air during the day which expands the height of the planetary boundary layer leads to increased winds, cumulus cloud development, and decreased surface dew points. Moist convection leads to thunderstorm development, which is often responsible for severe weather throughout the world. Special threats from thunderstorms include hail, downbursts, and tornadoes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_convection ) convolution equation convolution integral intégrale de convolution produit de convolution équation de convolution Convolution Convolution convolution equations convolution integrals convolutions convolutions intégrales de convolutions produits de convolutions équations de convolutions convolution convolution 1) Une combinaison mathématique de deux fonctions qui consiste à multiplier la valeur d'une fonction à un point donné avec la valeur d'une autre fonction, la fonction de pondération, pour un déplacement à partir de ce point, puis l'intégration sur tous les déplacements. Le processus est répété pour chaque point de la fonction. La convolution exprime comment la forme d'une fonction est altérée par l'autre. 2) Astro. : la convolution décrit comment un instrument, via sa fonction de transfert, affecte un signal d'entrée. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=convolution&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) A mathematical combination of two functions which involves multiplying the value of one function at a given point with the value of another function, the weighting function, for a displacement from that point and then integrating over all such displacements. The process is repeated for every point of the function. Convolution expresses how the shape of a function is altered by the other. 2) Astro.: Convolution describes how an instrument, through its transfer function, affects an input signal. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=convolution&formSubmit=Search&showAll=1 ) Astronomical coordinate Coordonnée astronomique Coordonnée astronomiques astronomical coordinates coordonnées astronomiques astronomical coordinate coordonnée astronomique En astronomie, un système de coordonnées céleste est un système de coordonnées permettant de déterminer une position dans le ciel, généralement exprimée en notation décimale ou pseudo-sexagésimale (l'unité de base de l'ascension droite étant cependant l'heure sidérale, équivalente à 15°). Il existe plusieurs systèmes, utilisant une grille de coordonnées projetée sur la sphère céleste, de manière analogue aux systèmes de coordonnées géographiques utilisés à la surface de la Terre. Les systèmes de coordonnées célestes différent seulement dans le choix du plan de référence, qui divise le ciel en deux hémisphères le long d'un grand cercle (le plan de référence du système de coordonnées géographiques est l'équateur terrestre). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_de_coordonn%C3%A9es_c%C3%A9lestes ) Astronomical coordinate systems are organized arrangements for specifying positions of satellites, planets, stars, galaxies, and other celestial objects relative to physical reference points available to a situated observer (e.g. the true horizon and north cardinal direction to an observer situated on the Earth's surface). Coordinate systems in astronomy can specify an object's position in three-dimensional space or plot merely its direction on a celestial sphere, if the object's distance is unknown or trivial. Spherical coordinates, projected on the celestial sphere, are analogous to the geographic coordinate system used on the surface of Earth. These differ in their choice of fundamental plane, which divides the celestial sphere into two equal hemispheres along a great circle. Rectangular coordinates, in appropriate units, have the same fundamental (x, y) plane and primary (x-axis) direction, such as a rotation axis. Each coordinate system is named after its choice of fundamental plane. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_coordinate_systems ) Cartesian coordinate Coordonnée cartésienne Coordonnée cartésiennes cartesian coordinates coordonnées cartésiennes cartesian coordinate coordonnée cartésienne Un système de coordonnées cartésiennes dans un plan est un système de coordonnées qui spécifie chaque point uniquement par une paire de coordonnées numériques, qui sont les distances signées au point à partir de deux lignes orientées perpendiculaires fixes, mesurées dans la même unité de longueur. Chaque ligne de coordonnées de référence est appelée axe de coordonnées ou simplement axe du système, et le point où ils se rencontrent est son origine, à la paire ordonnée (0, 0). Les coordonnées peuvent également être définies comme les positions des projections perpendiculaires du point sur les deux axes, exprimées en distances signées de l'origine. On peut utiliser le même principe pour spécifier la position de n'importe quel point dans l'espace tridimensionnel par trois coordonnées cartésiennes, ses distances signées à trois plans mutuellement perpendiculaires (ou, de manière équivalente, par sa projection perpendiculaire à trois lignes mutuellement perpendiculaires). En général, les coordonnées n cartésiennes (un élément de l'espace N réel) spécifient le point dans un espace euclidien à n dimension pour toute dimension n. Ces coordonnées sont égales, jusqu'au signe, aux distances du point à n hyperplans mutuellement perpendiculaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cartesian_coordinate_system ) A Cartesian coordinate system in a plane is a coordinate system that specifies each point uniquely by a pair of numerical coordinates, which are the signed distances to the point from two fixed perpendicular oriented lines, measured in the same unit of length. Each reference coordinate line is called a coordinate axis or just axis (plural axes) of the system, and the point where they meet is its origin, at ordered pair (0, 0). The coordinates can also be defined as the positions of the perpendicular projections of the point onto the two axes, expressed as signed distances from the origin. One can use the same principle to specify the position of any point in three-dimensional space by three Cartesian coordinates, its signed distances to three mutually perpendicular planes (or, equivalently, by its perpendicular projection onto three mutually perpendicular lines). In general, n Cartesian coordinates (an element of real n-space) specify the point in an n-dimensional Euclidean space for any dimension n. These coordinates are equal, up to sign, to distances from the point to n mutually perpendicular hyperplanes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cartesian_coordinate_system ) Complex coordinate Coordonnée complexe Coordonnée complexes complex coordinates coordonnées complexes complex coordinate coordonnée complexe Coordonnée curviligne Coordonnée curvilignes Curvilinear coordinate coordonnées curvilignes curvilinear coordinates coordonnée curviligne curvilinear coordinate En géométrie, les coordonnées curvilignes sont un système de coordonnées pour l'espace euclidien dans lequel les lignes de coordonnées peuvent être incurvées. Ces coordonnées peuvent être dérivées d'un ensemble de coordonnées cartésiennes en utilisant une transformation qui est localement inversible (une application un-à-un) à chaque point. Cela signifie que l'on peut convertir un point donné dans un système de coordonnées cartésiennes en coordonnées curvilignes et inversement. Le nom "coordonnées curvilignes", inventé par le mathématicien français lamé, découle du fait que les surfaces de coordonnées des systèmes curvilignes sont incurvées. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Curvilinear_coordinates ) In geometry, curvilinear coordinates are a coordinate system for Euclidean space in which the coordinate lines may be curved. These coordinates may be derived from a set of Cartesian coordinates by using a transformation that is locally invertible (a one-to-one map) at each point. This means that one can convert a point given in a Cartesian coordinate system to its curvilinear coordinates and back. The name curvilinear coordinates, coined by the French mathematician Lamé, derives from the fact that the coordinate surfaces of the curvilinear systems are curved. Well-known examples of curvilinear coordinate systems in three-dimensional Euclidean space (R³ are cylindrical and spherical coordinates. A Cartesian coordinate surface in this space is a coordinate plane; for example z = 0 defines the x-y plane. In the same space, the coordinate surface r = 1 in spherical coordinates is the surface of a unit sphere, which is curved. The formalism of curvilinear coordinates provides a unified and general description of the standard coordinate systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Curvilinear_coordinates ) Coordonnée cylindrique Coordonnée cylindriques Cylindrical coordinate coordonnées cylindriques cylindrical coordinates coordonnée cylindrique cylindrical coordinate Un système de coordonnées cylindriques est un système de coordonnées curvilignes orthogonales qui généralise à l'espace celui des coordonnées polaires du plan (r, θ) en y ajoutant une troisième coordonnée, généralement notée z, qui mesure la hauteur d'un point par rapport au plan repéré par les coordonnées polaires (de la même manière que l'on étend le système de coordonnées cartésiennes de deux à trois dimensions). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coordonn%C3%A9es_cylindriques ) A cylindrical coordinate system is a three-dimensional coordinate system that specifies point positions by the distance from a chosen reference axis, the direction from the axis relative to a chosen reference direction, and the distance from a chosen reference plane perpendicular to the axis. The latter distance is given as a positive or negative number depending on which side of the reference plane faces the point. The origin of the system is the point where all three coordinates can be given as zero. This is the intersection between the reference plane and the axis. The axis is variously called the cylindrical or longitudinal axis, to differentiate it from the polar axis, which is the ray that lies in the reference plane, starting at the origin and pointing in the reference direction. Other directions perpendicular to the longitudinal axis are called radial lines. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cylindrical_coordinate_system ) elliptical coordinate Coordonnée elliptique Coordonnée elliptiques Elliptic coordinate coordonnées elliptiques elliptic coordinates elliptical coordinates coordonnée elliptique elliptic coordinate En géométrie, le système de coordonnées elliptiques est un système de coordonnées orthogonales à deux dimensions, dans lequel les lignes de coordonnées sont des ellipses et des hyperboles confocales. Les deux foyers F₁ et F₂ sont généralement considérés comme fixés à − a et + a, respectivement, sur l'axe des x du système de coordonnées cartésiennes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coordonn%C3%A9es_elliptiques ) In geometry, the elliptic coordinate system is a two-dimensional orthogonal coordinate system in which the coordinate lines are confocal ellipses and hyperbolae. The two foci F₁ and F₂ are generally taken to be fixed at − a and + a, respectively, on the x-axis of the Cartesian coordinate system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Elliptic_coordinate_system ) Coordonnée géomagnétique Coordonnée géomagnétiques Geomagnetic coordinate coordonnées géomagnétiques geomagnetic coordinates coordonnée géomagnétique geomagnetic coordinate Coordonnée héliocentrique Coordonnée héliocentriques Heliocentric coordinate coordonnées héliocentriques heliocentric coordinates coordonnée héliocentrique heliocentric coordinate Les coordonnées héliocentriques sont un système de coordonnées célestes qui prennent leur origine au centre du Soleil et prend l'écliptique comme plan de référence. Les coordonnées héliocentriques sont utilisées en particulier dans les calculs des positions relatives des planètes et d'autres corps du système solaire. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/coordinate.html#heliocentric_coordinates ) Heliocentric coordinates is a system of celestial coordinates that has its origin at the center of the Sun and takes the ecliptic as its plane of references. Heliocentric coordinates are used especially in calculations of the relative positions of the planets and other bodies of the Solar System. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/coordinate.html#heliocentric_coordinates ) Coordonnée héliographique Coordonnée héliographiques Heliographic coordinate coordonnées héliographiques heliographic coordinates coordonnée héliographique heliographic coordinate Coordonnée hypersphérique Coordonnée hypersphériques Hyperspherical coordinate coordonnées hypersphériques hyperspherical coordinates coordonnée hypersphérique hyperspherical coordinate Coordonnée normale Coordonnée normales Normal coordinate coordonnées normales normal coordinates coordonnée normale normal coordinate En géométrie différentielle, les coordonnées normales d'un point p dans une variété différentielle munie d'une connexion affine symétrique sont un système de coordonnées locales au voisinage de p obtenu par une application exponentielle à l'espace tangent à p. Dans un système de coordonnées normales, les symboles de Christoffel de la connexion disparaissent au point p. En coordonnées normales, associées à une connexion de Levi-Civita d'une variété riemannienne, on peut en outre faire en sorte que le tenseur métrique soit le symbole de Kronecker au point p, et que les dérivées partielles premières de la métrique à p disparaissent. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coordonn%C3%A9es_normales ) In differential geometry, normal coordinates at a point p in a differentiable manifold equipped with a symmetric affine connection are a local coordinate system in a neighborhood of p obtained by applying the exponential map to the tangent space at p. In a normal coordinate system, the Christoffel symbols of the connection vanish at the point p, thus often simplifying local calculations. In normal coordinates associated to the Levi-Civita connection of a Riemannian manifold, one can additionally arrange that the metric tensor is the Kronecker delta at the point p, and that the first partial derivatives of the metric at p vanish. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Normal_coordinates ) Coordonnée polaire Coordonnée polaires Polar coordinate coordonnées polaires polar coordinates coordonnée polaire polar coordinate Les coordonnées polaires sont, en mathématiques, un système de coordonnées curvilignes à deux dimensions, dans lequel chaque point du plan est entièrement déterminé par un angle et une distance. Ce système est particulièrement utile dans les situations où la relation entre deux points est plus facile à exprimer en termes d’angle et de distance, comme dans le cas du pendule. Dans ce cas, le système des coordonnées cartésiennes, plus familier, impliquerait d’utiliser des formules trigonométriques pour exprimer une telle relation. Comme il s’agit d’un système bidimensionnel, chaque point est déterminé par ses deux coordonnées polaires, la coordonnée radiale et la coordonnée angulaire. La coordonnée radiale (souvent notée r ou ρ, et appelée rayon) exprime la distance du point à un point central appelé pôle (équivalent à l’origine des coordonnées cartésiennes). La coordonnée angulaire (également appelée angle polaire ou azimut, et souvent notée θ ou t) exprime la mesure, dans le sens trigonométrique (sens positif), de l’angle entre le point et la demi-droite d’angle 0°, appelée axe polaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coordonn%C3%A9es_polaires ) In mathematics, the polar coordinate system is a two-dimensional coordinate system in which each point on a plane is determined by a distance from a reference point and an angle from a reference direction. The reference point (analogous to the origin of a Cartesian coordinate system) is called the pole, and the ray from the pole in the reference direction is the polar axis. The distance from the pole is called the radial coordinate, radial distance or simply radius, and the angle is called the angular coordinate, polar angle, or azimuth. Angles in polar notation are generally expressed in either degrees or radians (2π rad being equal to 360°). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polar_coordinate_system ) Coordonnée sphérique Coordonnée sphériques Spherical coordinate coordonnées sphériques spherical coordinates coordonnée sphérique spherical coordinate On appelle coordonnées sphériques divers systèmes de coordonnées orthogonales de l'espace analogues aux coordonnées polaires du plan. Un point de l'espace est repéré dans ces systèmes par la distance à une origine (le pôle) et par deux angles. Ils sont d'emploi courant pour le repérage géographique : l'altitude, la latitude et la longitude sont une variante de ces coordonnées. Plusieurs systèmes de coordonnées sphériques sont également employés en astrométrie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coordonn%C3%A9es_sph%C3%A9riques ) In mathematics, a spherical coordinate system is a coordinate system for three-dimensional space where the position of a point is specified by three numbers: the radial distance of that point from a fixed origin, its polar angle measured from a fixed zenith direction, and the azimuthal angle of its orthogonal projection on a reference plane that passes through the origin and is orthogonal to the zenith, measured from a fixed reference direction on that plane. It can be seen as the three-dimensional version of the polar coordinate system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spherical_coordinate_system ) Coordonnée symétrie Coordonnée symétries Symmetry coordinate coordonnées de symétries symmetry coordinates coordonnée de symétrie symmetry coordinate Bosonic string Corde bosonique Corde bosoniques bosonic strings cordes bosoniques bosonic string corde bosonique La théorie de la corde bosonique est la version originale de la théorie des cordes, développée à la fin des années 1960 et nommée d'après Satyendra Nath Bose. Elle est appelée ainsi car elle ne contient que des bosons dans le spectre. Dans les années 1980, la supersymétrie a été découverte dans le contexte de la théorie des cordes, et une nouvelle version de la théorie des cordes appelée théorie des supercordes (théorie des cordes supersymétriques) est devenue le véritable objectif. Néanmoins, la théorie des cordes bosoniques reste un modèle très utile pour comprendre de nombreuses caractéristiques générales de la théorie des cordes perturbative, et de nombreuses difficultés théoriques des supercordes peuvent déjà être résolues dans le contexte des cordes bosoniques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Bosonic_string_theory ) Bosonic string theory is the original version of string theory, developed in the late 1960s and named after Satyendra Nath Bose. It is so called because it contains only bosons in the spectrum. In the 1980s, supersymmetry was discovered in the context of string theory, and a new version of string theory called superstring theory (supersymmetric string theory) became the real focus. Nevertheless, bosonic string theory remains a very useful model to understand many general features of perturbative string theory, and many theoretical difficulties of superstrings can actually already be found in the context of bosonic strings. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bosonic_string_theory ) Corde cosmique Corde cosmiques Cosmic string cordes cosmiques cosmic strings corde cosmique cosmic string Les cordes cosmiques sont des défauts topologiques hypothétiques à 1 dimension qui peuvent s'être formés lors d'une transition de phase à brisure de symétrie dans l'univers primordial lorsque la topologie de la variété du vide associée à cette brisure de symétrie n'était pas simplement connectée. Leur existence a d'abord été envisagée par le physicien théoricien Tom Kibble dans les années 1970. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_string ) Cosmic strings are hypothetical 1-dimensional topological defects which may have formed during a symmetry-breaking phase transition in the early universe when the topology of the vacuum manifold associated to this symmetry breaking was not simply connected. Their existence was first contemplated by the theoretical physicist Tom Kibble in the 1970s. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_string ) Corde flux Flux rope cordes de flux flux ropes corde de flux flux rope Uranus VI Uranus VI Cordelia Cordelia Cordélia (U VI Cordelia) est un satellite naturel d'Uranus. Parmi ceux-ci, il est celui avec l'orbite la plus interne connue. Cordélia fut découverte en 1986 par la sonde Voyager 2, d'où sa désignation temporaire S/1986 U 7. Excepté son rayon orbital et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de choses à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cord%C3%A9lia_(lune) ) The innermost of Uranus' known satellites. Cordelia has a diameter of 26 km and orbits Uranus at a mean distance of 49,752 km. It was discovered from the images taken by Voyager 2 in 1986. Cordelia is the inner shepherd moon for Uranus's Epsilon ring. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cordelia&formSubmit=Search&showAll=1 ) cuspide polaire Cornet polaire Cornet polaires Polar cusp cornets polaires cuspides polaires polar cusps cornet polaire polar cusp Une zone de la magnétosphère terrestre, où le plasma magnétosgaine a un accès direct à l'ionosphère. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=polar+cusp&formSubmit=Search&showAll=1 ) An area in the Earth's magnetosphere, where the magnetosheath plasma has direct access to the ionosphere. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=polar+cusp&formSubmit=Search&showAll=1 ) coronograph Coronograph Coronographe coronagraphs coronographes coronographs coronagraph coronographe La coronographie est une technique en astronomie qui consiste à reproduire le phénomène céleste des éclipses totales. Le coronographe permet en effet de masquer la partie centrale de l'étoile. Ainsi, seule la couronne de l'étoile observée apparaît, car elle n'est plus "noyée" par la lumière de la photosphère (le disque stellaire) : l'instrument n'est pas ébloui. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Coronographie ) An instrument which, when used in a telescope, produces an artificial eclipse, permitting the study of the solar corona without a total eclipse of the Sun. It was invented in 1930 by the French astronomer Bernard Lyot (1897-1952). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coronagraph&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 2022-09-30 astrophysique stellaire stellar astrophysics astronomies stellaires astrophysiques stellaires stellar astronomies astronomie stellaire stellar astronomy La branche de l'astronomie qui traite de l'étude des étoiles, de leurs propriétés physiques, de leur formation et évolution. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stellar+astronomy&formSubmit=Search&showAll=1 ) The branch of astronomy that deals with the study of stars, their physical properties, formation, and evolution. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stellar+astronomy&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 Population stellaire Population stellaires Stellar population populations stellaires stellar populations population stellaire stellar population Les étoiles de notre galaxie furent classées en deux populations stellaires, dites "Population I" et "Population II" par Walter Baade en 1944. Le critère de classification était la largeur des raies spectrales des étoiles de la partie centrale des galaxies (Population I) comparée à celle des étoiles du bord des galaxies (raies plus fines), la Population II. Il faut attendre les années 1950 pour que cette dichotomie soit reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Population_stellaire ) During 1944, Walter Baade categorized groups of stars within the Milky Way into stellar populations. In the abstract of the article by Baade, he recognizes that Jan Oort originally conceived this type of classification in 1926. Baade observed that bluer stars were strongly associated with the spiral arms, and yellow stars dominated near the central galactic bulge and within globular star clusters.Two main divisions were defined as population I and population II, with another newer, hypothetical division called population III added in 1978. Among the population types, significant differences were found with their individual observed stellar spectra. These were later shown to be very important and were possibly related to star formation, observed kinematics, stellar age, and even galaxy evolution in both spiral and elliptical galaxies. These three simple population classes usefully divided stars by their chemical composition or metallicity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_population ) black body Blackbody Corps noir Corps noirs black bodies blackbodies corps noirs blackbody corps noir En physique, un corps noir désigne un objet idéal qui absorbe parfaitement toute l'énergie électromagnétique (toute la lumière quelle que soit sa longueur d'onde) qu'il reçoit. Cette absorption se traduit par une agitation thermique qui provoque l'émission d'un rayonnement thermique, dit rayonnement du corps noir. La loi de Planck décrit le spectre de ce rayonnement, qui dépend uniquement de la température de l'objet. La loi du déplacement de Wien détermine la longueur d'onde de la luminance spectrale maximale, et la loi de Stefan-Boltzmann donne la densité de flux d'énergie émise, qui ne dépend elle aussi que de la température de l'objet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Corps_noir ) A theoretical object that is simultaneously a perfect absorber (it does not reflect any radiation) and a perfect emitter of radiation in allwavelengths and whose radiation is governed solely by its temperature. Blackbody radiation cannot be explained by classical physics. The study of its characteristics has, therefore, played an important role in the development of quantum mechanics. A blackbody can be realized in the form of a cavity with highly absorbing internal walls and a small aperture. Any ray entering through the aperture can leave the cavity only after repeated reflection from the walls. When the aperture is sufficiently small, therefore, the cavity will absorb practically all the radiation incident on the aperture, and so the surface of the aperture will be a black body. The light within the cavity will always interact and exchange energy with the material particles of the walls and any other material particles present. This interaction will eventuall thermalize the radiation within the cavity, producing a blackbody spectrum, represented by a blackbody curve. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=blackbody&formSubmit=Search&showAll=1 ) Correlator Corrélateur correlators corrélateurs correlator corrélateur En radioastronomie, un terme général pour désigner un autocorrélateur et un corrélateur croisé. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=correlator&formSubmit=Search&showAll=1 ) In radio astronomy a general term for autocorrelator and cross-correlator. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=correlator&formSubmit=Search&showAll=1 ) Corrélateur optique Corrélateur optiques Optical correlator corrélateurs optiques optical correlators corrélateur optique optical correlator corrélation statistique Correlation Corrélation correlations corrélations corrélations statistiques correlation corrélation En probabilités et en statistique, la corrélation entre plusieurs variables aléatoires ou statistiques est une notion de liaison qui contredit leur indépendance. Cette corrélation est très souvent réduite à la corrélation linéaire entre variables quantitatives, c’est-à-dire l’ajustement d’une variable par rapport à l’autre par une relation affine obtenue par régression linéaire. Pour cela, on calcule un coefficient de corrélation linéaire, quotient de leur covariance par le produit de leurs écarts types. Son signe indique si des valeurs plus hautes de l’une correspondent "en moyenne" à des valeurs plus hautes ou plus basses pour l’autre. La valeur absolue du coefficient, toujours comprise entre 0 et 1, ne mesure pas l’intensité de la liaison mais la prépondérance de la relation affine sur les variations internes des variables. Un coefficient nul n’implique pas l'indépendance, car d’autres types de corrélation sont possibles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Corr%C3%A9lation_(statistiques) ) In statistics, correlation or dependence is any statistical relationship, whether causal or not, between two random variables or bivariate data. Although in the broadest sense, "correlation" may indicate any type of association, in statistics it usually refers to the degree to which a pair of variables are linearly related. Familiar examples of dependent phenomena include the correlation between the height of parents and their offspring, and the correlation between the price of a good and the quantity the consumers are willing to purchase, as it is depicted in the so-called demand curve. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Correlation ) Angular correlation Corrélation angulaire Corrélation angulaires angular correlations corrélations angulaires angular correlation corrélation angulaire Corrélation angulaire perturbée Corrélation angulaires perturbées Perturbed angular correlation corrélations angulaires perturbées perturbed angular correlations corrélation angulaire perturbée perturbed angular correlation Canonical correlation Corrélation canonique Corrélation canoniques canonical correlations corrélations canoniques canonical correlation corrélation canonique L'analyse canonique des corrélations, parfois aussi nommé analyse des corrélations canoniques, (canonical-correlation analysis en anglais) permet de comparer deux groupes de variables quantitatives appliqués tous deux sur les mêmes individus. Le but de l'analyse canonique est de comparer ces deux groupes de variables pour savoir s'ils décrivent un même phénomène, auquel cas on pourra se passer d'un des deux groupes de variables. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Analyse_canonique_des_corr%C3%A9lations#Liens_externes ) In statistics, canonical-correlation analysis (CCA), also called canonical variates analysis, is a way of inferring information from cross-covariance matrices. If we have two vectors X = (X1, ..., Xn) and Y = (Y1, ..., Ym) of random variables, and there are correlations among the variables, then canonical-correlation analysis will find linear combinations of X and Y which have maximum correlation with each other. T. R. Knapp notes that "virtually all of the commonly encountered parametric tests of significance can be treated as special cases of canonical-correlation analysis, which is the general procedure for investigating the relationships between two sets of variables." The method was first introduced by Harold Hotelling in 1936, although in the context of angles between flats the mathematical concept was published by Jordan in 1875. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Canonical_correlation ) intercorrélation Corrélation croisée Corrélation croisées Cross correlation corrélations croisées cross correlations intercorrélations corrélation croisée cross correlation La corrélation croisée est parfois utilisée en statistique pour désigner la covariance des vecteurs aléatoires X et Y, afin de distinguer ce concept de la "covariance" d'un vecteur aléatoire, laquelle est comprise comme étant la matrice de covariance des coordonnées du vecteur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Corr%C3%A9lation_crois%C3%A9e ) In probability and statistics, the term cross-correlations refers to the correlations between the entries of two random vectors X and Y, while the correlations of a random vector X are the correlations between the entries of X itself, those forming the correlation matrix of X . If each of X and Y is a scalar random variable which is realized repeatedly in a time series, then the correlations of the various temporal instances of X are known as autocorrelations of X, and the cross-correlations of X with Y across time are temporal cross-correlations. In probability and statistics, the definition of correlation always includes a standardising factor in such a way that correlations have values between −1 and +1. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cross-correlation ) Corrélation forte Corrélation fortes Strong correlation corrélations fortes strong correlations corrélation forte strong correlation Corrélation multiple Corrélation multiples Multiple correlation corrélations multiples multiple correlations corrélation multiple multiple correlation Corrélation optique Corrélation optiques Optical correlation corrélations optiques optical correlations corrélation optique optical correlation Corrélation spatiale Corrélation spatiales Spatial correlation corrélations spatiales spatial correlations corrélation spatiale spatial correlation Corrélation spatiotemporelle Corrélation spatiotemporelles Space time correlation corrélations spatiotemporelles space time correlation space time correlations space-time correlations corrélation spatiotemporelle space-time correlation Corrélation temporelle Corrélation temporelles Time correlation corrélations temporelles time correlations corrélation temporelle time correlation Cosmologie Cosmology cosmologies cosmologies cosmologie cosmology La cosmologie est la branche de la physique qui étudie l'origine, la nature, la structure et l'évolution de l'Univers. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cosmologie ) The science of the origin, structure, and evolution of the Universe including the origin of galaxies, the chemical elements, and matter. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cosmology&formSubmit=Search&showAll=1 ) Dirac cosmology cosmologie de Dirac Cosmologie Dirac cosmologies de Dirac hypothèses des grands nombres de Dirac Dirac large number hypothesis hypothèse des grands nombres de Dirac L'hypothèse des grands nombres de Dirac se rapporte à une observation faite par Paul Dirac en 1937 concernant les rapports entre les échelles de taille de l'Univers et les échelles des particules élémentaires. C'est, historiquement, la première tentative de mettre en connexion deux domaines a priori très éloignés de la physique, à savoir la cosmologie et la physique des particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hypoth%C3%A8se_des_grands_nombres_de_Dirac ) The Dirac large numbers hypothesis (LNH) is an observation made by Paul Dirac in 1937 relating ratios of size scales in the Universe to that of force scales. The ratios constitute very large, dimensionless numbers : some 40 orders of magnitude in the present cosmological epoch. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dirac_large_numbers_hypothesis ) current layer Couche courant Couche courants Current sheet couches de courants current layers current sheets couche de courant current sheet Un feuillet de courant est un courant électrique confiné à une surface, plutôt que de se propager à travers un volume d'espace. Les feuillets de courant figurent dans la magnétohydrodynamique (MHD), l'étude du comportement des fluides électriquement conducteurs : s'il existe un courant électrique qui traverse une partie du volume d'un tel fluide, les forces magnétiques ont tendance à l'expulser du fluide, en compressant le courant en fines couches qui traversent le volume. Le plus grand feuillet de courant dans le Système Solaire est la ainsi nommée couche de courant héliosphérique, qui a environ 10 000 km d'épaisseur, et s'étend du Soleil jusqu'à l'orbite de Pluton. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Current_sheet ) A current sheet is an electric current that is confined to a surface, rather than being spread through a volume of space. Current sheets feature in magnetohydrodynamics (MHD), the study of the behavior of electrically conductive fluids : if there is an electric current through part of the volume of such a fluid, magnetic forces tend to expel it from the fluid, compressing the current into thin layers that pass through the volume. The largest occurring current sheet in the Solar System is the so-called Heliospheric current sheet, which is about 10,000 km thick, and extends from the Sun and out beyond the orbit of Pluto. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Current_sheet ) couche limite planétaire planetary bounday layer Atmospheric boundary layer Couche limite atmosphérique Couche limites atmosphériques atmospheric boundary layers couches limites atmosphériques couches limites planétaires planetary bounday layers atmospheric boundary layer couche limite atmosphérique La couche limite atmosphérique (ou couche limite planétaire, ou couche limite de frottement) est la partie de l’atmosphère dans laquelle le vent est freiné par le frottement de l’air à la surface de la planète (sol ou étendue d’eau). La hauteur de cette couche limite atmosphérique varie entre 50 m et 3 km d'épaisseur selon la stabilité de l'air et la rugosité de la surface, la moyenne étant de 1 500 mètres. Au-dessus de cette couche limite atmosphérique s’étend ce que l’on appelle l’atmosphère libre (sous-entendu "libre de l’influence du sol", mais pas de l’influence de la force de Coriolis ou autres) : plus on s’élève au sein de l’atmosphère libre plus le vent s’approche (en force et direction) du vent géostrophique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Couche_limite#M%C3%A9t%C3%A9orologie ) In meteorology, the planetary boundary layer (PBL), also known as the atmospheric boundary layer (ABL) or peplosphere, is the lowest part of the atmosphere and its behaviour is directly influenced by its contact with a planetary surface. On Earth it usually responds to changes in surface radiative forcing in an hour or less. In this layer physical quantities such as flow velocity, temperature, and moisture display rapid fluctuations (turbulence) and vertical mixing is strong. Above the PBL is the "free atmosphere", where the wind is approximately geostrophic (parallel to the isobars), while within the PBL the wind is affected by surface drag and turns across the isobars (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_boundary_layer ) couche d'Alfvén feuillet de plasma plasma sheet Couche plasma Couche plasmas Plasma layer couches d'Alfvén couches de plasmas feuillets de plasmas plasma layers plasma sheets couche de plasma plasma layer La plasmagaine, ou feuillet plasmatique, est une zone composée d'un épais plasma chaud située en plein centre de la magnétogaine et de la magnétoqueue, deux zones périphériques du côté nuit de la magnétosphère terrestre. Contrairement à celles-ci, elle a une densité d'ions beaucoup plus élevée, soit de 0,3 à 0,5 ion/cm³ainsi qu'une énergie ionique variant de 2 à 5 keV. C'est une zone complexe régie par la physique des plasmas : sa configuration peut changer rapidement en quelques dizaines de minutes. Elle est formée de plasma provenant de la magnétoqueue et est causée par l'interaction entre les vents solaires et la magnétosphère terrestre (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plasmagaine ) In the magnetosphere, the plasma sheet is a sheet-like region of denser (0.3-0.5 ions/cm³versus 0.01-0.02 in the lobes) hot plasma and lower magnetic field near the equatorial plane, between the magnetosphere's north and south lobes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_sheet ) colour Color Couleur colors colours couleurs color couleur La couleur est la perception visuelle de l'aspect d'une surface ou d'une lumière, basée, sans lui être rigoureusement liée, sur la répartition spectrale de la lumière, qui stimule des cellules nerveuses spécialisées situées sur la rétine nommées cônes. Le système nerveux transmet et traite l'influx jusqu'au cortex visuel. L'approche artistique de la couleur produit des guides pour affiner la perception de la couleur et employer des pigments ; l'approche chimique étudie les colorants ; l'approche physique aborde la couleur par l'analyse spectrale ; l'approche physiologique relie la perception au système visuel ; l'approche psychophysique débouche sur la colorimétrie et sur la synthèse des couleurs. La philosophie tente, depuis l'Antiquité grecque, de relier les notions de la couleur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Couleur ) Color is a subjective quality that depends partly on the vagaries of the human visual system and the way the brain interprets the wavelength distribution of the light entering the eye. The phenomenon of color has two aspects: the physical or optical – concerned with the nature of the light – and the physiological or visual – dealing with how the eye sees color. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/color.html ) 2022-10-06 bande de poussière Couloir poussière Couloir poussières Dust lane bandes de poussières couloirs de poussières dust lanes couloir de poussière dust lane Une structure étroite et allongée de matière absorbante englobant des objets émissifs étendus tels que les nébuleuses et les galaxies. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=dust+lane&formSubmit=Search&showAll=1 ) A narrow, elongated structure of absorbing matter seen running over extended emission objects such as nebulae and galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=dust+lane&formSubmit=Search&showAll=1 ) couplages couplings couplage coupling Couplage Coriolis couplages de Coriolis Coriolis coupling couplage de Coriolis dipolar coupling Couplage dipolaire Couplage dipolaires Dipole coupling couplages dipolaires dipolar couplings dipole couplings couplage dipolaire dipole coupling Couplage électromagnétique Couplage électromagnétiques Electromagnetic coupling couplages électromagnétiques electromagnetic couplings couplage électromagnétique electromagnetic coupling Couplage faible Couplage faibles Weak coupling couplages faibles weak couplings couplage faible weak coupling Couplage fort Couplage forts Strong coupling couplages forts strong couplings couplage fort strong coupling Couplage inductif Couplage inductifs Inductive coupling couplages inductifs inductive couplings couplage inductif inductive coupling Couplage intermédiaire Couplage intermédiaires Intermediate coupling couplages intermédiaires intermediate couplings couplage intermédiaire intermediate coupling Couplage linéaire Couplage linéaires Linear coupling couplages linéaires linear couplings couplage linéaire linear coupling Couplage mode Couplage modes Mode coupling couplages de modes mode couplings couplage de mode mode coupling Dans le terme couplage de mode, tel qu'utilisé en physique et en génie électrique, le mot "mode" fait référence aux modes propres d'un système linéaire "non perturbé" idéalisé. Le principe de superposition indique que les modes propres des systèmes linéaires sont indépendants les uns des autres : il est possible d'exciter ou d'annnihiler un mode spécifique sans influencer aucun autre mode; il n'y a pas de dissipation. Dans la plupart des systèmes réels, cependant, il y a au moins une certaine perturbation qui provoque un transfert d'énergie entre différents modes. Cette perturbation, interprétée comme une interaction entre les modes, est ce qu'on appelle le "couplage de mode". (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Mode_coupling ) In the term mode coupling, as used in physics and electrical engineering, the word "mode" refers to eigenmodes of an idealized, "unperturbed", linear system. The superposition principle says that eigenmodes of linear systems are independent of each other: it is possible to excite or to annihilate a specific mode without influencing any other mode; there is no dissipation. In most real systems, however, there is at least some perturbation that causes energy transfer between different modes. This perturbation, interpreted as an interaction between the modes, is what is called "mode coupling". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mode_coupling ) Couplage mutuel Couplage mutuels Mutual coupling couplages mutuels mutual couplings couplage mutuel mutual coupling non linear coupling nonlinear coupling Couplage non linéaire Couplage nons linéaires Non linear coupling couplages nons linéaires non linear couplings non-linear couplings nonlinear couplings couplage non linéaire non-linear coupling Couplage onde Couplage ondes Wave coupling couplages d'ondes wave couplings couplage d'onde wave coupling Couplage orbite orbite Couplage orbites orbites Orbit orbit coupling couplage orbite orbite couplages orbite orbites couplages orbite-orbites orbit orbit coupling orbit orbit couplings orbit-orbit couplings couplage orbite-orbite orbit-orbit coupling quadrupolar coupling Couplage quadrupolaire Couplage quadrupolaires Quadrupole coupling couplages quadrupolaires quadrupolar couplings quadrupole couplings couplage quadrupolaire quadrupole coupling Couplage résonnant Couplage résonnants Resonant coupling couplages résonnants resonant couplings couplage résonnant resonant coupling LS coupling Russell-Saunders coupling Couplage spin orbite Couplage spins orbites couplage spin orbite couplages spin orbites couplages spin-orbites spin orbit coupling spin orbit couplings spin-orbit couplings couplage spin-orbite spin-orbit coupling Couplage spin rotation Couplage spins rotations Spin rotation coupling couplage spin rotation couplages spin rotations couplages spin-rotations spin rotation couplings couplage spin-rotation spin rotation coupling spin-spin coupling Couplage spin spin Couplage spins spins J J coupling couplage spin spin couplages spin spins couplages spin-spins spin spin coupling spin spin couplings spin-spin couplings JJ coupling couplage spin-spin GZK cut off GZK cutoff GZK limit Greisen-Zatsepin-Kuzmin cutoff Greisen-Zatsepin-Kuzmin limit coupure GZK limite GZK limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin Coupure Greisen Zatsepin Kuzmin Greisen Zatsepin Kuzmin cut off coupure de Greisen Zatsepin Kuzmin coupures GZK coupures de Greisen Zatsepin Kuzmin coupures de Greisen-Zatsepin-Kuzmin limite de Greisen Zatsepin Kuzmin limites GZK limites de Greisen Zatsepin Kuzmin limites de Greisen-Zatsepin-Kuzmin Greisen-Zatsepin-Kuzmin cut off coupure de Greisen-Zatsepin-Kuzmin La limite de Greisen-Zatsépine-Kouzmine (ou limite GZK, en anglais GZK limit ou GZK cutoff) est une limite théorique supérieure de l'énergie des rayons cosmiques provenant de sources distantes (au-delà de notre galaxie, la Voie lactée). En d'autres termes, on ne devrait pas observer sur Terre de rayons cosmiques avec une énergie supérieure à cette limite. En réalité, des dépassements de cette limite théorique ont bien été observés. Cette anomalie encore inexpliquée (en 2015) fait l'objet de recherches. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Greisen-Zats%C3%A9pine-Kouzmine ) The Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit (GZK limit) is a theoretical upper limit on the energy of cosmic ray protons traveling from other galaxies through the intergalactic medium to our galaxy. The limit is 5×10¹⁹eV (50 EeV), or about 8 joules (the energy of a proton travelling at ≈ 99.99999999999999999998% the speed of light). The limit is set by the slowing effect of interactions of the protons with the microwave background radiation over long distances (≈ 160 million light-years). The limit is at the same order of magnitude as the upper limit for energy at which cosmic rays have experimentally been detected, although indeed some detections appear to have exceeded the limit, as noted below. For example, one extreme-energy cosmic ray, the Oh-My-God Particle, which has been found to possess a record-breaking 3.12×10²⁰eV (50 joules) of energy (about the same as the kinetic energy of a 95 km/h baseball). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Greisen%E2%80%93Zatsepin%E2%80%93Kuzmin_limit ) Courant annulaire Courant annulaires Ring current courants annulaires ring currents courant annulaire ring current Un anneau de courant ou courant annulaire est un courant électrique porté par des particules chargées piégées dans la magnétosphère d'une planète. Elle est causée par la dérive longitudinale (10 à 200 keV) des particules énergétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courant_annulaire ) A ring current is an electric current carried by charged particles trapped in a planet's magnetosphere. It is caused by the longitudinal drift of energetic (10–200 keV) particles. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ring_current ) Courant annulaire partiel Courant annulaires partiels Partial ring current courants annulaires partiels partial ring currents courant annulaire partiel partial ring current 2022-09-28 courant aligné field-aligned current Courant Birkeland courants alignés courants de Birkeland field aligned current field aligned currents field-aligned currents Birkeland current courant de Birkeland Un courant de Birkeland est un courant électrique dans un plasma spatial, ou plus précisément, lorsque des particules chargées dans le courant suivent les lignes de champ magnétique en spiralant. L'accélération qui en résulte le long des lignes de champ magnétique donne leur nom de "courants alignés" aux courants de Birkeland. Ils sont causés par le mouvement d'un plasma perpendiculaire au champ magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courant_de_Birkeland ) A Birkeland current (also known as field-aligned current ) is a set of currents that flow along geomagnetic field lines connecting the Earth's magnetosphere to the Earth's high latitude ionosphere. In the Earth's magnetosphere, the currents are driven by the solar wind and interplanetary magnetic field and by bulk motions of plasma through the magnetosphere (convection indirectly driven by the interplanetary environment). The strength of the Birkeland currents changes with activity in the magnetosphere (e.g. during substorms). Small scale variations in the upward current sheets (downward flowing electrons) accelerate magnetospheric electrons which, when they reach the upper atmosphere, create the Auroras Borealis and Australis. In the high latitude ionosphere (or auroral zones), the Birkeland currents close through the region of the auroral electrojet, which flows perpendicular to the local magnetic field in the ionosphere. The Birkeland currents occur in two pairs of field-aligned current sheets. One pair extends from noon through the dusk sector to the midnight sector. The other pair extends from noon through the dawn sector to the midnight sector. The sheet on the high latitude side of the auroral zone is referred to as the Region 1 current sheet and the sheet on the low latitude side is referred to as the Region 2 current sheet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Birkeland_current ) vitesse d'échappement vitesse d'évasion vitesse de libération Escape velocity Vitesse fuite Vitesse fuites escape velocities vitesses d'échappements vitesses d'évasions vitesses de fuites vitesses de libérations escape velocity vitesse de fuite La vitesse de libération, ou vitesse d'évasion ou d'échappement est, en physique, la vitesse minimale que doit atteindre un projectile pour échapper définitivement à l'attraction gravitationnelle d'un astre (planète, étoile, etc.) dépourvu d'atmosphère et s'en éloigner indéfiniment. Cette vitesse est d'autant plus importante que la masse de l'astre est importante et que l'objet est proche de son centre. Relative à l'astre, c'est une valeur scalaire (sa direction ne joue aucun rôle). Cette vitesse est supérieure à la vitesse de satellisation minimale nécessaire pour que l'objet puisse se placer en orbite autour de l'astre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_de_lib%C3%A9ration ) In celestial mechanics, escape velocity or escape speed is the minimum speed needed for a free, non-propelled object to escape from the gravitational influence of a primary body, thus reaching an infinite distance from it. It is typically stated as an ideal speed, ignoring atmospheric friction. Although the term "escape velocity" is common, it is more accurately described as a speed than a velocity because it is independent of direction; the escape speed increases with the mass of the primary body and decreases with the distance from the primary body. The escape speed thus depends on how far the object has already traveled, and its calculation at a given distance takes into account that without new acceleration it will slow down as it travels—due to the massive body's gravity—but it will never quite slow to a stop. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Escape_velocity ) 2022-09-28 2022-09-28 magnétosphères planétaires planetary magnetospheres magnétosphère planétaire planetary magnetosphere La magnétosphère est la région entourant un objet céleste dans laquelle les phénomènes physiques sont dominés ou organisés par son champ magnétique. Toute planète dotée d'un champ magnétique (Mercure, la Terre, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) possède sa propre magnétosphère. Vénus ne possède pas de champ magnétique interne et ne forme donc pas de véritable magnétosphère autour d'elle. Sur Mars, on a observé des anomalies magnétiques locales dans l'écorce planétaire, restes présumés d'un champ magnétique ancestral de nos jours disparu. Le terme "magnétosphère" est aussi utilisé pour décrire une région dominée par des champs magnétiques de plusieurs objets célestes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9tosph%C3%A8re ) In astronomy and planetary science, a magnetosphere is a region of space surrounding an astronomical object in which charged particles are affected by that object's magnetic field. It is created by a celestial body with an active interior dynamo. In the space environment close to a planetary body, the magnetic field resembles a magnetic dipole. Farther out, field lines can be significantly distorted by the flow of electrically conducting plasma, as emitted from the Sun (i.e., the solar wind) or a nearby star. Planets having active magnetospheres, like the Earth, are capable of mitigating or blocking the effects of solar radiation or cosmic radiation, that also protects all living organisms from potentially detrimental and dangerous consequences. This is studied under the specialized scientific subjects of plasma physics, space physics and aeronomy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetosphere ) Group velocity Vitesse groupe Vitesse groupes group velocities vitesses de groupes group velocity vitesse de groupe La vitesse de groupe d'une onde est la vitesse avec laquelle la forme globale de l'enveloppe des amplitudes de l'onde - connue sous le nom de modulation ou d'enveloppe de l'onde - se propage dans l'espace. Par exemple, si une pierre est jetée au milieu d'un étang très calme, un motif circulaire d'ondes avec un centre quiescent apparaît dans l'eau, également connu sous le nom d'onde capillaire. L'anneau en expansion des ondes est le groupe d'ondes, dans lequel on peut discerner des ondes individuelles qui se déplacent plus rapidement que le groupe dans son ensemble. Les amplitudes des ondes individuelles s'accroissent à mesure qu'elles émergent du bord de fuite du groupe et diminuent à l'approche du bord d'attaque du groupe. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Group_velocity ) The group velocity of a wave is the velocity with which the overall envelope shape of the wave's amplitudes—known as the modulation or envelope of the wave—propagates through space. For example, if a stone is thrown into the middle of a very still pond, a circular pattern of waves with a quiescent center appears in the water, also known as a capillary wave. The expanding ring of waves is the wave group, within which one can discern individual waves that travel faster than the group as a whole. The amplitudes of the individual waves grow as they emerge from the trailing edge of the group and diminish as they approach the leading edge of the group. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Group_velocity ) 2023-03-16 vitesses d'ionisations critiques critical ionization velocity vitesse d'ionisation critique La vitesse d'ionisation critique (CIV), ou vitesse critique (CV), est la vitesse relative entre un gaz neutre et un plasma (un gaz ionisé), où le gaz neutre commencera à s'ioniser. Si plus d'énergie est fournie, la vitesse des atomes ou des molécules ne dépassera pas la vitesse d'ionisation critique jusqu'à ce que le gaz devienne presque entièrement ionisé. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Critical_ionization_velocity ) Critical ionization velocity (CIV), or critical velocity (CV), is the relative velocity between a neutral gas and plasma (an ionized gas), at which the neutral gas will start to ionize. If more energy is supplied, the velocity of the atoms or molecules will not exceed the critical ionization velocity until the gas becomes almost fully ionized. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Critical_ionization_velocity ) 2022-10-03 Radial velocity Vitesse radiale Vitesse radiales radial velocities vitesses radiales radial velocity vitesse radiale La vitesse radiale est la vitesse d'un objet mesurée dans la direction du rayon (ou la ligne de visée) vers ou depuis le point d'observation. La mesure de la vitesse radiale se fait de plusieurs façons et ce concept est utilisé dans de nombreux domaines dont la mesure par radar Doppler, les sonars, les échographies et en astronomie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_radiale ) The radial velocity or line-of-sight velocity, also known as radial speed or range rate, of a target with respect to an observer is the rate of change of the distance or range between the two points. It is equivalent to the vector projection of the target-observer relative velocity onto the relative direction connecting the two points. In astronomy, the point is usually taken to be the observer on Earth, so the radial velocity then denotes the speed with which the object moves away from the Earth (or approaches it, for a negative radial velocity). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radial_velocity ) courant magellanique Courant Magellan Magellanic stream courants de Magellan courants magellaniques Magellanic Stream courant de Magellan En astronomie, le courant magellanique (aussi appelé courant de Magellan) est le nom donné au pont de matière situé dans le sillage des nuages de Magellan, galaxies satellites de la Voie lactée. Cette structure s'étend sur environ 140 degrés de la sphère céleste. Le courant magellanique est composé essentiellement de gaz HI, c'est-à-dire d'hydrogène atomique neutre (non ionisé), un type de gaz détecté par sa raie d'émission à 21 centimètres (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courant_magellanique ) A thin trail of gas stretching from the Magellanic System toward our own Galaxy over about 150° on the sky, corresponding to hundreds of thousands of light-years. This gas consists primarily of neutral hydrogen and is thought to have originated from the Large and Small Magellanic Clouds as a result of tidal interactions with the Milky Way. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magellanic+stream&formSubmit=Search&showAll=1 ) Courbe extinction Courbe extinctions Extinction curve courbes d'extinctions extinction curves courbe d'extinction extinction curve Un graphique représentant la variation de l'extinction interstellaire vis-à-vis de la longueur d'onde. Habituellement, il affiche les valeurs normalisées de l'extinction en fonction (l'inverse) de la longueur d'onde (en microns). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=extinction+curve&formSubmit=Search&showAll=1 ) A graph representing the variation of the interstellar extinction against wavelength. Usually it displays the normalized values of extinction as a function of (the inverse) of the wavelength (in microns). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=extinction+curve&formSubmit=Search&showAll=1 ) lightcurve Courbe lumière Courbe lumières Light curve courbes de lumières light curves lightcurves courbe de lumière light curve Une courbe de lumière est un graphique montrant la façon dont la luminosité d'un objet, comme une étoile variable, change avec le temps. Les variations de lumière peuvent être dues à des changements intrinsèques dans la source, comme dans le cas des variables céphéides, ou à des éclipses, lorsqu'un membre d'un système d'étoiles binaires passe devant l'autre. Les techniques modernes en photométrie permettent de détecter les minuscules fluctuations de la lumière reçue d'une étoile par le transit d'une planète en orbite. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/lightcurve.html ) A light curve is a graph showing the way in which the brightness of an object, such as a variable star, changes with time. The light variations may be due to intrinsic changes in the source, as in the case of Cepheid variables, or eclipses, when one member of a binary star system passes in front of the other. Modern techniques in photometry enable even the tiny fluctuations in the light received from a star by the transit of an orbiting planet to be detected. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/lightcurve.html ) Courbe rotation Courbe rotations Rotation curve courbes de rotations rotation curves courbe de rotation rotation curve La courbe de rotation d'une galaxie peut être représentée par un graphe qui pointe la vitesse orbitale des étoiles ou du gaz dans la galaxie sur l'axe des Y en fonction de leur distance depuis le centre de la galaxie sur l'axe des X. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courbe_de_rotation_des_galaxies ) The rotation curve of a disc galaxy (also called a velocity curve) is a plot of the orbital speeds of visible stars or gas in that galaxy versus their radial distance from that galaxy's centre. It is typically rendered graphically as a plot, and the data observed from each side of a spiral galaxy are generally asymmetric, so that data from each side are averaged to create the curve. A significant discrepancy exists between the experimental curves observed, and a curve derived by applying gravity theory to the matter observed in a galaxy. Theories involving dark matter are the main postulated solutions to account for the variance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_rotation_curve ) Courbure Curvature courbures curvatures courbure curvature Intuitivement, courbe s'oppose à droit : la courbure d'un objet géométrique est une mesure quantitative du caractère "plus ou moins courbé" de cet objet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courbure ) In mathematics, curvature is any of several strongly related concepts in geometry. Intuitively, the curvature is the amount by which a curve deviates from being a straight line, or a surface deviates from being a plane. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Curvature ) couronne gazeuse gaseous corona Couronne galactique Couronne galactiques Galactic corona couronnes galactiques couronnes gazeuses galactic coronas gaseous coronas couronne galactique galactic corona Les termes couronne galactique et couronne gazeuse sont utilisés depuis la première décennie du XXIe siècle pour décrire une composante du halo galactique de la Voie lactée constituée de gaz chaud ionisé. Ces termes peuvent également s'appliquer à un corps similaire constitué de gaz très ténu et très chaud dans le halo de n'importe quelle galaxie spirale. Ce gaz coronal peut provenir d'une fontaine galactique, dans laquelle des superbulles de gaz ionisé provenant de rémanents de supernovae se dilatent au travers de cheminées galactiques jusque dans le halo. Lors de son refroidissement, le gaz se rétracte vers le disque galactique sous l'effet de la force de gravitation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Couronne_galactique ) The terms galactic corona and gaseous corona have been used in the first decade of the 21st century to describe a hot, ionised, gaseous component in the galactic halo of the Milky Way. A similar body of very hot and tenuous gas in the halo of any spiral galaxy may also be described by these terms. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_corona ) 2022-10-06 Sun corona Couronne solaire Couronne solaires Solar corona couronnes solaires solar coronas couronne solaire solar corona La partie la plus externe de l'atmosphère du Soleil immédiatement au-dessus de la chromosphère, qui peut être observée lors d'une éclipse solaire totale. Il se compose de gaz chaud (1-2 × 10⁶K), extrêmement ténu (environ 10⁻¹⁶ g cm⁻³) s'étendant sur des millions de kilomètres depuis la surface du Soleil. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+corona&formSubmit=Search&showAll=1 ) The outermost atmosphere of the Sun immediately above the chromosphere, which can be seen during a total solar eclipse. It consists of hot (1-2 × 10⁶K), extremely tenuous gas (about 10⁻¹⁶ g cm-3) extending for millions of kilometer from the Sun's surface. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+corona&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 degenerate dwarf naine dégénérée Naine blanche Naine blanches White dwarf degenerate dwarfs naines blanches naines dégénérées white dwarfs naine blanche white dwarf Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de trois à quatre masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille jusqu'à 8 fois moindre, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de "naine blanche". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_blanche ) A white dwarf is a stellar core remnant composed mostly of electron-degenerate matter. A white dwarf is very dense: its mass is comparable to the Sun's, while its volume is comparable to the Earth's. A white dwarf's faint luminosity comes from the emission of residual thermal energy; no fusion takes place in a white dwarf. The nearest known white dwarf is Sirius B, at 8.6 light years, the smaller component of the Sirius binary star. There are currently thought to be eight white dwarfs among the hundred star systems nearest the Sun. The unusual faintness of white dwarfs was first recognized in 1910. The name white dwarf was coined by Willem Luyten in 1922. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf ) 2022-10-06 star corona star coronae stellar coronae Couronne stellaire Couronne stellaires Stellar corona couronnes stellaires star coronaes star coronas stellar coronaes stellar coronas couronne stellaire stellar corona Une couronne est la couche la plus externe de l'atmosphère d'une étoile. Il se compose de plasma. La couronne du Soleil se trouve au-dessus de la chromosphère et se prolonge des millions de kilomètres dans l'espace. Elle est plus facilement visible lors d'une éclipse solaire totale, mais elle est également observable avec un coronagraphe. Les mesures spectroscopiques indiquent une forte ionisation dans la couronne et une température plasmatique supérieure à 1000000 Kelvins, beaucoup plus chaude que la surface du Soleil, connu sous le nom de photosphère. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_corona ) A corona (pl. coronas or coronae) is the outermost layer of a star's atmosphere. It consists of plasma. The Sun's corona lies above the chromosphere and extends millions of kilometres into outer space. It is most easily seen during a total solar eclipse, but it is also observable with a coronagraph. Spectroscopic measurements indicate strong ionization in the corona and a plasma temperature in excess of 1000000 kelvins, much hotter than the surface of the Sun, known as the photosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_corona ) Covariance Covariance covariances covariances covariance covariance En théorie des probabilités et en statistique, la covariance entre deux variables aléatoires est un nombre permettant de quantifier leurs écarts conjoints par rapport à leurs espérances respectives. Elle s’utilise également pour deux séries de données numériques (écarts par rapport aux moyennes). La covariance de deux variables aléatoires indépendantes est nulle, bien que la réciproque ne soit pas toujours vraie. La covariance est une extension de la notion de variance. La corrélation est une forme normalisée de la covariance (la dimension de la covariance entre deux variables est le produit de leurs dimensions, alors que la corrélation est une grandeur adimensionnelle). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Covariance ) In probability theory and statistics, covariance is a measure of the joint variability of two random variables. If the greater values of one variable mainly correspond with the greater values of the other variable, and the same holds for the lesser values (that is, the variables tend to show similar behavior), the covariance is positive. In the opposite case, when the greater values of one variable mainly correspond to the fewer values of the other, (that is, the variables tend to show opposite behavior), the covariance is negative. The sign of the covariance, therefore, shows the tendency in the linear relationship between the variables. The magnitude of the covariance is not easy to interpret because it is not normalized and hence depends on the magnitudes of the variables. The normalized version of the covariance, the correlation coefficient, however, shows by its magnitude the strength of the linear relation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Covariance ) cratère météorique impact cratering meteor crater Cratère impact Cratère impacts Impact crater cratères d'impacts cratères météoriques impact craterings impact craters meteor craters cratère d'impact impact crater Un cratère d'impact est une dépression de forme plus ou moins circulaire issue de la collision d'un objet sur un autre de taille suffisamment grande pour qu'il ne soit pas complètement détruit par l'impact. Quand la dépression est beaucoup moins profonde que large on parle d'un bassin d'impact. L'expression est particulièrement utilisée en astronomie pour désigner la dépression résultant d'un impact cosmique, c'est-à-dire de la collision d'objets célestes (un astéroïde ou une comète) percutant la Terre, la Lune ou tout autre corps solide se mouvant dans l'espace et suffisamment gros pour que la puissance de l'impact ne cause pas sa destruction. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Crat%C3%A8re_d%27impact ) An impact crater is a circular depression in the surface of a solid astronomical object formed by the hypervelocity impact of a smaller object. In contrast to volcanic craters, which result from explosion or internal collapse, impact craters typically have raised rims and floors that are lower in elevation than the surrounding terrain. Lunar impact craters range from microscopic craters on lunar rocks returned by the Apollo program and small, simple, bowl-shaped depressions in the lunar regolith to large, complex, multi-ringed impact basins. Meteor Crater is a well-known example of a small impact crater on Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Impact_crater ) Cratère lunaire Cratère lunaires Lunar crater cratères lunaires lunar craters cratère lunaire lunar crater Les cratères lunaires sont des cratères qui constellent la surface de la Lune. Ils sont très majoritairement formés par des impacts de météorites, quelques uns par l'activité volcanique passée du satellite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Crat%C3%A8re_lunaire ) Lunar craters are impact craters on Earth's Moon. The Moon's surface has many craters, all of which were formed by impacts. The International Astronomical Union currently recognizes 9,137 craters, of which 1,675 have been dated. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_craters ) pair production production de paires Création paire Création paires Pair creation créations de paires pair creations pair productions productions de paires création de paires pair creation Une création de paires est la création d’un couple particule-antiparticule à partir d’un photon (ou d’un autre boson de charge neutre) ou d’une particule chargée se déplaçant à une vitesse relativiste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cr%C3%A9ation_de_paires ) Pair production is the creation of a subatomic particle and its antiparticle from a neutral boson. Examples include creating an electron and a positron, a muon and an antimuon, or a proton and an antiproton. Pair production often refers specifically to a photon creating an electron–positron pair near a nucleus. As energy must be conserved, for pair production to occur, the incoming energy of the photon must be above a threshold of at least the total rest mass energy of the two particles created. (As the electron is the lightest, hence, lowest mass/energy, elementary particle, it requires the least energetic photons of all possible pair-production processes.) Conservation of energy and momentum are the principal constraints on the process. All other conserved quantum numbers (angular momentum, electric charge, lepton number) of the produced particles must sum to zero – thus the created particles shall have opposite values of each other. For instance, if one particle has electric charge of +1 the other must have electric charge of −1, or if one particle has strangeness of +1 then another one must have strangeness of −1. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pair_production ) Uranus IX Uranus IX Cressida Cressida Cressida (U IX Cressida) est un satellite naturel d'Uranus du groupe de Portia. Cressida fut découverte en 1986 par la sonde Voyager 2 d'où sa désignation temporaire S/1986 U 3. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de choses à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cressida_(lune) ) Cressida is the fourth moon in order of distance from Uranus. It is named after the daughter of Calchas, a character in Shakespeare's play Troilus and Cressida and is also known as Uranus IX. Cressida was discovered by Stephen P. Synnott from images sent back by Voyager 2 on 9 January 1986, and was given the temporary designation S/1986 U3. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cressida.html ) Croûte lunaire Croûte lunaires Lunar crust croûtes lunaires lunar crusts croûte lunaire lunar crust 2023-01-27 HCN acide cyanhydrique Cyanure d'hydrogène Cyanure d'hydrogènes Hydrogen cyanide acides cyanhydriques cyanures d'hydrogènes hydrogen cyanides cyanure d'hydrogène hydrogen cyanide Le cyanure d'hydrogène est un composé chimique de formule chimique H-C≡N. Une solution aqueuse de cyanure d'hydrogène est appelée acide cyanhydrique (ou acide prussique). Il s'agit d'un produit extrêmement toxique et qui peut être mortel, car il cause une anoxie du fait de l’analogie structurale de l’ion CN− avec la molécule d’O2 et de son affinité pour la molécule d’hémoglobine qui transporte l’oxygène dans le sang. Dans la nature, il est souvent associé au benzaldéhyde qui dégage une odeur d’amande amère caractéristique, à laquelle certaines personnes ne sont pas sensibles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cyanure_d%27hydrog%C3%A8ne ) Hydrogen cyanide, sometimes called prussic acid, is a chemical compound with the formula HCN and structure H−C≡N. It is a colorless, extremely poisonous, and flammable liquid that boils slightly above room temperature, at 25.6 °C (78.1 °F). HCN is produced on an industrial scale and is a highly valued precursor to many chemical compounds ranging from polymers to pharmaceuticals. Large-scale applications are for the production of potassium cyanide and adiponitrile, used in mining and plastics, respectively. It is more toxic than solid cyanide compounds due to its volatile nature. HCN has been measured in Titan's atmosphere by four instruments on the Cassini space probe, one instrument on Voyager, and one instrument on Earth. One of these measurements was in situ, where the Cassini spacecraft dipped between 1,000 and 1,100 km (620 and 680 mi) above Titan's surface to collect atmospheric gas for mass spectrometry analysis. HCN has been detected in the interstellar medium and in the atmospheres of carbon stars. Since then, extensive studies have probed formation and destruction pathways of HCN in various environments and examined its use as a tracer for a variety of astronomical species and processes. HCN can be observed from ground-based telescopes through a number of atmospheric windows. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_cyanide ) grand canonical macrocanonical ensemble Ensemble grand canonique Ensemble grands canoniques Grand canonical ensemble ensemble grand canonique ensembles grand canoniques ensembles grand-canoniques grand canonical ensembles grand canonicals ensemble grand-canonique grand canonical ensemble En physique statistique, l’ensemble grand-canonique est un ensemble statistique qui correspond au cas d'un système qui peut échanger de l'énergie avec un réservoir externe d'énergie (ou thermostat), ainsi que des particules. Il est donc en équilibre thermodynamique thermique et chimique avec le réservoir d'énergie et de particules. Plus précisément, il s'agit de l'ensemble des "copies virtuelles" (ou répliques fictives) du même système en équilibre avec le réservoir d'énergie et de particules. Contrairement au cas des ensembles microcanonique et canonique, l'énergie et le nombre de particules du système étudié peuvent fluctuer d’une "copie" du système à une autre de l'ensemble. Par suite, les différents micro-états d'énergie E_ℓ du système étudié ne possèdent pas tous la même probabilité, contrairement au cas microcanonique, du fait de l'interaction avec le réservoir. À l'instar de la situation canonique, il est possible de déterminer la forme générale de la distribution de probabilité des micro-états d'énergie accessibles du système, appelée distribution grand-canonique, caractérisée par sa fonction de partition. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ensemble_grand-canonique ) In statistical mechanics, the grand canonical ensemble (also known as the macrocanonical ensemble) is the statistical ensemble that is used to represent the possible states of a mechanical system of particles that are in thermodynamic equilibrium (thermal and chemical) with a reservoir. The system is said to be open in the sense that the system can exchange energy and particles with a reservoir, so that various possible states of the system can differ in both their total energy and total number of particles. The system's volume, shape, and other external coordinates are kept the same in all possible states of the system. The thermodynamic variables of the grand canonical ensemble are chemical potential (symbol: µ) and absolute temperature (symbol: T). The ensemble is also dependent on mechanical variables such as volume (symbol: V) which influence the nature of the system's internal states. This ensemble is therefore sometimes called the µVT ensemble, as each of these three quantities are constants of the ensemble. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Grand_canonical_ensemble ) Cycle CNO cycles CNO CNO cycle cycle CNO Le cycle carbone-azote-oxygène (ou, avec les symboles chimiques, cycle CNO), parfois appelé cycle de Bethe, ou cycle de Bethe-Weizsäcker, est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium ; l'autre réaction est la chaîne proton-proton. Alors que la chaine proton-proton est le principal type de fusion dans les étoiles de masse inférieure ou égale à celle du Soleil, les modèles théoriques montrent que le cycle carbone-azote-oxygène est la source principale d'énergie dans les étoiles de masse plus élevée. Il fut proposé par les physiciens Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938-1939. Ce cycle est aussi probablement la principale source de production d'azote, qui s'équilibre avec la quantité de carbone présente selon la fréquence relative des différentes réactions. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cycle_carbone-azote-oxyg%C3%A8ne ) The CNO cycle (for carbon–nitrogen–oxygen; sometimes called Bethe–Weizsäcker cycle after Hans Albrecht Bethe and Carl Friedrich von Weizsäcker) is one of the two known sets of fusion reactions by which stars convert hydrogen to helium, the other being the proton–proton chain reaction (p–p cycle), which is more efficient at the Sun's core temperature. The CNO cycle is hypothesized to be dominant in stars that are more than 1.3 times as massive as the Sun. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/CNO_cycle ) 2022-10-10 11-year cycle 22-year cycle cycle de 11 ans cycle de 22 ans 11 year cycle 11 year cycles 11-year cycles 22 year cycle 22 year cycles 22-year cycles Cycle solaire Cycle solaires Solar cycle cycles de 11 ans cycles de 22 ans cycles solaires solar cycles cycle solaire solar cycle Le cycle solaire, également connu sous le nom de cycle d'activité magnétique solaire, cycle de taches solaires ou de cycle de Schwabe, est un variation presque périodique de 11 ans dans l'activité du soleil mesurée en termes de variations du nombre de taches solaires observées à la surface du soleil. Au cours de la période d'un cycle solaire, des niveaux de rayonnement solaire et d'éjection de matière solaires, le nombre et la taille des taches solaires, des éruptions solaires et des boucles coronales présentent toutes une fluctuation synchronisée d'une période d'activité minimale à une période d'activité maximale puis retour à une période d'activité minimale. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_cycle ) The solar cycle, also known as the solar magnetic activity cycle, sunspot cycle, or Schwabe cycle, is a nearly periodic 11-year change in the Sun's activity measured in terms of variations in the number of observed sunspots on the Sun's surface. Over the period of a solar cycle, levels of solar radiation and ejection of solar material, the number and size of sunspots, solar flares, and coronal loops all exhibit a synchronized fluctuation from a period of minimum activity to a period of a maximum activity back to a period of minimum activity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_cycle ) 2022-10-07 Débris spatial Débris spatiaux Space debris débris spatiaux space debrises débris spatial space debris Un débris spatial, dans le domaine de l'astronautique, est un objet artificiel circulant sur une orbite terrestre, amené là dans le cadre d'une mission spatiale, et qui n'est pas ou plus utilisé. Les débris spatiaux de grande taille comprennent les étages supérieurs des lanceurs spatiaux et les satellites artificiels ayant achevé leur mission. Mais la majorité des débris spatiaux résultent de l'explosion accidentelle d'engins spatiaux ou, phénomène récent, de leur collision. La dimension de ces débris peut aller d'une fraction de millimètre à la taille d'un bus. Les débris spatiaux, dont le volume va croissant, constituent une menace grandissante pour les applications spatiales alors que celles-ci jouent désormais un rôle essentiel dans les domaines de la prévision météorologique, du positionnement et des télécommunications. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9bris_spatial#Voir_aussi ) Space debris (also known as space junk, space pollution, space waste, space trash, or space garbage) are defunct human-made objects in space—principally in Earth orbit—which no longer serve a useful function. These include derelict spacecraft—nonfunctional spacecraft and abandoned launch vehicle stages—mission-related debris, and particularly numerous in Earth orbit, fragmentation debris from the breakup of derelict rocket bodies and spacecraft. In addition to derelict human-made objects left in orbit, other examples of space debris include fragments from their disintegration, erosion and collisions or even paint flecks, solidified liquids expelled from spacecraft, and unburned particles from solid rocket motors. Space debris represents a risk to spacecraft. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Space_debris ) Deceleration Décélération decelerations décélérations deceleration décélération L'acte ou le processus de déplacement, ou de provoquer le déplacement, avec une vitesse décroissante. Parfois appelé accélération négative. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=deceleration&formSubmit=Search&showAll=1 ) The act or process of moving, or of causing to move, with decreasing speed. Sometimes called negative acceleration. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=deceleration&formSubmit=Search&showAll=1 ) Décohérence quantique Décohérence quantiques Quantum decoherence décohérences quantiques quantum decoherences décohérence quantique quantum decoherence La décohérence quantique est une théorie susceptible d'expliquer la transition entre les règles physiques quantiques et les règles physiques classiques telles que nous les connaissons, à un niveau macroscopique. Plus spécifiquement, cette théorie apporte une réponse, considérée comme étant la plus complète à ce jour, au paradoxe du chat de Schrödinger et au problème de la mesure quantique. La théorie de la décohérence a été introduite par H. Dieter Zeh en 1970. Elle a reçu ses premières confirmations expérimentales en 1996. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9coh%C3%A9rence_quantique ) Quantum decoherence is the loss of quantum coherence. In quantum mechanics, particles such as electrons are described by a wave function, a mathematical representation of the quantum state of a system; a probabilistic interpretation of the wave function is used to explain various quantum effects. As long as there exists a definite phase relation between different states, the system is said to be coherent. A definite phase relationship is necessary to perform quantum computing on quantum information encoded in quantum states. Coherence is preserved under the laws of quantum physics. If a quantum system were perfectly isolated, it would maintain coherence indefinitely, but it would be impossible to manipulate or investigate it. If it is not perfectly isolated, for example during a measurement, coherence is shared with the environment and appears to be lost with time; a process called quantum decoherence. As a result of this process, quantum behavior is apparently lost, just as energy appears to be lost by friction in classical mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_decoherence ) Décomposition valeur singulière Décomposition valeurs singulières Singular value decomposition décompositions en valeurs singulières singular value decompositions décomposition en valeurs singulières singular value decomposition En mathématiques, le procédé d'algèbre linéaire de décomposition en valeurs singulières (ou SVD, de l'anglais singular value decomposition) d'une matrice est un outil important de factorisation des matrices rectangulaires réelles ou complexes. Ses applications s'étendent du traitement du signal aux statistiques, en passant par la météorologie. Le théorème spectral énonce qu'une matrice normale peut être diagonalisée par une base orthonormée de vecteurs propres. On peut voir la décomposition en valeurs singulières comme une généralisation du théorème spectral à des matrices arbitraires, qui ne sont pas nécessairement carrées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9composition_en_valeurs_singuli%C3%A8res ) In linear algebra, the singular value decomposition (SVD) is a factorization of a real or complex matrix. It generalizes the eigendecomposition of a square normal matrix with an orthonormal eigenbasis to any m × n matrix. It is related to the polar decomposition. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Singular_value_decomposition ) Deconvolution Déconvolution deconvolutions déconvolutions deconvolution déconvolution En mathématiques, la déconvolution est un procédé algorithmique destiné à inverser les effets de la convolution. Le concept de déconvolution est largement utilisé en traitement du signal et traitement d'image, notamment en microscopie et astronomie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9convolution ) In mathematics, deconvolution is the operation inverse to convolution. Both operations are used in signal processing and image processing. For example, it may be possible to recover the original signal after a filter (convolution) by using a deconvolution method with a certain degree of accuracy. Due to the measurement error of the recorded signal or image, it can be demonstrated that the worse the SNR, the worse the reversing of a filter will be; hence, inverting a filter is not always a good solution as the error amplifies. Deconvolution offers a solution to this problem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Deconvolution ) topological soliton Défaut topologique Défaut topologiques Topological defect défauts topologiques topological defects topological solitons défaut topologique topological defect En cosmologie, un défaut topologique est une configuration souvent stable de matière que certaines théories prédisent avoir été formée lors des transitions de phase de l'univers primitif. Selon la nature des brisures de symétrie, on suppose la formation de nombreux solitons au travers du mécanisme de Brout-Englert-Higgs-Hagen-Guralnik-Kibble. Les défauts topologiques les plus courants sont les monopôles magnétiques, les cordes cosmiques, les murs de domaine, les skyrmions et les textures. L'on distinguera, selon l'authenticité du vide vers lequel l'univers tend pour un temps infini, les faux défauts et les vrais défauts, si le potentiel tend vers le faux vide et le vrai vide respectivement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9faut_topologique ) In cosmological models, a stable configuration of matter formed when the early Universe underwent phase transitions during which fundamental symmetries were broken. There are a number of possible types of defects, such as domain walls, cosmic strings, magnetic monopoles, and textures. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=topological+defect&formSubmit=Search&showAll=1 ) Degrees of freedom Degré liberté Degré libertés degrees of freedom degrés de libertés degree of freedom degré de liberté Pour un système mécanique, le nombre de variables indépendantes nécessaires pour décrire sa configuration. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=degree+of+freedom&formSubmit=Search&showAll=1 ) Of a mechanical system, the number of independent variables needed to describe its configuration. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=degree+of+freedom&formSubmit=Search&showAll=1 ) Mars II Mars II Deimos Deimos Déimos, en désignation systématique Mars II, est le plus petit et le plus éloigné des deux satellites naturels de Mars (l'autre étant Phobos). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9imos_(lune) ) The smaller and outermost of Mars' two satellites. It measures 12.6 km in size, and orbits Mars every 30.2 hours at a distance of about 23,500 km. It was discovered by the American astronomer Asaph Hall in 1877. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=deimos&formSubmit=Search&showAll=1 ) Demi vie Demi vies Half life demi vie demi vies demi-vies half life half lifes half-lifes demi-vie half-life La demi-vie est le temps mis par une substance (molécule, médicament ou autre) pour perdre la moitié de son activité pharmacologique ou physiologique. Employée par extension dans le domaine de la radioactivité, la demi-vie, également appelée période radioactive, est le temps au bout duquel la moitié des noyaux radioactifs d'une source se sont désintégrés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Demi-vie ) Half-life (symbol t_½) is the time required for a quantity (of substance) to reduce to half of its initial value. The term is commonly used in nuclear physics to describe how quickly unstable atoms undergo radioactive decay or how long stable atoms survive. The term is also used more generally to characterize any type of exponential (or, rarely, non-exponential) decay. For example, the medical sciences refer to the biological half-life of drugs and other chemicals in the human body. The converse of half-life (in exponential growth) is doubling time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Half-life ) 2022-10-06 Dénombrement stellaire Dénombrement stellaires Star count dénombrements stellaires star counts dénombrement stellaire star count Les dénombrements d'étoiles sont des études répertoriées de comptage des étoiles ainsi que les méthodes statistiques et géométriques utilisées pour corriger les biais sur ces données. Ces études portent le plus souvent sur des étoiles proches dans la Voie lactée. L'un des intérêts en astronomie est de déterminer le nombre d'étoiles à classer dans différents types et comment ces étoiles sont distribuées dans l'espace. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Star_count ) Star counts are bookkeeping surveys of stars and the statistical and geometrical methods used to correct the survey data for bias. The surveys are most often made of nearby stars in the Milky Way galaxy. One of the interests of astronomy is to determine how many stars there are of each of several types that stars can be categorized into, and how these stars are distributed in space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Star_count ) Charge density Densité charge Densité charges charge densities densités de charges charge density densité de charge La densité de charge électrique désigne la quantité de charge électrique par unité d'espace. Selon que l'on considère un problème à 1, 2 ou 3 dimensions, c'est-à-dire une ligne, une surface ou un volume, on parlera de densité linéique, surfacique ou volumique de charge. Leurs unités sont respectivement le coulomb par mètre (C/m), le coulomb par mètre carré (C/m² et le coulomb par mètre cube (C/m³ dans le Système international. Comme il existe des charges négatives comme des charges positives, la densité de charge peut prendre des valeurs négatives. Comme n'importe quelle densité, elle peut varier selon la position. Il ne faut pas la confondre avec la densité de porteurs de charges. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Densit%C3%A9_de_charge ) In electromagnetism, charge density is the amount of electric charge per unit length, surface area, or volume. Volume charge density (symbolized by the Greek letter ρ) is the quantity of charge per unit volume, measured in the SI system in coulombs per cubic meter (C⋅m⁻³), at any point in a volume. Surface charge density (σ) is the quantity of charge per unit area, measured in coulombs per square meter (C⋅m⁻²), at any point on a surface charge distribution on a two dimensional surface. Linear charge density (λ) is the quantity of charge per unit length, measured in coulombs per meter (C⋅m⁻¹), at any point on a line charge distribution. Charge density can be either positive or negative, since electric charge can be either positive or negative. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Charge_density ) column abundance Column density Densité colonne Densité colonnes column abundances column densities densités de colonnes column density densité de colonne Densité de matière interstellaire présente entre un objet et la Terre dans un cylindre de base unitaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=column+density&formSubmit=Search&showAll=1 ) Density of the interstellar matter lying between an object and the Earth in a cylinder with a unity base. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=column+density&formSubmit=Search&showAll=1 ) Current density Densité courant Densité courants current densities densités de courants current density densité de courant La densité de courant, ou densité volumique de courant, est un vecteur qui décrit le courant électrique à l'échelle locale, en tout point d'un système physique. Dans le Système international d'unités, son module s'exprime en ampères par mètre carré (A/m²ou A m⁻²). À l'échelle du système tout entier il s'agit d'un champ de vecteurs, puisque le vecteur densité de courant est défini en tout point. Quand l'électricité circule essentiellement à la surface d'un objet (notamment celle d'un conducteur parcouru par un courant électrique de haute fréquence), on définit la densité surfacique de courant, également vectorielle, dont le module s'exprime en ampères par mètre (A/m ou A m⁻¹). Quand l'électricité circule dans un conducteur filiforme (de dimensions latérales très petites en comparaison de sa longueur), on définit la densité linéique de courant, un vecteur parallèle au fil, dirigé dans le sens du courant et dont le module est l'intensité électrique, exprimée en ampères (A). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Densit%C3%A9_de_courant ) In electromagnetism, current density is the amount of charge per unit time that flows through a unit area of a chosen cross section. The current density vector is defined as a vector whose magnitude is the electric current per cross-sectional area at a given point in space, its direction being that of the motion of the positive charges at this point. In SI base units, the electric current density is measured in amperes per square metre. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Current_density ) Densité flux Flux density densités de flux flux densities densité de flux flux density La densité de flux est la puissance radiante (énergie par unité de temps) qui tombe sur un détecteur par unité de surface du détecteur et par bande passante unitaire du rayonnement. Il mesure ainsi à la fois la densité spatiale (surface) et une densité spectrale du flux reçu d'une source astronomique. La densité de flux en radio-astronomie est mesurée en Janskys (Jy). (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/flux_density.html ) Flux density is the radiant power (energy per unit time) that falls on a detector per unit surface area of the detector per unit bandwidth of the radiation. It thus measures both the spatial (surface) density and a spectral density of the flux received from an astronomical source. Flux density in radio astronomy is measured in janskys (Jy). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/flux_density.html ) Densité flux rayonnant Densité flux rayonnants Radiant flux density densités de flux rayonnants radiant flux densities densité de flux rayonnant radiant flux density densités optiques optical densities densité optique optical density Bulk density Densité volumique Densité volumiques bulk densities densités volumiques bulk density densité volumique La masse volumique apparente ou plus précisément masse volumique apparente sans tassement, souvent appelée improprement densité apparente, est une grandeur utilisée essentiellement avec les substances se présentant sous forme de granulés, dans l'agroalimentaire, en pédologie pour la description des sols, ou dans le BTP par exemple, afin de rendre compte de la masse de matériau contenue dans un volume donné, comprenant le volume d'air interstitiel. De ce point de vue, la masse volumique apparente d'un même matériau granulé ou pulvérulent peut varier en fonction du mode de manutention, selon qu'il est plus ou moins tassé ou, au contraire, aéré : ρ = Masse/Volume. L'usage veut qu'on exprime généralement cette masse volumique en grammes par centimètre cube (g/cm³. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Masse_volumique_apparente ) In materials science, bulk density, also called apparent density or volumetric density, is a property of powders, granules, and other "divided" solids, especially used in reference to mineral components (soil, gravel), chemical substances, (pharmaceutical) ingredients, foodstuff, or any other masses of corpuscular or particulate matter (particles). Bulk density is defined as the mass of the many particles of the material divided by the total volume they occupy. The total volume includes particle volume, inter-particle void volume, and internal pore volume. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bulk_density ) blue shift décalage vers le bleu Blueshift Déplacement vers le bleu Déplacement vers le bleus blue shifts blueshifts décalages vers le bleus déplacements vers le bleus blueshift déplacement vers le bleu Un déplacement vers le bleu est un déplacement général des raies spectrales vers des longueurs d'onde plus courtes qui se produit lorsqu'une source de rayonnement électromagnétique se déplace vers l'observateur : plus la vitesse d'approche est grande le long de la ligne de visée, plus le déplacement vers le bleu est grand. Les étoiles individuelles dans la Voie Lactée montrent fréquemment des déplacements vers le bleu. Cependant, à l'exception de quelques galaxies au sein du Groupe Local, y compris la Galaxie d'Andromède, la plupart des objets extragalactiques présentent des décalages vers le rouge, en raison de l'expansion globale de l'univers. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Doppler_effect.html#blueshift ) A blueshift is a general displacement of spectral lines to shorter wavelengths that happens when a source of electromagnetic radiation moves toward the observer: the greater the velocity of approach along the line of sight, the greater the blueshift. Individual stars within the Milky Way Galaxy frequently show blueshifts. However, with the exception of a few galaxies within the Local Group, including the Andromeda Galaxy, most extragalactic objects exhibit redshifts, due to the overall expansion of the universe. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Doppler_effect.html#blueshift ) décalage vers le rouge red shift Déplacement vers le rouge Déplacement vers le rouges Redshift décalages vers le rouges déplacements vers le rouges red shifts redshifts déplacement vers le rouge redshift Un déplacement vers le rouge est le déplacement des raies spectrales dans le spectre d'un objet vers des longueurs d'onde plus longues. S'il est causé par la récession de l'objet dans la ligne de visée, comme c'est généralement le cas, ce déplacement, lorsqu'il est mesuré, permet de calculer la vitesse de récession. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Doppler_effect.html#redshift ) A redshift is the displacement of spectral lines in the spectrum of an object toward longer wavelengths. If caused by the line-of-sight recession of the object, as is usually the case, this displacement, when measured, allows the recessional velocity to be calculated. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Doppler_effect.html#redshift ) 2022-10-07 cosmological red shift décalage vers le rouge cosmologique Cosmological redshift Déplacement vers le rouge cosmologique Déplacement vers le rouges cosmologiques cosmological red shifts cosmological redshifts décalages vers le rouges cosmologiques déplacements vers le rouges cosmologiques cosmological redshift déplacement vers le rouge cosmologique L'univers est en expansion et cette expansion étire la lumière qui voyage à travers l'espace dans un phénomène connu sous le nom de déplacement vers le rouge cosmologique. Plus le déplacement vers le rouge est élevé, plus grande est la distance parcourue par la lumière. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cosmological_redshift.html ) The universe is expanding, and that expansion stretches light traveling through space in a phenomenon known as cosmological redshift. The greater the redshift, the greater the distance the light has traveled. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cosmological_redshift.html ) décalage vers le rouge gravitationnel gravitational redshift Déplacement vers le rouge gravitationnel Déplacement vers le rouges gravitationnels Gravitational red shift décalages vers le rouges gravitationnels déplacements vers le rouges gravitationnels gravitational red shifts gravitational redshifts déplacement vers le rouge gravitationnel gravitational red shift Le décalage vers le rouge gravitationnel, dit décalage d'Einstein, est un effet prédit par les équations d'Albert Einstein de la relativité générale. D'après cette théorie, une fréquence produite dans un champ de gravitation est vue décalée vers le rouge (c'est-à-dire diminuée) quand elle est observée depuis un lieu où la gravitation est moindre. La cause de ce décalage des fréquences est dans la dilatation du temps créée par la gravitation. Mais une autre explication peut être fournie par la contraction des longueurs due à la gravitation, appliquée aux longueurs d'onde. Ces deux explications sont équivalentes car la conservation de l'intervalle d'espace-temps montre l'équivalence de ces deux phénomènes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9calage_d%27Einstein ) The change in the wavelength or frequency of electromagnetic radiation in a gravitational field predicted by general relativity. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitational+redshift&formSubmit=Search&showAll=1 ) Covariant derivative Dérivée covariante Dérivée covariantes covariant derivatives dérivées covariantes covariant derivative dérivée covariante En géométrie différentielle, la dérivée covariante est un outil destiné à définir la dérivée d'un champ de vecteurs sur une variété. Dans le cas où la dérivée covariante existe, il n'existe pas de différence entre la dérivée covariante et la connexion, à part la manière dont elles sont introduites. (Cela est faux quand la dérivée covariante n'existe pas en revanche ). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9riv%C3%A9e_covariante ) In mathematics, the covariant derivative is a way of specifying a derivative along tangent vectors of a manifold. Alternatively, the covariant derivative is a way of introducing and working with a connection on a manifold by means of a differential operator, to be contrasted with the approach given by a principal connection on the frame bundle – see affine connection. In the special case of a manifold isometrically embedded into a higher-dimensional Euclidean space, the covariant derivative can be viewed as the orthogonal projection of the Euclidean directional derivative onto the manifold's tangent space. In this case the Euclidean derivative is broken into two parts, the extrinsic normal component (dependent on the embedding) and the intrinsic covariant derivative component. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Covariant_derivative ) Directional derivative Dérivée directionnelle Dérivée directionnelles directional derivatives dérivées directionnelles directional derivative dérivée directionnelle En analyse mathématique, la notion de dérivée directionnelle permet de quantifier la variation locale d'une fonction dépendant de plusieurs variables, en un point donné et le long d'une direction donnée dans l'espace de ces variables. Dans la version la plus simple, la dérivée directionnelle généralise la notion de dérivées partielles, dans le sens où l'on retrouve ces dernières en prenant comme directions de dérivation les axes de coordonnées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9riv%C3%A9e_directionnelle ) In mathematics, the directional derivative of a multivariable differentiable (scalar) function along a given vector v at a given point x intuitively represents the instantaneous rate of change of the function, moving through x with a velocity specified by v. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Directional_derivative ) Desdemona Uranus X Uranus X Desdemona Desdémone Desdémone (U X Desdemona) est un satellite naturel d'Uranus du groupe de Portia. Desdémone fut découverte en 1986 par la sonde Voyager 2 d'où sa désignation temporaire S/1986 U 6. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de chose à son sujet. Desdémone risque d'entrer en collision avec, Cressida ou Juliette, deux de ses voisines satellites et ce, dans les prochaines 100 millions d'années. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Desd%C3%A9mone_(lune) ) Desdemona is the fifth moon in order of distance from Uranus. It is named after the wife of Othello in Shakespeare's play Othello and is also known as Uranus X. Desdemona was discovered by the Voyager scientist Stephen P. Synott from images sent back by Voyager 2 on 13 January 1986 and was given the temporary designation S/1986 U6. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Desdemona.html ) désintégration α radioactivité alpha radioactivité α α-decay Alpha decay Désintégration alpha alpha decays désintégrations alpha désintégrations α α decay α decays α-decays alpha decay désintégration alpha La radioactivité alpha (ou rayonnement alpha, symbolisé α) est le rayonnement provoqué par la désintégration alpha, soit la forme de désintégration radioactive où un noyau atomique X éjecte une particule α et se transforme en un noyau Y de nombre de masse A diminué de 4 et de numéro atomique Z diminué de 2. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radioactivit%C3%A9_%CE%B1 ) Alpha decay or α-decay is a type of radioactive decay in which an atomic nucleus emits an alpha particle (helium nucleus) and thereby transforms or 'decays' into a different atomic nucleus, with a mass number that is reduced by four and an atomic number that is reduced by two. An alpha particle is identical to the nucleus of a helium-4 atom, which consists of two protons and two neutrons. It has a charge of +2 e and a mass of 4 u. For example, uranium-238 decays to form thorium-234 (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Alpha_decay ) désintégration β radioactivité bêta radioactivité β β-decay Beta decay Désintégration bêta Désintégration bêtas beta decays désintégrations bêtas désintégrations β β decay β decays β-decays beta decay désintégration bêta La radioactivité bêta ou émission bêta (symbole β) est, à l'origine, un type de désintégration radioactive dans laquelle une particule bêta (un électron ou un positon) est émise. On parle de désintégration bêta moins (β−) ou bêta plus (β+) selon qu'il s'agit de l'émission d'un électron (particule chargée négativement) ou d'un positon (particule chargée positivement). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radioactivit%C3%A9_%CE%B2 ) In nuclear physics, beta decay (β-decay) is a type of radioactive decay in which a beta particle (fast energetic electron or positron) is emitted from an atomic nucleus, transforming the original nuclide to an isobar of that nuclide. For example, beta decay of a neutron transforms it into a proton by the emission of an electron accompanied by an antineutrino; or, conversely a proton is converted into a neutron by the emission of a positron with a neutrino in so-called positron emission. Neither the beta particle nor its associated (anti-)neutrino exist within the nucleus prior to beta decay, but are created in the decay process. By this process, unstable atoms obtain a more stable ratio of protons to neutrons. The probability of a nuclide decaying due to beta and other forms of decay is determined by its nuclear binding energy. The binding energies of all existing nuclides form what is called the nuclear band or valley of stability. For either electron or positron emission to be energetically possible, the energy release (see below) or Q value must be positive. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_decay ) double β-decay désintégration β double Double beta decay Désintégration bêta double Désintégration bêtas doubles double beta decays double β decay double β decays double β-decays désintégrations bêtas doubles désintégrations β doubles double beta decay désintégration bêta double Le processus de double désintégration bêta est un mode de décroissance nucléaire, qui consiste en deux désintégrations bêta simultanées dans un même noyau atomique. Il résulte généralement de ce processus l'émission de deux neutrinos, mais certaines théories prédisent une double désintégration sans émission de neutrinos, bien qu'un tel évènement n'ait jamais été observé. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Double_d%C3%A9sint%C3%A9gration_b%C3%AAta ) In nuclear physics, double beta decay is a type of radioactive decay in which two neutrons are simultaneously transformed into two protons, or vice versa, inside an atomic nucleus. As in single beta decay, this process allows the atom to move closer to the optimal ratio of protons and neutrons. As a result of this transformation, the nucleus emits two detectable beta particles, which are electrons or positrons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Double_beta_decay ) désintégration β moins β minus decay Beta minus decay Désintégration bêta moins Désintégration bêtas moins beta minus decays désintégrations bêtas moins désintégrations β moins β minus decays beta minus decay désintégration bêta moins désintégration β plus β plus decay Beta plus decay Désintégration bêta plus Désintégration bêtas plus beta plus decays désintégrations bêtas plus désintégrations β plus β plus decays beta plus decay désintégration bêta plus désintégration γ γ-decay Désintégration gamma Gamma decay désintégrations gamma désintégrations γ gamma decays γ decay γ decays γ-decays désintégration gamma gamma decay Un type de radioactivité dans lequel des noyaux atomiques instables dissipent leur excès d'énergie par un processus électromagnétique spontané, habituellement accompagné d'une désintégration alpha ou bêta. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gamma+decay&formSubmit=Search&showAll=1 ) A type of radioactivity in which some unstable atomic nuclei dissipate excess energy by a spontaneous electromagnetic process, usually accompanied by alpha decay or beta decay. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gamma+decay&formSubmit=Search&showAll=1 ) Desorption Désorption desorptions désorptions desorption désorption La désorption est la transformation inverse de la sorption (adsorption ou absorption), par laquelle les molécules absorbées (ou adsorbées) se détachent du substrat. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9sorption ) A physical or chemical process by which a substance that has been sorbed (adsorbed or absorbed) by a liquid or solid material is removed from the material. Reverse of sorption. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=desorption&formSubmit=Search&showAll=1 ) Neptune V Neptune V Despina Despina Despina est le troisième satellite naturel de Neptune. Despina est le troisième satellite naturel de Neptune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Despina_(lune) ) Despina is the third moon of Neptune in order from the planet. Despina was discovered by the Voyager Imaging Team in July 1989. It is named after one of the daughters of Poseidon and is also known as Neptune IV. Despina is irregular in shape, and orbits just 27,700 km (17,200 mi) above the cloud tops of its primary. Like the five other inner moons discovered during Voyager 2's 1989 flyby of Neptune, Despina is among the darkest objects known. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Despina.html ) eddy detachment eddy shedding Détachement tourbillonnaire Détachement tourbillonnaires Vortex shedding détachements tourbillonnaires eddy detachments eddy sheddings vortex sheddings détachement tourbillonnaire vortex shedding In fluid dynamics, vortex shedding is an oscillating flow that takes place when a fluid such as air or water flows past a bluff (as opposed to streamlined) body at certain velocities, depending on the size and shape of the body. In this flow, vortices are created at the back of the body and detach periodically from either side of the body forming a Kármán vortex street. The fluid flow past the object creates alternating low-pressure vortices on the downstream side of the object. The object will tend to move toward the low-pressure zone. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vortex_shedding ) compteur Cerenkov compteur Tcherenkov détecteur Tcherenkov Détecteur Cerenkov compteurs Cerenkov détecteurs Cerenkov Cherenkov detector détecteur Cerenkov Un détecteur Tcherenkov est un détecteur de particules. Une particule chargée à vitesse v qui traverse un milieu d’indice de réfraction n polarise les atomes tout au long de son parcours, qui deviennent des dipôles électriques. Ces dipôles émettent un rayonnement électromagnétique. Si la vitesse de particule ne dépasse pas celle de la lumière dans ce milieu, c’est-à-dire v < c/n, les rayonnements des dipôles de deux côtés du parcours s’annulent. Si v > c/n, la matière en aval ne peut être polarisée, le champ créé par la particule se propageant moins vite que celle-ci. Un rayonnement net en résulte, qui constitue l’effet Tcherenkov. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9tecteur_Tcherenkov ) A Cherenkov detector (Russian: Черенко́в) is a particle detector using the speed threshold for light production, the speed-dependent light output or the speed-dependent light direction of Cherenkov radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cherenkov_detector ) Détecteur onde gravitationnelle Détecteur ondes gravitationnelles Gravitational wave detectors détecteurs d'ondes gravitationnelles gravitational wave detectors détecteur d'ondes gravitationnelles gravitational wave detector En astronomie, un observatoire d'ondes gravitationnelles (on parle aussi de détecteur d'ondes gravitationnelles) est un système destiné à détecter et mesurer les ondes gravitationnelles. Un moyen relativement simple d'observer ces ondes est connu sous le nom de barre de Weber : sous l'effet d'une onde gravitationnelle, l'espace-temps se déforme très légèrement. Ainsi, un objet est également déformé - on peut alors déduire l'intensité et la provenance de l'onde. Cependant les déformation étant infimes, on ne réussit pas à détecter d'onde gravitationnelle avec cette technique. Les techniques modernes utilisent l'interférométrie laser. Avec cette technique, on mesure l'infime différence de marche entre deux lasers provoquée par le passage de l'onde. A la différence de la barre de Weber, les distances parcourues par les lasers sont de l'ordre du kilomètre ce qui accroit fortement le pouvoir de détection. Parmi les détecteurs les plus performants, on compte : LIGO, VIRGO, GEO600, et TAMA. Des projets de télescope utilisant cette méthode dans l'espace, tels que LISA, sont en cours de réflexion. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Observatoire_d%27ondes_gravitationnelles ) A gravitational-wave detector (used in a gravitational-wave observatory) is any device designed to measure tiny distortions of spacetime called gravitational waves. Since the 1960s, various kinds of gravitational-wave detectors have been built and constantly improved. The present-day generation of laser interferometers has reached the necessary sensitivity to detect gravitational waves from astronomical sources, thus forming the primary tool of gravitational-wave astronomy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational-wave_observatory ) Détecteur particule Détecteur particules Particle detector détecteurs de particules particle detectors détecteur de particules particle detector Un détecteur de particules est un appareil qui permet de détecter le passage d'une particule et, généralement, d'en déduire différentes caractéristiques (en fonction du type de détecteur) telles que sa masse, son énergie, son impulsion, son spin, ou encore sa charge électrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9tecteur_de_particules ) In experimental and applied particle physics, nuclear physics, and nuclear engineering, a particle detector, also known as a radiation detector, is a device used to detect, track, and/or identify ionizing particles, such as those produced by nuclear decay, cosmic radiation, or reactions in a particle accelerator. Detectors can measure the particle energy and other attributes such as momentum, spin, charge, particle type, in addition to merely registering the presence of the particle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Particle_detector ) Determinant Déterminant determinants déterminants determinant déterminant En mathématiques, le déterminant est une valeur qu'on peut associer aux matrices ou aux applications linéaires en dimension finie. Sur les exemples les plus simples, ceux de la géométrie euclidienne en dimension 2 ou 3, il s'interprète en termes d'aires ou de volumes, et son signe est relié à la notion d'orientation. Il fut initialement introduit en algèbre, pour résoudre un système d'équations linéaires comportant autant d'équations que d'inconnues. Il se révèle être un outil très puissant dans de nombreux domaines. Il intervient ainsi dans l'étude des endomorphismes, la recherche de leurs valeurs propres, les propriétés d’indépendance linéaire de certaines familles de vecteurs, mais aussi dans le calcul différentiel, par exemple dans la formule de changement de variables dans les intégrales multiples. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9terminant_(math%C3%A9matiques) ) In mathematics, the determinant is a scalar value that is a function of the entries of a square matrix. It allows characterizing some properties of the matrix and the linear map represented by the matrix. In particular, the determinant is nonzero if and only if the matrix is invertible and the linear map represented by the matrix is an isomorphism. The determinant of a product of matrices is the product of their determinants (the preceding property is a corollary of this one). The determinant of a matrix A is denoted det(A), det A, or |A| (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Determinant ) hydrogen-2 hydrogène-2 Deuterium Deutérium deuteriums hydrogen 2 hydrogen 2s hydrogen-2s hydrogène 2 deuterium deutérium Le deutérium, noté 2H ou D, est l'isotope de l'hydrogène dont le nombre de masse est égal à 2 : son noyau atomique, appelé deuton ou deutéron, compte 1 proton et 1 neutron avec un spin 1+ pour une masse atomique de 2,014 101 777 8 g/mol. Il est caractérisé par un excès de masse de 13 135,722 9 keV et une énergie de liaison nucléaire par nucléon de 1 112 keV. Il s'agit d'un isotope stablea découvert en 1931 par Harold Clayton Urey, chimiste à l'université Columbia ; cette découverte lui valut le prix Nobel de chimie en 1934. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Deut%C3%A9rium ) Deuterium (or hydrogen-2, symbol 2H or D, also known as heavy hydrogen) is one of two stable isotopes of hydrogen (the other being protium, or hydrogen-1). The nucleus of a deuterium atom, called a deuteron, contains one proton and one neutron, whereas the far more common protium has no neutrons in the nucleus. Deuterium has a natural abundance in Earth's oceans of about one atom of deuterium among all 6420 atoms of hydrogen (see heavy water). Thus deuterium accounts for approximately 0.0156% by number (0.0312% by mass) of all the naturally occurring hydrogen in the oceans, while protium accounts for more than 99.98%. The abundance of deuterium changes slightly from one kind of natural water to another (see Vienna Standard Mean Ocean Water). (Tritium is yet another hydrogen isotope with symbol 3H or T. It has two neutrons, and is radioactive and far more rare than deuterium.). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Deuterium ) deuton Deuteron Deutéron deuterons deutons deutérons deuteron deutéron Un noyau d'un atome de deutérium (une combinaison d'un proton et d'un neutron). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=deuteron&formSubmit=Search&showAll=1 ) A nucleus of a deuterium atom (a combination of a proton and a neutron). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=deuteron&formSubmit=Search&showAll=1 ) Deuxième principe thermodynamique Deuxième principes thermodynamiques Second law of thermodynamics deuxièmes principes des thermodynamiques deuxième principe de la thermodynamique second law of thermodynamics Le deuxième principe de la thermodynamique (également connu sous le nom de deuxième loi de la thermodynamique ou principe de Carnot) établit l'irréversibilité des phénomènes physiques, en particulier lors des échanges thermiques. C'est un principe d'évolution qui fut énoncé pour la première fois par Sadi Carnot en 1824. Il a depuis fait l'objet de nombreuses généralisations et formulations successives par Clapeyron (1834), Clausius (1850), Lord Kelvin, Ludwig Boltzmann en 1873 et Max Planck, tout au long du XIXe siècle et au-delà jusqu'à nos jours. Le second principe introduit la fonction d'état entropie : S, usuellement assimilée à la notion de désordre qui ne peut que croître au cours d'une transformation réelle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Deuxi%C3%A8me_principe_de_la_thermodynamique ) The second law of thermodynamics is a physical law based on universal experience concerning heat and energy interconversions. One simple statement of the law is that heat always moves from hotter objects to colder objects (or "downhill"), unless energy in some form is supplied to reverse the direction of heat flow. Another definition is: "Not all heat energy can be converted into work in a cyclic process." The second law of thermodynamics in other versions establishes the concept of entropy as a physical property of a thermodynamic system. It can be used to predict whether processes are forbidden despite obeying the requirement of conservation of energy as expressed in the first law of thermodynamics and provides necessary criteria for spontaneous processes. The second law may be formulated by the observation that the entropy of isolated systems left to spontaneous evolution cannot decrease, as they always arrive at a state of thermodynamic equilibrium where the entropy is highest at the given internal energy. An increase in the combined entropy of system and surroundings accounts for the irreversibility of natural processes, often referred to in the concept of the arrow of time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Second_law_of_thermodynamics ) Diagnostic plasma Diagnostic plasmas Plasma diagnostic diagnostics des plasmas diagnostic du plasma plasma diagnostics Les diagnostics du plasma sont un pool de méthodes, d'instruments et de techniques expérimentales utilisées pour mesurer les propriétés d'un plasma, telles que la densité des composants du plasma, la fonction de distribution de l'énergie (température), leurs profils spatiaux et leurs dynamiques, qui permettent ensuite de dériver des paramètres du plasma. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_diagnostics ) Plasma diagnostics are a pool of methods, instruments, and experimental techniques used to measure properties of a plasma, such as plasma components' density, distribution function over energy (temperature), their spatial profiles and dynamics, which enable to derive plasma parameters. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_diagnostics ) Diagonalisation matrice Diagonalisation matrices Matrix diagonalization diagonalisations d'une matrices matrix diagonalizations diagonalisation d'une matrice matrix diagonalization En mathématiques, une matrice diagonalisable est une matrice carrée semblable à une matrice diagonale. Cette propriété est équivalente à l'existence d'une base de vecteurs propres, ce qui permet de définir de manière analogue un endomorphisme diagonalisable d'un espace vectoriel. Le fait qu'une matrice soit diagonalisable dépend du corps dans lequel sont cherchées les valeurs propres, ce que confirme la caractérisation par le fait que le polynôme minimal soit scindé à racines simples. Cette caractérisation permet notamment de montrer que les projecteurs sont toujours diagonalisables, ainsi que les involutions si le corps des coefficients est de caractéristique différente de 2. Plus généralement, les endomorphismes et matrices d'ordre fini sont diagonalisables sur le corps des complexes. Au contraire, un endomorphisme nilpotent non nul ne peut pas être diagonalisable. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Matrice_diagonalisable ) In linear algebra, a square matrix A is called diagonalizable or non-defective if it is similar to a diagonal matrix, i.e., if there exists an invertible matrix P and a diagonal matrix D such that P⁻¹ A P = D, or equivalently A = P D P⁻¹. (Such P P, D D are not unique.). For a finite-dimensional vector space V, a linear map T : V → V is called diagonalizable if there exists an ordered basis of V consisting of eigenvectors of T. These definitions are equivalent : if T has a matrix representation T = P D P⁻¹ as above, then the column vectors of P form a basis consisting of eigenvectors of T, and the diagonal entries of D are the corresponding eigenvalues of T; with respect to this eigenvector basis, A is represented by D. Diagonalization is the process of finding the above P and D. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diagonalizable_matrix ) 2022-10-03 2 color diagram colour-colour diagram diagramme 2 couleurs two colour diagram 2 color diagrams Diagramme 2 couleurs Two color diagram color color diagram color color diagrams color-color diagrams colour colour diagram colour colour diagrams colour-colour diagrams diagramme couleur couleur diagrammes 2 couleurs diagrammes couleur couleurs diagrammes couleur-couleurs two colour diagrams color-color diagram diagramme couleur-couleur En astronomie des rayons X, le diagramme couleur-couleur est un diagramme représentant en abscisse la couleur molle d'un objet et en ordonnée sa couleur dure. C'est un analogue d'un diagramme qui représenterait, dans le domaine visible et ultraviolet proche, les indices de couleur V-R et U-B respectivement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diagramme_couleur-couleur ) A diagram based on two photometric colors usually representing the same class of astronomical objects. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=color-color+diagram&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-04 Diagramme Feynman diagrammes de Feynman Feynman diagram diagramme de Feynman En physique théorique, un diagramme de Feynman est une représentation graphique d'équations mathématiques particulières décrivant les interactions des particules subatomiques dans le cadre de la théorie quantique des champs. Cet outil a été inventé par le physicien américain Richard Feynman à la fin des années 1940, alors qu’il était en poste à l’université Cornell, pour réaliser ses calculs de diffusion des particules. Les interactions entre particules subatomiques nécessitent des calculs complexes, difficiles à appréhender intuitivement. Les diagrammes de Feynman fournissent un système de visualisation simple pour manipuler ces formules. Ce système a révolutionné toute la physique théorique, puis il a été utilisé en physique appliquée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diagramme_de_Feynman#Description ) In theoretical physics, a Feynman diagram is a pictorial representation of the mathematical expressions describing the behavior and interaction of subatomic particles. The scheme is named after American physicist Richard Feynman, who introduced the diagrams in 1948. The interaction of subatomic particles can be complex and difficult to understand; Feynman diagrams give a simple visualization of what would otherwise be an arcane and abstract formula. According to David Kaiser, "Since the middle of the 20th century, theoretical physicists have increasingly turned to this tool to help them undertake critical calculations. Feynman diagrams have revolutionized nearly every aspect of theoretical physics." While the diagrams are applied primarily to quantum field theory, they can also be used in other fields, such as solid-state theory. Frank Wilczek wrote that the calculations that won him the 2004 Nobel Prize in Physics "would have been literally unthinkable without Feynman diagrams, as would [Wilczek's] calculations that established a route to production and observation of the Higgs particle." (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Feynman_diagram ) HR diagram Hertzsprung Russel diagram diagramme de Hertzsprung-Russell Diagramme HR diagramme de Hertzsprung Russell diagrammes HR diagrammes de Hertzsprung Russell diagrammes de Hertzsprung-Russell Hertzsprung-Russel diagram diagramme HR En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell, en abrégé diagramme H-R, est un graphique dans lequel est indiquée la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l'évolution stellaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diagramme_de_Hertzsprung-Russell ) The Hertzsprung-Russell diagram is a graph of stellar color, temperature, or spectral type against stellar luminosity or absolute magnitude. It was first plotted by Henry Norris Russell in 1913, but was discussed independently by Ejnar Hertzsprung at about the same time. The Hertzsprung-Russell diagram is dominated by the main sequence (so named by Arthur Eddington), which forms a curved, diagonal band from bright blue stars to faint red ones, and contains stars in their core hydrogen-burning stage, and the giant branch, occupied by red giants. Other conspicuous regions are represented by the supergiants (above the giant branch) and the white dwarfs (below the main sequence). The HR diagram can be seen as both a snapshot of the state of a large collection of stars, or a generalization of the evolutionary pathways of individual stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/HRdiag.html ) Diagramme Hubble diagrammes de Hubble Hubble diagram diagramme de Hubble Un diagramme du déplacement vers le rouge des galaxies vis-à-vis de leur distance ou de leur magnitude apparente. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hubble+diagram&formSubmit=Search&showAll=1 ) A plot of the redshift of galaxies against their distance or against their apparent magnitude. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hubble+diagram&formSubmit=Search&showAll=1 ) C-M diagram color-magnitude effect color-magnitude relation colour-magnitude diagram colour-magnitude effect colour-magnitude relation Color magnitude diagram Diagramme magnitude couleur Diagramme magnitudes couleurs color magnitude diagram color magnitude diagrams color magnitude effect color magnitude effects color magnitude relation color magnitude relations color-magnitude diagrams color-magnitude effects color-magnitude relations colour magnitude diagram colour magnitude diagrams colour magnitude effect colour magnitude effects colour magnitude relation colour magnitude relations colour-magnitude diagrams colour-magnitude effects colour-magnitude relations diagramme magnitude couleur diagrammes magnitude couleurs diagrammes magnitude-couleurs color-magnitude diagram diagramme magnitude-couleur Un diagramme magnitude-couleur, également connu sous le nom de diagramme couleur-luminosité, est une courbe de l'indice de couleur vis-à-vis de la magnitude absolue pour un groupe d'étoiles; pour les étoiles intrinsèquement plus faibles que le Soleil, il définit la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/color-magnitude_diagram.html ) A color-magnitude diagram, also known as a color-luminosity diagram, is a plot of color index against absolute magnitude for a group of stars; For stars intrinsically fainter than the Sun, it defines the main sequence of the Hertzsprung-Russell diagram. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/color-magnitude_diagram.html ) Diameter Diamètre diameters diamètres diameter diamètre La notion de diamètre concerne initialement les figures simples de la géométrie euclidienne que sont le cercle et la sphère mais la notion s'élargit par analogie à plusieurs autres objets géométriques. Dans un cercle ou une sphère, le diamètre est un segment de droite passant par le centre et limité par les points du cercle ou de la sphère. Le diamètre est aussi la longueur de ce segment. Le diamètre d'un objet cylindrique ou sphérique est appelé module. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diam%C3%A8tre ) In geometry, a diameter of a circle is any straight line segment that passes through the center of the circle and whose endpoints lie on the circle. It can also be defined as the longest chord of the circle. Both definitions are also valid for the diameter of a sphere. In more modern usage, the length d of a diameter is also called the diameter. In this sense one speaks of the diameter rather than a diameter (which refers to the line segment itself), because all diameters of a circle or sphere have the same length, this being twice the radius r. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diameter ) angular size apparent diameter apparent size diamètre apparent taille angulaire taille apparente Angular diameter Diamètre angulaire Diamètre angulaires angular diameters diamètres angulaires angular diameter diamètre angulaire La taille apparente, ou taille angulaire ou diamètre apparent ou diamètre angulaire d'un objet vu à distance est la distance angulaire entre ses points extrêmes au point d'observation, c'est-à-dire l'angle entre les droites qui relient les extrémités de l'objet et l'observateur. On peut relier cette notion à celle d'angle solide ou angle tridimensionnel. Le diamètre angulaire est la seule mesure directement accessible en astronomie. En topographie ou en navigation maritime, la taille apparente d'objets dont on connaît la dimension permet d'en calculer la distance. Ce calcul suppose que la lumière se propage en ligne droite. Ce n'est pas toujours le cas en astronomie, notamment à proximité d'un corps massif comme une étoile ou à plus forte raison un trou noir. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Taille_apparente ) The angular diameter, angular size, apparent diameter, or apparent size is an angular distance describing how large a sphere or circle appears from a given point of view. In the vision sciences, it is called the visual angle, and in optics, it is the angular aperture (of a lens). The angular diameter can alternatively be thought of as the angular displacement through which an eye or camera must rotate to look from one side of an apparent circle to the opposite side. Humans can resolve with their naked eyes diameters of up to about 1 arcminute (approximately 0.017° or 0.0003 radians). This corresponds to 0.3 m at a 1 km distance, or to perceiving Venus as a disk under optimal conditions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Angular_diameter ) Diffeomorphism Difféomorphisme diffeomorphisms difféomorphismes diffeomorphism difféomorphisme En mathématiques, un difféomorphisme est un isomorphisme dans la catégorie usuelle des variétés différentielles : c'est une bijection différentiable d'une variété dans une autre, dont la bijection réciproque est aussi différentiable. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diff%C3%A9omorphisme ) In mathematics, a diffeomorphism is an isomorphism of smooth manifolds. It is an invertible function that maps one differentiable manifold to another such that both the function and its inverse are differentiable. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diffeomorphism ) différences finies finite differences différence finie finite difference En mathématiques, et plus précisément en analyse, une différence finie est une expression de la forme f(x + b) − f(x + a) (où f est une fonction numérique) ; la même expression divisée par b − a s'appelle un taux d'accroissement (ou taux de variation), et il est possible, plus généralement, de définir de même des différences divisées. L'approximation des dérivées par des différences finies joue un rôle central dans les méthodes des différences finies utilisées pour la résolution numérique des équations différentielles, tout particulièrement pour les problèmes de conditions aux limites. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diff%C3%A9rence_finie ) A finite difference is a mathematical expression of the form f (x + b) − f (x + a). If a finite difference is divided by b − a, one gets a difference quotient. The approximation of derivatives by finite differences plays a central role in finite difference methods for the numerical solution of differential equations, especially boundary value problems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Finite_difference ) Diffraction Diffraction diffractions diffractions diffraction diffraction La diffraction est le comportement des ondes lorsqu'elles rencontrent un obstacle ou une ouverture ; le phénomène peut être interprété par la diffusion d’une onde par les points de l'objet. La diffraction se manifeste par des phénomènes d'interférence. La diffraction s’observe avec la lumière, mais de manière générale avec toutes les ondes : le son, les vagues, les ondes radio, rayons X, etc. Elle permet de mettre en évidence le caractère ondulatoire d'un phénomène et même de corps matériels tels que des électrons, neutrons, atomes froids. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffraction ) Diffraction is defined as the interference or bending of waves around the corners of an obstacle or through an aperture into the region of geometrical shadow of the obstacle/aperture. The diffracting object or aperture effectively becomes a secondary source of the propagating wave. Italian scientist Francesco Maria Grimaldi coined the word diffraction and was the first to record accurate observations of the phenomenon in 1660. In classical physics, the diffraction phenomenon is described by the Huygens–Fresnel principle that treats each point in a propagating wavefront as a collection of individual spherical wavelets. The characteristic bending pattern is most pronounced when a wave from a coherent source (such as a laser) encounters a slit/aperture that is comparable in size to its wavelength, as shown in the inserted image. This is due to the addition, or interference, of different points on the wavefront (or, equivalently, each wavelet) that travel by paths of different lengths to the registering surface. If there are multiple, closely spaced openings (e.g., a diffraction grating), a complex pattern of varying intensity can result. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diffraction ) approximation de Fraunhofer diffraction en champ lointain Diffraction Fraunhofer diffractions de Fraunhofer Fraunhofer diffraction diffraction de Fraunhofer En optique et électromagnétisme, la diffraction de Fraunhofer, encore nommée diffraction en champ lointain ou approximation de Fraunhofer, est l'observation en champ lointain de la figure de diffraction par un objet diffractant. Cette observation peut aussi se faire dans le plan focal image d'une lentille convergente. Elle s'oppose à la diffraction de Fresnel qui décrit le même phénomène de diffraction mais en champ proche. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffraction_de_Fraunhofer ) In optics, the Fraunhofer diffraction equation is used to model the diffraction of waves when plane waves are incident on a diffracting object, and the diffraction pattern is viewed at a sufficiently long distance (a distance satisfying Fraunhofer condition) from the object (in the far-field region), and also when it is viewed at the focal plane of an imaging lens. In contrast, the diffraction pattern created near the diffracting object (in the near field region) is given by the Fresnel diffraction equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fraunhofer_diffraction ) approximation de Fresnel diffraction en champ proche Diffraction Fresnel diffractions de Fresnel Fresnel diffraction diffraction de Fresnel En optique et électromagnétisme, la diffraction de Fresnel, encore nommée diffraction en champ proche ou approximation de Fresnel, est une description en champ proche du phénomène physique de diffraction qui apparaît lorsqu'une onde diffracte à travers une ouverture ou autour d'un objet. Elle s'oppose à la diffraction de Fraunhofer qui décrit le même phénomène de diffraction mais en champ lointain. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffraction_de_Fresnel ) In optics, the Fresnel diffraction equation for near-field diffraction is an approximation of the Kirchhoff–Fresnel diffraction that can be applied to the propagation of waves in the near field. It is used to calculate the diffraction pattern created by waves passing through an aperture or around an object, when viewed from relatively close to the object. In contrast the diffraction pattern in the far field region is given by the Fraunhofer diffraction equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fresnel_diffraction ) Diffraction lumière Diffraction lumières Light diffraction diffractions des lumières light diffractions diffraction de la lumière light diffraction Une propriété ondulatoire de la lumière qui lui permet de "contourner" des obstacles dont la taille est semblable à celle de la longueur d'onde de la lumière. Tandis qu'un front d'onde de lumière passe par un bord opaque ou à travers une ouverture, des fronts d'onde secondaires plus faibles sont générés, apparemment originaires de ce bord. Ces fronts d'onde secondaires vont interférer avec le front d'onde principal ainsi que les uns avec les autres pour former un schéma de diffraction. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=diffraction&formSubmit=Search&showAll=1 ) A wave property of light which allows it to curl around obstacles whose size is about that of the wavelength of the light. As a wavefront of light passes by an opaque edge or through an opening, secondary weaker wavefronts are generated, apparently originating at that edge. These secondary wavefronts will interfere with the primary wavefront as well as with each other to form a diffraction pattern. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=diffraction&formSubmit=Search&showAll=1 ) Diffraction onde Diffraction ondes Wave diffraction diffractions des ondes wave diffractions diffraction des ondes wave diffraction La diffraction est le comportement des ondes lorsqu'elles rencontrent un obstacle ou une ouverture ; le phénomène peut être interprété par la diffusion d’une onde par les points de l'objet. La diffraction se manifeste par des phénomènes d'interférence. La diffraction s’observe avec la lumière, mais de manière générale avec toutes les ondes : le son, les vagues, les ondes radio, rayons X, etc. Elle permet de mettre en évidence le caractère ondulatoire d'un phénomène et même de corps matériels tels que des électrons, neutrons, atomes froids. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffraction ) Diffraction is defined as the interference or bending of waves around the corners of an obstacle or through an aperture into the region of geometrical shadow of the obstacle/aperture. The diffracting object or aperture effectively becomes a secondary source of the propagating wave. Italian scientist Francesco Maria Grimaldi coined the word diffraction and was the first to record accurate observations of the phenomenon in 1660. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diffraction ) Diffraction optique Diffraction optiques Optical diffraction diffractions optiques optical diffractions diffraction optique optical diffraction Ambipolar diffusion Diffusion ambipolaire Diffusion ambipolaires ambipolar diffusions diffusions ambipolaires ambipolar diffusion diffusion ambipolaire La diffusion ambipolaire décrit la diffusion des particules chargées dans un plasma quasineutre, c'est-à-dire dans lequel la densité de charge est nulle en tout point dans l'approximation des milieux continus mais possédant des gradients microscopiques entraînant la présence d'un champ électrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffusion_ambipolaire ) Ambipolar diffusion (ambipolar: relating to or consisting of both electrons and positive ions moving in opposite directions) is diffusion of positive and negative species with opposite electrical charge due to their interaction via an electric field. In the case of ionic crystals, the fluxes of the diffusing species are coupled, while in a plasma the various species diffuse at the same rate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ambipolar_diffusion ) Compton scattering effet Compton Diffusion Compton diffusions Compton effets Compton Compton effect diffusion Compton En physique, la diffusion Compton (aussi appelée effet Compton) est une diffusion élastique (reposant sur la conservation de l'énergie cinétique globale du système étudié) lorsqu'on considère un électron libre, mais inélastique pour un électron lié. Ce phénomène s'observe lorsqu'un photon incident entre en collision avec un électron libre (ou plus précisément avec un électron faiblement lié) d'un atome. Au cours de ce processus, l'électron est éjecté de l'atome, qui est donc ionisé, tandis qu'un photon est diffusé. Arthur Compton a, en 1923, observé l'allongement de la longueur d'onde du photon dans cette diffusion, effet auquel on a attribué son nom. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffusion_Compton ) Compton scattering, discovered by Arthur Holly Compton, is the scattering of a high frequency photon after an interaction with a charged particle, usually an electron. If it results in a decrease in energy (increase in wavelength) of the photon (which may be an X-ray or gamma ray photon), it is called the Compton effect. Part of the energy of the photon is transferred to the recoiling electron. Inverse Compton scattering occurs when a charged particle transfers part of its energy to a photon. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Compton_scattering ) Diffusion élastique Diffusion élastiques Elastic scattering diffusions élastiques elastic scatterings diffusion élastique elastic scattering Une diffusion élastique (ou collision élastique) est une interaction, entre deux corps ou plus, au cours de laquelle l'énergie cinétique totale est conservée, mais à la suite de laquelle les directions de propagation sont modifiées. Ce changement de direction, dû aux forces d'interaction, est ce qui constitue la diffusion. Ce type de diffusion est qualifié d'élastique par opposition aux collisions inélastiques au cours desquelles l'énergie cinétique n'est pas conservée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffusion_%C3%A9lastique ) In a collision between two particles, the reaction in which the total kinetic energy of the system, projectile plus target, is the same before the collision as after. In the interaction of electromagnetic waves with particles, the scattering when the wavelength (frequency) of the scattered light is the same as the incident light (Rayleigh scattering, Mie scattering). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=elastic+scattering&formSubmit=Search&showAll=1 ) collision électronique electron collision Diffusion électron Diffusion électrons Electron scattering collisions électroniques diffusions des électrons electron collisions electron scatterings diffusion des électrons electron scattering La diffusion des électrons se produit lorsque les électrons sont déviés de leur trajectoire d'origine. Cela est dû aux forces électrostatiques dans l'interaction de la matière ou, si un champ magnétique externe est présent, l'électron peut être dévié par la force de Lorentz. Cette diffusion se produit généralement avec des solides tels que les métaux, les semi-conducteurs et les isolants; et est également un facteur limitant dans les transistors et circuits intégrés. L'application de la diffusion d'électrons est telle qu'elle peut être utilisée comme microscope à haute résolution pour les systèmes hadroniques, ce qui permet la mesure de la distribution des charges pour les nucléons et la structure nucléaire. La diffusion des électrons nous a permis de comprendre que les protons et les neutrons sont constitués des particules subatomiques élémentaires plus petites appelées quarks. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_scattering ) Electron scattering occurs when electrons are deviated from their original trajectory. This is due to the electrostatic forces within matter interaction or, if an external magnetic field is present, the electron may be deflected by the Lorentz force. This scattering typically happens with solids such as metals, semiconductors and insulators; and is a limiting factor in integrated circuits and transistors. The application of electron scattering is such that it can be used as a high resolution microscope for hadronic systems, that allows the measurement of the distribution of charges for nucleons and nuclear structure. The scattering of electrons has allowed us to understand that protons and neutrons are made up of the smaller elementary subatomic particles called quarks. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_scattering ) Diffuse scattering Diffusion en diffraction Diffusion en diffractions diffuse scatterings diffusions en diffractions diffuse scattering diffusion en diffraction Diffusion gazeuse Diffusion gazeuses Gaseous diffusion diffusions gazeuses gaseous diffusions diffusion gazeuse gaseous diffusion Diffusion inélastique Diffusion inélastiques Inelastic scattering diffusions inélastiques inelastic scatterings diffusion inélastique inelastic scattering En chimie, en physique nucléaire et en physique des particules, la diffusion inélastique est un processus de diffusion fondamental dans lequel l'énergie cinétique d'une particule incidente n'est pas conservée (contrairement à la diffusion élastique). Dans un processus de diffusion inélastique, une partie de l'énergie de la particule incidente est perdue ou augmentée. Bien que le terme soit historiquement lié au concept de collision inélastique dans la dynamique, les deux concepts sont assez distincts; La collision inélastique en dynamique fait référence aux processus dans lesquels l'énergie cinétique macroscopique totale n'est pas conservée. En général, la diffusion due à des collisions inélastiques sera inélastique, mais, puisque les collisions élastiques transfèrent souvent de l'énergie cinétique entre les particules, la diffusion due aux collisions élastiques peut également être inélastique, comme dans la diffusion Compton, ce qui signifie que les deux particules impliquées dans la collision transfèrent de l'énergie provoquant une perte d'énergie dans une particule. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Inelastic_scattering ) In chemistry, nuclear physics, and particle physics, inelastic scattering is a fundamental scattering process in which the kinetic energy of an incident particle is not conserved (in contrast to elastic scattering). In an inelastic scattering process, some of the energy of the incident particle is lost or increased. Although the term is historically related to the concept of inelastic collision in dynamics, the two concepts are quite distinct; inelastic collision in dynamics refers to processes in which the total macroscopic kinetic energy is not conserved. In general, scattering due to inelastic collisions will be inelastic, but, since elastic collisions often transfer kinetic energy between particles, scattering due to elastic collisions can also be inelastic, as in Compton scattering meaning the two particles in the collision transfer energy causing a loss of energy in one particle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Inelastic_scattering ) Diffusion inverse Diffusion inverses Inverse scattering diffusions inverses inverse scatterings diffusion inverse inverse scattering Diffusion ion Diffusion ions Ion scattering diffusions des ions ion scatterings diffusion des ions ion scattering isotropic scattering Diffusion isotrope Diffusion isotropes Isotropic diffusion diffusions isotropes isotropic diffusions isotropic scatterings diffusion isotrope isotropic diffusion Diffusion lumière Diffusion lumières Light scattering diffusions des lumières light scatterings diffusion de la lumière light scattering La diffusion de la lumière par des particules est le processus par lequel les petites particules (par exemple les cristaux de glace, la poussière, les particules atmosphériques, la poussière cosmique et les cellules sanguines) dispersent la lumière provoquant des phénomènes optiques tels que la couleur bleue du ciel et des halos. Les équations de Maxwell sont à la base des méthodes théoriques et de calcul décrivant la diffusion de la lumière, mais comme les solutions exactes aux équations de Maxwell ne sont connues que pour des géométries spécifiques des particules (telles que sphériques), la diffusion de la lumière par les particules est une branche de l'électomagnétique numérique traitant de la diffusion de de l'absorption du rayonnement électromagnétique par les particules. Dans le cadre de géométries pour lesquelles des solutions analytiques sont connues (comme les sphères, les amas de sphères, les cylindres infinis), les solutions sont généralement calculées en termes de séries infinies. Dans le cadre de géométries plus complexes et pour les particules inhomogènes, les équations d'origine de Maxwell sont discrétisées et résolues. Les effets de diffusion multiple de la diffusion de la lumière par les particules sont traités par des techniques de transfert radiatif. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Light_scattering_by_particles ) Light scattering by particles is the process by which small particles (e.g. ice crystals, dust, atmospheric particulates, cosmic dust, and blood cells) scatter light causing optical phenomena such as the blue color of the sky, and halos. Maxwell's equations are the basis of theoretical and computational methods describing light scattering, but since exact solutions to Maxwell's equations are only known for selected particle geometries (such as spherical), light scattering by particles is a branch of computational electromagnetics dealing with electromagnetic radiation scattering and absorption by particles. In case of geometries for which analytical solutions are known (such as spheres, cluster of spheres, infinite cylinders), the solutions are typically calculated in terms of infinite series. In case of more complex geometries and for inhomogeneous particles the original Maxwell's equations are discretized and solved. Multiple-scattering effects of light scattering by particles are treated by radiative transfer techniques (see, e.g. atmospheric radiative transfer codes). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Light_scattering_by_particles ) Diffusion magnétique Diffusion magnétiques Magnetic scattering diffusions magnétiques magnetic scatterings diffusion magnétique magnetic scattering modèle de Mie Diffusion Mie diffusions de Mie modèles de Mie Mie scattering diffusion de Mie En optique ondulatoire, la théorie de Mie, ou solution de Mie, est une solution particulière des équations de Maxwell décrivant la diffusion élastique – c'est-à-dire sans changement de longueur d'onde – d'une onde électromagnétique plane par une particule sphérique caractérisée par son diamètre et son indice de réfraction complexe. Elle tire son nom du physicien allemand Gustav Mie, qui la décrivit en détail en 1908. Le travail de son prédécesseur Ludvig Lorenz est aujourd'hui reconnu comme "empiriquement équivalent" et l'on parle parfois de la théorie de Lorenz-Mie. Elle reçut de nombreux apports du physicien Peter Debye dans les années qui suivirent. La théorie de Mie s'applique par exemple à des gouttes d'eau de taille macroscopique impliquées dans des phénomènes optiques météorologiques tels que la formation des arcs-en-ciel, des couronnes ou des gloires, mais on peut également l'appliquer à des particules microscopiques telles que des molécules, en remplaçant l'indice de réfraction par la polarisabilité de la molécule grâce à l'équation de Lorentz et Lorenz. Le cas des petites particules correspond à la diffusion de Rayleigh qui donne les mêmes résultats que la théorie de Mie jusqu'à des rayons de l'ordre de λ⁄10. Pour les plus grandes particules, la théorie exacte de Mie s'écarte notablement des résultats de Rayleigh. On parle ainsi de diffusion de Mie pour décrire les phénomènes qualitativement différents observés dans le cas de sphères de taille comparable ou supérieure à la longueur d'onde λ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Mie ) The Mie solution to Maxwell's equations (also known as the Lorenz–Mie solution, the Lorenz–Mie–Debye solution or Mie scattering) describes the scattering of an electromagnetic plane wave by a homogeneous sphere. The solution takes the form of an infinite series of spherical multipole partial waves. It is named after Gustav Mie. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mie_scattering ) Diffusion moléculaire Diffusion moléculaires Molecular diffusion diffusions moléculaires molecular diffusions diffusion moléculaire molecular diffusion La diffusion moléculaire, souvent simplement appelée diffusion, est le mouvement thermique de toutes les particules (liquide ou gaz) à des températures supérieures au zéro absolu. La vitesse de ce mouvement est fonction de la température, de la viscosité du fluide et de la taille (masse) des particules. La diffusion explique le flux net de molécules d'une région de concentration plus élevée à une concentration plus faible. Une fois que les concentrations sont égales, les molécules continuent de se déplacer, mais comme il n'y a pas de gradient de concentration, le processus de diffusion moléculaire a cessé et est plutôt régi par le processus d'auto-diffusion, provenant du mouvement aléatoire des molécules. Le résultat de la diffusion est un mélange progressif du matériau de sorte que la distribution des molécules est uniforme. Étant donné que les molécules sont toujours en mouvement, mais un équilibre a été établi, le résultat de la diffusion moléculaire est appelé "équilibre dynamique". Dans une phase à température uniforme, en l'absence de forces nettes externes agissant sur les particules, le processus de diffusion entraînera éventuellement un mélange complet. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Molecular_diffusion ) Molecular diffusion, often simply called diffusion, is the thermal motion of all (liquid or gas) particles at temperatures above absolute zero. The rate of this movement is a function of temperature, viscosity of the fluid and the size (mass) of the particles. Diffusion explains the net flux of molecules from a region of higher concentration to one of lower concentration. Once the concentrations are equal the molecules continue to move, but since there is no concentration gradient the process of molecular diffusion has ceased and is instead governed by the process of self-diffusion, originating from the random motion of the molecules. The result of diffusion is a gradual mixing of material such that the distribution of molecules is uniform. Since the molecules are still in motion, but an equilibrium has been established, the result of molecular diffusion is called a "dynamic equilibrium". In a phase with uniform temperature, absent external net forces acting on the particles, the diffusion process will eventually result in complete mixing. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Molecular_diffusion ) Diffusion neutrino Diffusion neutrinos Neutrino scattering diffusions des neutrinos neutrino scatterings diffusion des neutrinos neutrino scattering Diffusion neutron Diffusion neutrons Neutron scattering diffusions des neutrons neutron scatterings diffusion des neutrons neutron scattering La diffusion des neutrons, la dispersion irrégulière des neutrons libres par la matière, peut se référer soit au processus physique naturel lui-même ou aux techniques expérimentales artificielles qui utilisent le processus naturel pour étudier les matériaux. Le phénomène naturel/physique est d'une importance fondamentale dans l'ingénierie nucléaire et les sciences nucléaires. En ce qui concerne la technique expérimentale, la compréhension et la manipulation de la diffusion des neutrons sont fondamentales pour les applications utilisées en cristallographie, physique, chimie physique, biophysique et recherche sur les matériaux. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_scattering ) Neutron scattering, the irregular dispersal of free neutrons by matter, can refer to either the naturally occurring physical process itself or to the man-made experimental techniques that use the natural process for investigating materials. The natural/physical phenomenon is of elemental importance in nuclear engineering and the nuclear sciences. Regarding the experimental technique, understanding and manipulating neutron scattering is fundamental to the applications used in crystallography, physics, physical chemistry, biophysics, and materials research. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_scattering ) Diffusion onde Diffusion ondes Wave scattering diffusions des ondes wave scatterings diffusion des ondes wave scattering Diffusion onde électromagnétique Diffusion ondes électromagnétiques Electromagnetic wave scattering diffusions des ondes électromagnétiques electromagnetic wave scatterings diffusion des ondes électromagnétiques electromagnetic wave scattering Diffusion optique Diffusion optiques Optical scattering diffusions optiques optical scatterings diffusion optique optical scattering particle diffusion Diffusion particule Diffusion particules Particle scattering diffusions des particules particle diffusions particle scatterings diffusion des particules particle scattering Effet raman Raman effect Diffusion Raman Effet ramans diffusions Raman Raman scattering diffusion Raman La diffusion Raman, ou effet Raman, est un phénomène optique découvert indépendamment en 1928 par les physiciens Chandrashekhara Venkata Râman et Leonid Mandelstam. Cet effet consiste en la diffusion inélastique d'un photon, c'est-à-dire le phénomène physique par lequel un milieu peut modifier légèrement la fréquence de la lumière qui y circule. Ce décalage en fréquence correspond à un échange d'énergie entre le rayon lumineux et le milieu. Cet effet physique fut prédit par Adolf Smekal en 1923. Cet échange peut avoir plusieurs causes : vibrations du cristal ou de la molécule, excitations magnétiques... La mesure de ce décalage permet de remonter à certaines propriétés du milieu. On parle alors de Spectroscopie Raman. Cette technique est largement répandue dans l'industrie et la recherche depuis l'apparition du laser. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffusion_Raman ) Raman scattering or the Raman effect is the inelastic scattering of photons by matter, meaning that there is both an exchange of energy and a change in the light's direction. Typically this effect involves vibrational energy being gained by a molecule as incident photons from a visible laser are shifted to lower energy. This is called normal Stokes Raman scattering. The effect is exploited by chemists and physicists to gain information about materials for a variety of purposes by performing various forms of Raman spectroscopy. Many other variants of Raman spectroscopy allow rotational energy to be examined (if gas samples are used) and electronic energy levels may be examined if an X-ray source is used in addition to other possibilities. More complex techniques involving pulsed lasers, multiple laser beams and so on are known. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Raman_scattering ) Diffusion Rayleigh diffusions Rayleigh Rayleigh scattering diffusion Rayleigh La diffusion Rayleigh est un mode de diffusion des ondes, par exemple électromagnétiques ou sonores, dont la longueur d'onde est beaucoup plus grande que la taille des particules diffusantes. On parle de diffusion élastique, car cela se fait sans variation d'énergie, autrement dit l'onde conserve la même longueur d'onde. Lorsque les particules ont une taille suffisamment grande devant la longueur d'onde incidente, il faut utiliser d'autres théories comme la théorie de Mie qui fournit une solution exacte à la diffusion par des particules sphériques de taille quelconque (la diffusion Rayleigh est un cas limite de la théorie de Mie). Elle est nommée d'après John William Strutt Rayleigh, qui en a fait la découverte. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diffusion_Rayleigh ) Rayleigh scattering, named after the 19th-century British physicist Lord Rayleigh (John William Strutt), is the predominantly elastic scattering of light or other electromagnetic radiation by particles much smaller than the wavelength of the radiation. For light frequencies well below the resonance frequency of the scattering particle (normal dispersion regime), the amount of scattering is inversely proportional to the fourth power of the wavelength. Rayleigh scattering results from the electric polarizability of the particles. The oscillating electric field of a light wave acts on the charges within a particle, causing them to move at the same frequency. The particle, therefore, becomes a small radiating dipole whose radiation we see as scattered light. The particles may be individual atoms or molecules; it can occur when light travels through transparent solids and liquids, but is most prominently seen in gases. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rayleigh_scattering ) Diffusion tourbillonnaire Diffusion tourbillonnaires Eddy diffusion diffusions tourbillonnaires eddy diffusions diffusion tourbillonnaire eddy diffusion La diffusion tourbillonnaire, la dispersion tourbillonnaire ou la diffusion turbulente est un processus par lequel les substances sont mélangées dans l'atmosphère, l'océan ou dans tout système fluide en raison du mouvement tourbillonnaire. En d'autres termes, c'est le mélange qui est causé par les tourbillons qui peuvent varier en taille depuis les gyres océaniques subtropicaux jusqu'aux plus petites microéchelles de Kolmogorov. Le concept de turbulence ou d'écoulement turbulent entraîne l'apparition de la diffusion tourbillonnaire. La théorie de la diffusion tourbillonnaire a d'abord été développée par Sir Geoffrey Ingram Taylor. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Eddy_diffusion ) Eddy diffusion, eddy dispersion, or turbulent diffusion is a process by which substances are mixed in the atmosphere, the ocean or in any fluid system due to eddy motion. In other words, it is mixing that is caused by eddies that can vary in size from subtropical ocean gyres down to the small Kolmogorov microscales. The concept of turbulence or turbulent flow causes eddy diffusion to occur. The theory of eddy diffusion was first developed by Sir Geoffrey Ingram Taylor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Eddy_diffusion ) Diffusion turbulente Diffusion turbulentes Turbulent diffusion diffusions turbulentes turbulent diffusions diffusion turbulente turbulent diffusion La diffusion turbulente est le transport de la masse, de la chaleur ou de la quantité de mouvement dans un système en raison de mouvements aléatoires et chaotiques dépendants du temps. Il se produit lorsque les systèmes de fluides turbulents atteignent des conditions critiques en réponse aux écoulements cisaillés, qui résultent d'une combinaison de gradients de concentration abrupts, de gradients de densité et de vitesses élevées. Il se produit beaucoup plus rapidement que la diffusion moléculaire et est donc extrêmement important pour les problèmes concernant le mélange et le transport dans les systèmes traitant de la combustion, des contaminants, de l'oxygène dissous et des solutions dans l'industrie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Turbulent_diffusion ) Turbulent diffusion is the transport of mass, heat, or momentum within a system due to random and chaotic time dependent motions. It occurs when turbulent fluid systems reach critical conditions in response to shear flow, which results from a combination of steep concentration gradients, density gradients, and high velocities. It occurs much more rapidly than molecular diffusion and is therefore extremely important for problems concerning mixing and transport in systems dealing with combustion, contaminants, dissolved oxygen, and solutions in industry. In these fields, turbulent diffusion acts as an excellent process for quickly reducing the concentrations of a species in a fluid or environment, in cases where this is needed for rapid mixing during processing, or rapid pollutant or contaminant reduction for safety. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Turbulent_diffusion ) Diffusivity Diffusivité diffusivities diffusivités diffusivity diffusivité Dilaton Dilaton dilatons dilatons dilaton dilaton En physique des particules, la particule de dilaton hypothétique est une particule d'un champ scalaire φ qui apparaît dans les théories avec des dimensions supplémentaires lorsque le volume des dimensions compactifié varie. Il apparaît comme un radion dans les compactifications des dimensions supplémentaires relatifs à la théorie de Kaluza-Klein. Dans la théorie de la gravité de Brans-Dicke, la constante de Newton n'est pas supposée constante mais 1/G est remplacée par un champ scalaire φ et la particule associée est le dilaton. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dilaton ) In particle physics, the hypothetical dilaton particle is a particle of a scalar field φ that appears in theories with extra dimensions when the volume of the compactified dimensions varies. It appears as a radion in Kaluza–Klein theory's compactifications of extra dimensions. In Brans–Dicke theory of gravity, Newton's constant is not presumed to be constant but instead 1/G is replaced by a scalar field φ and the associated particle is the dilaton. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dilaton ) Hausdorff dimension correlation dimension dimension de Hausdorff dimension de correlation Dimension fractale Dimension fractales Fractal dimension correlation dimensions dimensions de Hausdorff dimensions de correlations dimensions fractales fractal dimensions dimension fractale fractal dimension En géométrie fractale, la dimension fractale, D, est une grandeur qui a vocation à traduire la façon qu'a un ensemble fractal de remplir l'espace, à toutes les échelles. Dans le cas des fractales, elle est non entière et supérieure à la dimension topologique. Ce terme est un terme générique qui recouvre plusieurs définitions. Chacune peut donner des résultats différents selon l'ensemble considéré, il est donc essentiel de mentionner la définition utilisée lorsqu'on valorise la dimension fractale d'un ensemble. Les définitions les plus importantes sont la dimension de Hausdorff, la dimension de Minkowski-Bouligand (ou "box-counting"), et la dimension de corrélation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dimension_fractale ) In mathematics, a fractal dimension is a term invoked in the science of geometry to provide a rational statistical index of complexity detail in a pattern. A fractal pattern changes with the scale at which it is measured. It has also been mythologized as a measure of the space-filling capacity of a pattern that tells how a fractal scales differently and in a fractal dimension, i.e. one that does not have to be an integer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fractal_dimension ) Saturn IV Saturne IV Dione Dione Dioné Dioné (S IV Dione) est une des lunes de Saturne, découverte par Jean-Dominique Cassini (Giovanni Domenico Cassini) en mars 1684, en même temps que Téthys. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dion%C3%A9_(lune) ) The fourth largest moon of Saturn and the second densest after Titan. Its diameter is 1,120 km and its orbit 377,400 km from Saturn. It is composed primarily of water ice but must have a considerable fraction of denser material like silicate rock. Discovered in 1684 by Jean-Dominique Cassini, Italian born French astronomer (1625-1712). In Gk. mythology Dione was the mother of Aphrodite (Venus) by Zeus (Jupiter). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=dione&formSubmit=Search&showAll=1 ) Dipole Dipôle dipoles dipôles dipole dipôle En physique, un dipôle est un phénomène électromagnétique qui se produit de deux manières : - Un dipôle électrique traite de la séparation des charges électriques positives et négatives trouvées dans tout système électromagnétique. Un exemple simple de ce système est une paire de charges de grandeur égale mais de signe opposé séparé par une certaine distance généralement petite. - Un dipôle magnétique est la circulation fermée d'un système de courant électrique. Un exemple simple est une boucle unique d'un fil conducteur traversé par un courant constant. Une barre aimantée est un exemple d'aimant avec un moment dipolaire magnétique permanent. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dipole ) In physics, a dipole (from Greek δίς (dis) 'twice', and πόλος (polos) 'axis') is an electromagnetic phenomenon which occurs in two ways : - An electric dipole deals with the separation of the positive and negative electric charges found in any electromagnetic system. A simple example of this system is a pair of charges of equal magnitude but opposite sign separated by some typically small distance. (A permanent electric dipole is called an electret.) - A magnetic dipole is the closed circulation of an electric current system. A simple example is a single loop of wire with constant current through it. A bar magnet is an example of a magnet with a permanent magnetic dipole moment. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dipole ) Dipôle électrique Dipôle électriques Electric dipole dipôles électriques electric dipoles dipôle électrique electric dipole Le moment dipolaire électrique est une mesure de la séparation des charges électriques positives et négatives dans un système, c'est-à-dire une mesure de la polarité globale du système. L'unité SI pour le moment dipolaire électrique est le coulomb-mètre (C⋅m). Le Debye (D) est une autre unité de mesure utilisée en physique atomique et en chimie. Théoriquement, un dipôle électrique est défini par le terme de premier ordre de l'expansion multipolaire; Il se compose de deux charges égales et opposées qui sont infinitésimalement proches, bien que de vrais dipôles aient des charges séparées. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Electric_dipole_moment ) The electric dipole moment is a measure of the separation of positive and negative electrical charges within a system, that is, a measure of the system's overall polarity. The SI unit for electric dipole moment is the coulomb-meter (C⋅m). The debye (D) is another unit of measurement used in atomic physics and chemistry. Theoretically, an electric dipole is defined by the first-order term of the multipole expansion; it consists of two equal and opposite charges that are infinitesimally close together, although real dipoles have separated charge. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electric_dipole_moment ) Dipôle magnétique Dipôle magnétiques Magnetic dipole dipôles magnétiques magnetic dipoles dipôle magnétique magnetic dipole Un dipôle magnétique est l'équivalent pour le champ magnétique de ce qu'est un dipôle électrostatique pour le champ électrique. Il est entièrement caractérisé par le vecteur moment magnétique (ou moment dipolaire magnétique), l'équivalent pour le magnétisme de ce qu'est le moment dipolaire pour l'électrostatique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dip%C3%B4le_magn%C3%A9tique ) In electromagnetism, a magnetic dipole is the limit of either a closed loop of electric current or a pair of poles as the size of the source is reduced to zero while keeping the magnetic moment constant. It is a magnetic analogue of the electric dipole, but the analogy is not perfect. In particular, a true magnetic monopole, the magnetic analogue of an electric charge, has never been observed in nature. However, magnetic monopole quasiparticles have been observed as emergent properties of certain condensed matter systems. Moreover, one form of magnetic dipole moment is associated with a fundamental quantum property—the spin of elementary particles. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_dipole ) Discontinuité rotationnelle Discontinuité rotationnelles Rotational discontinuity discontinuités rotationnelles rotational discontinuities discontinuité rotationnelle rotational discontinuity Discontinuité tangentielle Discontinuité tangentielles Tangential discontinuity discontinuités tangentielles tangential discontinuities discontinuité tangentielle tangential discontinuity Dispersion onde Dispersion ondes Wave dispersion dispersions des ondes wave dispersions dispersion des ondes wave dispersion 2022-10-06 accretion disc Accretion disk Disque accrétion Disque accrétions accretion discs accretion disks disques d'accrétions accretion disk disque d'accrétion Un disque d'accrétion est une structure astrophysique formée par de la matière en orbite autour d'un objet céleste central. Ce corps central est typiquement une jeune étoile, une proto-étoile, une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir. La forme de la structure est engendrée par l'action de la force gravitationnelle, attirant le matériel vers le corps central, les différentes vitesses initiales des particules, qui entraînent le matériel en forme de disque, et la dissipation d'énergie en son sein par viscosité, entraînant le matériel en spirale vers l'organe central. La dissipation d'énergie entraîne diverses formes d'émissions de radiation électromagnétique. La gamme de fréquences de cette dernière dépend de l'objet central. Les disques d'accrétion de jeunes étoiles et de proto-étoiles rayonnent dans l'infrarouge alors que ceux des étoiles à neutrons et des trous noirs rayonnent dans les rayons X. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Disque_d%27accr%C3%A9tion ) An accretion disk is a structure (often a circumstellar disk) formed by diffuse material in orbital motion around a massive central body. The central body is typically a star. Friction, uneven irradiance, magnetohydrodynamic effects, and other forces induce instabilities causing orbiting material in the disk to spiral inward towards the central body. Gravitational and frictional forces compress and raise the temperature of the material, causing the emission of electromagnetic radiation. The frequency range of that radiation depends on the central object's mass. Accretion disks of young stars and protostars radiate in the infrared; those around neutron stars and black holes in the X-ray part of the spectrum. The study of oscillation modes in accretion disks is referred to as diskoseismology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Accretion_disk ) 2022-10-05 circumstellar disc Circumstellar disk Disque circumstellaire Disque circumstellaires circumstellar discs circumstellar disks disques circumstellaires circumstellar disk disque circumstellaire Un disque circumstellaire est un tore, une crêpe ou un disque d'accrétion en forme d'anneau composé de gaz, de poussière, de planétésimales, d'astéroïdes ou de fragments de collision en orbite autour d'une étoile. Autour des étoiles les plus jeunes, ils constituent les réservoirs de matière à partir de laquelle les planètes peuvent se former. Autour des étoiles plus agées, elles indiquent que la formation des planétésimale a eu lieu, et autour des naines blanches, ils indiquent que de la matière planétaire a survécu à toute l'évolution stellaire. Un tel disque peut se manifester de diverses manières. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_disc ) A circumstellar disc (or circumstellar disk) is a torus, pancake or ring-shaped accretion disk of matter composed of gas, dust, planetesimals, asteroids, or collision fragments in orbit around a star. Around the youngest stars, they are the reservoirs of material out of which planets may form. Around mature stars, they indicate that planetesimal formation has taken place, and around white dwarfs, they indicate that planetary material survived the whole of stellar evolution. Such a disc can manifest itself in various ways. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_disc ) 2022-10-05 nuage protoplanétaire preplanetary nebula preplanetary nebulae proto-nébuleuse planétaire protoplanetary nebulae pré-nébuleuse planétaire prénébuleuse planétaire Nébuleuse proto planétaire Nébuleuse protos planétaires Proto planetary nebula nuages protoplanétaires preplanetary nebulaes preplanetary nebulas proto nébuleuse planétaire proto nébuleuses planétaires proto-nébuleuses planétaires protonébuleuses planétaires protoplanetary nebulaes protoplanetary nebulas pré nébuleuse planétaire pré nébuleuses planétaires pré-nébuleuses planétaires prénébuleuses planétaires protonébuleuse planétaire protoplanetary nebula Une proto(-)nébuleuse planétaire ou pré(-)nébuleuse planétaire (en abrégé PNP ; en anglais proto/preplanetary nebula, PPN) est un objet astronomique constituant l'étape intermédiaire dans l'évolution d'une étoile entre une étoile de la branche asymptotique des géantes (AGB) et une nébuleuse planétaire (NP). Cette phase a longtemps été un chaînon manquant dans la compréhension de l'évolution des étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Proton%C3%A9buleuse_plan%C3%A9taire#PNP_%C3%A0_NP ) The term 'protoplanetary nebula' may refer to either of the following : • A cloud of gas and dust from which planets are formed around a newborn star, as in the solar nebula. • An early stage in the development of a planetary nebula in which the central star has shed its red giant envelope, exposing its hot core. Ultraviolet light from the core has begun to ionize and make visible the surrounding cloud of gas. Examples include the Calabash Nebula and the Egg Nebula. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/protoplanetary_nebula.html ) galactic disc Disque galactique Disque galactiques Galactic disk disques galactiques galactic discs galactic disks disque galactique galactic disk Un disque est une région des galaxies à disque, telles que les galaxies spirales ou les galaxies lenticulaires. Le disque galactique est le plan dans lequel se trouvent les bras spiraux et le disque des galaxies à disque. Les galaxies à disque ont tendance à contenir plus de gaz et de poussières et à avoir des étoiles plus jeunes que les bulbes galactiques ou que les halos galactiques. La vitesse orbitale des étoiles du disque de la plupart des galaxies à disque n'est pas cohérente avec la masse calculée pour la galaxie à partir de l'addition de la masse des objets visibles (étoiles, gaz, poussière interstellaire). Cette différence est ce qui a conduit à postuler l'existence de matière noire (Dark matter) dans l'univers. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Disque_galactique ) A galactic disc (or galactic disk) is a component of disc galaxies, such as spiral galaxies and lenticular galaxies. Galactic discs consist of a stellar component (composed of most of the galaxy's stars) and a gaseous component (mostly composed of cool gas and dust). The stellar population of galactic discs tend to exhibit very little random motion with most of its stars undergoing nearly circular orbits about the galactic center. Discs can be fairly thin because the disc material's motion lies predominantly on the plane of the disc (very little vertical motion). The Milky Way's disc, for example is approximately 1 kly thick but thickness can vary for discs in other galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_disc ) 2022-10-11 protoplanetary disc disques protoplanétaires protoplanetary discs protoplanetary disks disque protoplanétaire protoplanetary disk Un disque protoplanétaire est un disque circumstellaire constitué de gaz et de poussières à partir duquel se forment les corps (planètes, planètes naines, petits corps et leurs satellites). Les étoiles se forment à partir d'un nuage de gaz et de poussières dont la partie centrale s'effondre sur elle-même. Puis, à l'intérieur de la nébuleuse résiduelle, la matière se rassemble en un disque qui permet la formation de protoplanètes par accrétion. Les astronomes parlent de disque protoplanétaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Disque_protoplan%C3%A9taire ) A protoplanetary disk is a rotating circumstellar disc of dense gas and dust surrounding a young newly formed star, a T Tauri star, or Herbig Ae/Be star. The protoplanetary disk may also be considered an accretion disk for the star itself, because gases or other material may be falling from the inner edge of the disk onto the surface of the star. This process should not be confused with the accretion process thought to build up the planets themselves. Externally illuminated photo-evaporating protoplanetary disks are called proplyds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Protoplanetary_disk ) brightness map Brightness distribution Distribution brillance Distribution brillances brightness distributions brightness maps distributions de brillances brightness distribution distribution de brillance Distribution dimension particule Distribution dimensions particules Particle size distribution distributions de dimensions des particules particle size distributions distribution de dimension des particules particle size distribution La distribution de taille des particules d'une poudre, d'un matériau granulaire, ou de particules dispersées dans un fluide est une liste de valeurs ou une fonction mathématique qui définit la quantité relative, généralement par masse, de particules présentes selon la taille. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Particle-size_distribution ) The particle-size distribution (PSD) of a powder, or granular material, or particles dispersed in fluid, is a list of values or a mathematical function that defines the relative amount, typically by mass, of particles present according to size. Significant energy is usually required to disintegrate soil, etc. particles into the PSD that is then called a grain size distribution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Particle-size_distribution ) Distribution statistique Distribution statistiques Statistical distribution distributions statistiques statistical distributions distribution statistique statistical distribution Divergence Divergence divergences divergences divergence divergence En géométrie, la divergence d'un champ de vecteurs est un opérateur différentiel mesurant le défaut de conservation du volume sous l'action du flot de ce champ. L'opérateur divergence est un outil d'analyse vectorielle qui mesure, pour faire simple, si un champ vectoriel "rentre" ou "sort" d'une zone de l'espace, comme ce que l’on peut observer sur un diagramme de lignes de champ. Il donne donc une information très liée aux sources qui créent le champ. Les équations de continuité permettent de comprendre intuitivement cette notion : la divergence va en effet mesurer localement les variations de densité de flux. On retrouve cette grandeur, macroscopiquement cette fois, dans les valeurs de diffusion de particule ou de chaleur par exemple. Ainsi, en un point, si la divergence est nulle, alors la densité ne varie pas ; si elle est positive en ce point, alors il y a diffusion. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Divergence_(analyse_vectorielle) ) In vector calculus, divergence is a vector operator that operates on a vector field, producing a scalar field giving the quantity of the vector field's source at each point. More technically, the divergence represents the volume density of the outward flux of a vector field from an infinitesimal volume around a given point. As an example, consider air as it is heated or cooled. The velocity of the air at each point defines a vector field. While air is heated in a region, it expands in all directions, and thus the velocity field points outward from that region. The divergence of the velocity field in that region would thus have a positive value. While the air is cooled and thus contracting, the divergence of the velocity has a negative value. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Divergence ) Dynamics Dynamique dynamiques dynamics dynamique La dynamique est la branche de la mécanique qui traite du comportement des corps sous l'action des forces qui produisent des changements de mouvement. La dynamique est basée sur les trois lois du mouvement de Newton : un corps continue dans son état de mouvement à moins d'être contraint par une force d'agir autrement; le taux de variation du mouvement (accélération) est proportionnel à la force appliquée et se produit dans le sens de la force; et chaque action est opposée par une réaction égale et opposée. Le premier donne une idée de l'inertie, qui est proportionnelle à la masse et s'oppose au changement de mouvement: combinant le premier avec le second, nous constatons que f ∝ ma, où f est la force, m la masse du corps et a l'accélération produite par la force. En pratique, les unités sont choisies de telle sorte que f = ma. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dynamics.html ) Dynamics is the branch of mechanics that deals with the behavior of bodies under the action of forces that produce changes of motion in them. Dynamics is based on Newton's three laws of motion : that a body continues in its state of motion unless compelled by a force to act otherwise; that the rate of change of motion (acceleration) is proportional to the applied force and occurs in the direction of the force; and that every action is opposed by an equal and opposite reaction. The first gives an idea of inertia, which is proportional to the mass and opposes the change of motion: combining the first with the second, we find that F ∝ ma, where F is the force, m the mass of the body, and a the acceleration produced by the force. In practice, units are chosen such that F = ma. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dynamics.html ) 2022-10-10 Atmospheric dynamics Dynamique atmosphérique Dynamique atmosphériques dynamiques atmosphériques atmospheric dynamics dynamique atmosphérique Dynamique fluide Dynamique fluides Fluid dynamics dynamiques des fluides dynamique des fluides fluid dynamics La dynamique des fluides (hydrodynamique ou aérodynamique), est l'étude des mouvements des fluides, qu'ils soient liquides ou gazeux. Elle fait partie de la mécanique des fluides avec l'hydrostatique (statique des fluides). La résolution d'un problème de dynamique des fluides demande de calculer diverses propriétés des fluides comme la vitesse, la viscosité, la densité, la pression et la température en tant que fonctions de l'espace et du temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dynamique_des_fluides ) In physics, physical chemistry and engineering, fluid dynamics is a subdiscipline of fluid mechanics that describes the flow of fluids—liquids and gases. It has several subdisciplines, including aerodynamics (the study of air and other gases in motion) and hydrodynamics (the study of liquids in motion). Fluid dynamics has a wide range of applications, including calculating forces and moments on aircraft, determining the mass flow rate of petroleum through pipelines, predicting weather patterns, understanding nebulae in interstellar space and modelling fission weapon detonation. Fluid dynamics offers a systematic structure—which underlies these practical disciplines—that embraces empirical and semi-empirical laws derived from flow measurement and used to solve practical problems. The solution to a fluid dynamics problem typically involves the calculation of various properties of the fluid, such as flow velocity, pressure, density, and temperature, as functions of space and time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fluid_dynamics ) Astrophysical fluid dynamics Dynamique fluide astrophysique Dynamique fluides astrophysiques dynamiques des fluides astrophysiques astrophysical fluid dynamics dynamique des fluides astrophysiques Dynamique gaz Dynamique gazs Gas dynamics dynamiques des gazs dynamique des gaz gas dynamics 2022-09-30 star dynamics Dynamique stellaire Dynamique stellaires Stellar dynamics dynamiques stellaires dynamique stellaire stellar dynamics La dynamique stellaire est la branche de l'astrophysique qui décrit de manière statistique les mouvements des étoiles du fait de leur propre gravité. La différence principale avec la mécanique céleste est que toute étoile contribue plus ou moins au champ gravitationnel total, alors que la mécanique céleste privilégie les corps massifs et leurs effets sur les autres corps. La dynamique stellaire porte habituellement sur les propriétés statistiques globales de plusieurs orbites plutôt que sur les valeurs spécifiques des positions et des vitesses des orbites individuelles. Le mouvement des étoiles dans une galaxie ou dans un amas globulaire est principalement déterminé par la distribution moyenne des autres étoiles distantes, et est peu influencé par les étoiles proches. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dynamique_stellaire ) Stellar dynamics is the branch of astrophysics which describes in a statistical way the collective motions of stars subject to their mutual gravity. The essential difference from celestial mechanics is that the number of body N ≫ 10. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_dynamics ) Dyon Dyon dyons dyons dyon dyon En physique, un dyon est une particule hypothétique dans les théories à 4 dimensions avec des charges électriques et magnétiques. Un dyon avec une charge électrique nulle est généralement appelé monopole magnétique. De nombreuses théories de la grande unification prédisent l'existence de monopoles magnétiques et de dyons. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dyon ) In physics, a dyon is a hypothetical particle in 4-dimensional theories with both electric and magnetic charges. A dyon with a zero electric charge is usually referred to as a magnetic monopole. Many grand unified theories predict the existence of both magnetic monopoles and dyons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dyon ) eaux waters eau water L'eau est une substance chimique constituée de molécules H₂O. Ce composé, très stable, mais aussi très réactif, est un excellent solvant à l'état liquide. Dans de nombreux contextes, le terme eau est employé au sens restreint d'eau à l'état liquide, ou pour désigner une solution aqueuse diluée (eau douce, eau potable, eau de mer, eau de chaux, etc.). L'eau est ubiquitaire sur Terre et dans l'atmosphère, sous ses trois états, solide (glace), liquide et gazeux (vapeur d'eau). L'eau extraterrestre est également abondante, sous forme de vapeur d'eau dans l'espace et sous forme condensée (solide ou liquide) à la surface, près de la surface ou à l'intérieur d'un grand nombre d'objets célestes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Eau ) Water (chemical formula H₂O) is an inorganic, transparent, tasteless, odorless, and nearly colorless chemical substance, which is the main constituent of Earth's hydrosphere and the fluids of all known living organisms (in which it acts as a solvent). It is vital for all known forms of life, despite not providing food, energy or organic micronutrients. Its chemical formula, H₂O, indicates that each of its molecules contains one oxygen and two hydrogen atoms, connected by covalent bonds. The hydrogen atoms are attached to the oxygen atom at an angle of 104.45°. "Water" is also the name of the liquid state of H₂O at standard temperature and pressure. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Water ) NLTE hors ETL hors équilibre thermodynamique local non LTE non local thermodynamic equilibrium écart ETL Ecart équilibre thermodynamique local Ecart équilibres thermodynamiques locaux Non-LTE hors équilibres thermodynamiques locaux non LTEs non local thermodynamic equilibriums non-LTEs écarts ETL écarts à l' équilibres thermodynamiques locaux non-LTE écart à l' équilibre thermodynamique local Ecart type Standard deviation standard deviations écart type standard deviation écart-type En mathématiques, l’écart type (aussi orthographié écart-type) est une mesure de la dispersion des valeurs d'un échantillon statistique ou d'une distribution de probabilité. Il est défini comme la racine carrée de la variance ou, de manière équivalente, comme la moyenne quadratique des écarts par rapport à la moyenne. Il se note en général avec la lettre grecque σ (sigma), d’après l’appellation standard deviation en anglais. Il est homogène à la variable mesurée. Les écarts types sont rencontrés dans tous les domaines où sont appliquées les probabilités et la statistique, en particulier dans le domaine des sondages, en physique, en biologie ou dans la finance. Ils permettent en général de synthétiser les résultats numériques d'une expérience répétée. Tant en probabilités qu'en statistique, il sert à l'expression d'autres notions importantes comme le coefficient de corrélation, le coefficient de variation ou la répartition optimale de Neyman. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89cart_type ) In statistics, the standard deviation is a measure of the amount of variation or dispersion of a set of values. A low standard deviation indicates that the values tend to be close to the mean (also called the expected value) of the set, while a high standard deviation indicates that the values are spread out over a wider range. Standard deviation may be abbreviated SD, and is most commonly represented in mathematical texts and equations by the lower case Greek letter σ (sigma), for the population standard deviation, or the Latin letter s, for the sample standard deviation. The standard deviation of a random variable, sample, statistical population, data set, or probability distribution is the square root of its variance. It is algebraically simpler, though in practice less robust, than the average absolute deviation. A useful property of the standard deviation is that, unlike the variance, it is expressed in the same unit as the data. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Standard_deviation ) light echoes Echo lumière Echo lumières Light echo light echos échos de lumières light echo écho de lumière En astronomie, un écho lumineux est un phénomène analogue à l'écho sonore résultant de la réflexion d'un rayon lumineux sur le milieu interstellaire parvenant à l'observateur avec un temps de retard sur la source lumineuse dont ce rayon est issu. Il s'observe dans le cas d'une brusque augmentation de luminosité d'une étoile telle qu'une nova dans un environnement chargé en gaz et en poussières. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89cho_lumineux ) A light echo is a physical phenomenon caused by light reflected off surfaces distant from the source, and arriving at the observer with a delay relative to this distance. The phenomenon is analogous to an echo of sound, but due to the much faster speed of light, it mostly only manifests itself over astronomical distances. For example, a light echo is produced when a sudden flash from a nova is reflected off a cosmic dust cloud, and arrives at the viewer after a longer duration than it otherwise would have taken with a direct path. Because of their geometries, light echoes can produce the illusion of superluminal motion. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Light_echo ) multiple echoes Echo multiple Echo multiples Multiple echo multiple echos échos multiples multiple echo écho multiple 2022-09-27 2022-10-03 atmospheric sciences sciences atmosphériques Les sciences de l'atmosphère désignent le terme général utilisé pour désigner l'étude de l'atmosphère, ses procédés, les effets que d'autres systèmes ont sur l'atmosphère, ainsi que les effets qu'a l'atmosphère sur ces mêmes systèmes. La météorologie inclut la chimie atmosphérique et la physique de l'atmosphère, et se concentre principalement sur les prévisions météorologiques. La climatologie s'intéresse à l'étude des changements de l'atmosphère (à la fois sur le long terme et sur le court terme) de sorte à définir des climats moyens ainsi que leur évolution au cours du temps, que celle-ci soit due à des causes naturelles ou à des causes anthropiques. L'aéronomie concerne l'étude des couches supérieures de l'atmosphère où la dissociation et l'ionisation sont importantes. Les sciences de l'atmosphère s'étendent aussi au domaine de la planétologie, ainsi qu'à l'étude des atmosphères des autres planètes du système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sciences_de_l%27atmosph%C3%A8re ) Atmospheric science is the study of the Earth's atmosphere and its various inner-working physical processes. Meteorology includes atmospheric chemistry and atmospheric physics with a major focus on weather forecasting. Climatology is the study of atmospheric changes (both long and short-term) that define average climates and their change over time, due to both natural and anthropogenic climate variability. Aeronomy is the study of the upper layers of the atmosphere, where dissociation and ionization are important. Atmospheric science has been extended to the field of planetary science and the study of the atmospheres of the planets and natural satellites of the Solar System. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_science ) Eclairement Illumination illuminances éclairements lumineux illuminance éclairement lumineux L’éclairement lumineux est la grandeur définie par la photométrie correspondant à la sensation humaine sur la manière dont une surface est éclairée. Pour qu'un objet qui ne produit pas de lumière par lui-même soit visible, il faut qu'il reçoive de la lumière. Plus il en reçoit, plus il est clair, et visible distinctement. La photométrie définit rigoureusement la lumière reçue, afin de pouvoir calculer cette grandeur, connaissant l'intensité lumineuse des sources de lumière, leur distance et leur direction. L'éclairement lumineux est la seule grandeur photométrique directement mesurable. On l'évalue à l'aide d'un transducteur optique-électronique inséré dans une cellule photoélectrique. Dans le Système international d'unités, il s’exprime en lux (lx). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89clairement_lumineux ) In photometry, illuminance is the total luminous flux incident on a surface, per unit area. It is a measure of how much the incident light illuminates the surface, wavelength-weighted by the luminosity function to correlate with human brightness perception. Similarly, luminous emittance is the luminous flux per unit area emitted from a surface. Luminous emittance is also known as luminous exitance. In SI units illuminance is measured in lux (lx), or equivalently in lumens per square metre (lm·m⁻²). Luminous exitance is measured in lm·m⁻² only, not lux. In the CGS system, the unit of illuminance is the phot, which is equal to 10000 lux. The foot-candle is a non-metric unit of illuminance that is used in photography. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Illuminance ) Eclairement énergétique Eclairement énergétiques Irradiance irradiances éclairements énergétiques irradiance éclairement énergétique L’éclairement énergétique ou irradiance est un terme radiométrique qui quantifie la puissance d'un rayonnement électromagnétique frappant par unité de surface perpendiculaire à sa direction. C'est la densité surfacique du flux énergétique arrivant au point considéré de la surface. Dans le Système international d'unités, elle s’exprime en watts par mètre carré (W/m²ou W m⁻²). La grandeur d'émission associée est l'exitance. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89clairement_%C3%A9nerg%C3%A9tique ) In radiometry, irradiance is the radiant flux received by a surface per unit area. The SI unit of irradiance is the watt per square metre (W⋅m⁻²). The CGS unit erg per square centimetre per second (erg⋅cm⁻²⋅s⁻¹) is often used in astronomy. Irradiance is often called intensity, but this term is avoided in radiometry where such usage leads to confusion with radiant intensity. In astrophysics, irradiance is called radiant flux. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Irradiance ) Eclipse lune Lunar eclipse lunar eclipses éclipses de Lune lunar eclipse éclipse de Lune Une éclipse lunaire, ou éclipse de Lune, est une éclipse se produisant à chaque fois que la Lune se trouve dans l'ombre de la Terre. D'un point de vue lunaire, il s'agit d'une occultation du Soleil par la Terre. Cela se produit uniquement lorsque la Lune est éclairée, et quand le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés ou proches de l’être. Le type et la taille d'une éclipse lunaire dépendent de la position relative de la Lune par rapport à ses nœuds orbitaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89clipse_lunaire ) A lunar eclipse is an astronomical event that occurs when the Moon moves into the Earth's shadow, causing the moon to be darkened. Such alignment occurs during an eclipse season, approximately every six months, during the full moon phase, when the Moon's orbital plane is closest to the plane of the Earth's orbit. This can occur only when the Sun, Earth, and Moon are exactly or very closely aligned (in syzygy) with Earth between the other two, which can happen only on the night of a full moon when the Moon is near either lunar node. The type and length of a lunar eclipse depend on the Moon's proximity to the lunar node. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_eclipse ) Eclipse soleil Eclipse soleils Solar eclipse solar eclipses éclipses de Soleil solar eclipse éclipse de Soleil Une éclipse solaire (ou plus exactement une occultation solaire) se produit lorsque la Lune se place devant le Soleil, occultant totalement ou partiellement l’image du Soleil depuis la Terre. Cette configuration peut se produire uniquement durant la nouvelle lune, quand le Soleil et la Lune sont en conjonction par rapport à la Terre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89clipse_solaire ) A solar eclipse occurs when the Moon passes between Earth and the Sun, thereby obscuring the view of the Sun from a small part of the Earth, totally or partially. Such an alignment occurs approximately every six months, during the eclipse season in its new moon phase, when the Moon's orbital plane is closest to the plane of the Earth's orbit. In a total eclipse, the disk of the Sun is fully obscured by the Moon. In partial and annular eclipses, only part of the Sun is obscured. Unlike a lunar eclipse, which may be viewed from anywhere on the night side of Earth, a solar eclipse can only be viewed from a relatively small area of the world. As such, although total solar eclipses occur somewhere on Earth every 18 months on average, they recur at any given place only once every 360 to 410 years. If the Moon were in a perfectly circular orbit and in the same orbital plane as Earth, there would be total solar eclipses once a month, at every new moon. Instead, because the Moon's orbit is tilted at about 5 degrees to Earth's orbit, its shadow usually misses Earth. Solar (and lunar) eclipses therefore happen only during eclipse seasons, resulting in at least two, and up to five, solar eclipses each year, no more than two of which can be total. Total eclipses are more rare because they require a more precise alignment between the centers of the Sun and Moon, and because the Moon's apparent size in the sky is sometimes too small to fully cover the Sun. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_eclipse ) bipolar jet bipolar outflow Bipolar flow Ecoulement bipolaire Ecoulement bipolaires bipolar flows bipolar jets bipolar outflows écoulements bipolaires bipolar flow écoulement bipolaire Les jets bipolaires sont deux flux continus de gaz provenant des pôles d'une étoile. Ils peuvent être associés à des protoétoiles (étoiles jeunes en formation), ou à des étoiles évoluées (post-AGB). Dans les deux cas, les jets bipolaires sont principalement constitués de gaz moléculaire. Ils peuvent se déplacer à des dizaines, voire des centaines de kilomètres par seconde, et dans le cas de jeunes étoiles, ils peuvent s'étendre sur une longueur allant jusqu'à un parsec. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Jet_bipolaire ) A bipolar outflow is a stream of matter in two opposing directions from a central object, usually a star. Bipolar outflows represent significant periods of mass loss in a star's life. They tend to occur during the protostar and pre-main-sequence phase and, again, during the red giant phase just before the production of a planetary nebula. It isn't certain if the bipolar flow is caused by a lack of material being ejected at other stellar latitudes or if something, such as an accretion disk, blocks the material in the equatorial regions and allows only that which is ejected at the poles to escape. It has also been suggested that magnetic fields may constrain the outflowing material. The outflows carve out cavities in the surrounding interstellar medium and result in the formation of bipolar nebulae. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/bipolar_flow.html ) Ecoulement fluide Ecoulement fluides Fluid flow fluid flows écoulements des fluides fluid flow écoulement des fluides Un écoulement fluide peut être décrit de deux manières différentes : l'approche lagrangienne (du nom du mathématicien français Joseph Louis Lagrange), et l'approche eulérienne (du nom de Leonhard Euler, un célèbre mathématicien suisse). Dans l'approche lagrangienne, une particule est choisie et est suivie alors qu'elle se déplace dans l'espace-temps. La ligne tracée par cette particule est appelée la ligne de trajet de la particule. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/fluid_flow.html ) A fluid flow (both liquid and air) may be described in two different ways : the Lagrangian approach (named after the French mathematician Joseph Louis Lagrange), and the Eulerian approach (named after Leonhard Euler, a famous Swiss mathematician). In the Lagrangian approach, one particle is chosen and is followed as it moves through space with time. The line traced out by that one particle is called a particle pathline. An example is a transmitting ocean buoy that observes a set path over regular intervals over a period of time. The path observed is the particle pathline. A Eulerian approach is used to obtain a clearer idea of the airflow at one particular instant. One can look at a "photograph" of the flow of, for instance, surface ocean currents at a particular fixed time. The entire flow field is easily visualized. The lines comprising this flow field are called streamlines . (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/fluid_flow.html ) Ecoulement gaz Ecoulement gazs Gas flow gas flows écoulements des gazs gas flow écoulement des gaz Ecoulement Knudsen écoulements de Knudsen Knudsen flow écoulement de Knudsen Ecoulement laminaire Ecoulement laminaires Laminar flow laminar flows écoulements laminaires laminar flow écoulement laminaire En mécanique des fluides, l'écoulement laminaire est le mode d'écoulement d'un fluide où l'ensemble du fluide s'écoule plus ou moins dans la même direction, sans que les différences locales se contrarient (par opposition au régime turbulent, fait de tourbillons qui se contrarient mutuellement). L'écoulement laminaire est généralement celui qui est recherché lorsqu'on veut faire circuler un fluide dans un tuyau (car il crée moins de pertes de charge), ou faire voler un avion (car il est plus stable, et prévisible par les équations). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89coulement_laminaire ) In fluid dynamics, laminar flow is characterized by fluid particles following smooth paths in layers, with each layer moving smoothly past the adjacent layers with little or no mixing. At low velocities, the fluid tends to flow without lateral mixing, and adjacent layers slide past one another like playing cards. There are no cross-currents perpendicular to the direction of flow, nor eddies or swirls of fluids. In laminar flow, the motion of the particles of the fluid is very orderly with particles close to a solid surface moving in straight lines parallel to that surface. Laminar flow is a flow regime characterized by high momentum diffusion and low momentum convection. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Laminar_flow ) magnetohydrodynamic flow écoulement magnétohydrodynamique Ecoulement MHD magnetohydrodynamic flows écoulements MHD écoulements magnétohydrodynamiques MHD flow écoulement MHD Ecoulement oscillatoire Ecoulement oscillatoires Oscillating flow oscillating flows écoulements oscillatoires oscillating flow écoulement oscillatoire Ecoulement plasma Ecoulement plasmas Plasma flow plasma flows écoulements de plasmas plasma flow écoulement de plasma courant de refroidissement flot de refroidissement Cooling flow Ecoulement refroidissement Ecoulement refroidissements cooling flows courants de refroidissements flots de refroidissements écoulements de refroidissements cooling flow écoulement de refroidissement Un courant de refroidissement se développe dans le centre d'amas de galaxies suivant la théorie selon laquelle le milieu intra-amas devrait se refroidir rapidement à un taux de quelques dizaines à quelques milliers de masses solaires par an. Cela est dû au fait que le gaz intra-amas (un plasma) perd son énergie par émission de rayons X. La luminosité en rayons X est proportionnelle au carré de la densité, qui s'élève fortement vers le centre de nombreux amas. Ainsi la température centrale tombe jusqu'à typiquement le tiers ou la moitié de la température en périphérie de l'amas. L'échelle de temps de refroidissement du gaz intra-amas est relativement courte pour une échelle de temps astronomique, moins d'un milliard d'années. Comme le gaz au centre de l'amas se refroidit, la pression du milieu intra-amas provoque la chute vers le centre d'encore plus de matériel, induisant ainsi le courant de refroidissement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Courant_de_refroidissement ) A cooling flow occurs according to the theory that the intracluster medium (ICM) in the centres of galaxy clusters should be rapidly cooling at the rate of tens to thousands of solar masses per year. This should happen as the ICM (a plasma) is quickly losing its energy by the emission of X-rays. The X-ray brightness of the ICM is proportional to the square of its density, which rises steeply towards the centres of many clusters. Also the temperature falls to typically a third or a half of the temperature in the outskirts of the cluster. The typical [predicted] timescale for the ICM to cool is relatively short, less than a billion years. As material in the centre of the cluster cools out, the pressure of the overlying ICM should cause more material to flow inwards (the cooling flow). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cooling_flow ) Ecoulement Stokes écoulements de Stokes Stokes flow écoulement de Stokes Un écoulement de Stokes (ou écoulement rampant) caractérise un fluide visqueux qui s'écoule lentement en un lieu étroit ou autour d'un petit objet, dont les effets visqueux dominent alors sur les effets inertiels. On parle parfois de fluide de Stokes par opposition à fluide parfait. Il est en effet régi par une version simplifiée de l'équation de Navier-Stokes, l'équation de Stokes, dans laquelle les termes inertiels sont absents. Le nombre de Reynolds mesure le poids relatif des termes visqueux et inertiel dans l'équation de Navier-Stokes et un faible (beaucoup plus petit que 1) dans un écoulement de Stokes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89coulement_de_Stokes ) Stokes flow (named after George Gabriel Stokes), also named creeping flow or creeping motion, is a type of fluid flow where advective inertial forces are small compared with viscous forces. The Reynolds number is low, i.e. Re ≪ 1. This is a typical situation in flows where the fluid velocities are very slow, the viscosities are very large, or the length-scales of the flow are very small. Creeping flow was first studied to understand lubrication. In nature this type of flow occurs in the swimming of microorganisms and sperm. In technology, it occurs in paint, MEMS devices, and in the flow of viscous polymers generally. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stokes_flow ) Ecoulement tourbillonnaire Ecoulement tourbillonnaires Vortex flow vortex flows écoulements tourbillonnaires vortex flow écoulement tourbillonnaire Ecoulement visqueux Viscous flow viscous flows écoulements visqueux viscous flow écoulement visqueux Aharonov Bohm effect Effet Aharonov Bohm effet Aharonov Bohm effets Aharonov Bohm effets Aharonov-Bohm Aharonov-Bohm effect effet Aharonov-Bohm L'effet Aharonov-Bohm est un phénomène quantique décrit en 1949 par Werner Ehrenberg et Raymond Eldred Siday et redécouvert en 1959 par David Bohm et Yakir Aharonov : la figure d'interférence d'un faisceau d'électrons passant par deux fentes peut être modifiée par la présence d'un champ magnétique en dehors des trajectoires classiques des électrons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Aharonov-Bohm ) The Aharonov–Bohm effect, sometimes called the Ehrenberg–Siday–Aharonov–Bohm effect, is a quantum mechanical phenomenon in which an electrically charged particle is affected by an electromagnetic potential (φ, A), despite being confined to a region in which both the magnetic field B and electric field E are zero. The underlying mechanism is the coupling of the electromagnetic potential with the complex phase of a charged particle's wave function, and the Aharonov–Bohm effect is accordingly illustrated by interference experiments. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Aharonov%E2%80%93Bohm_effect ) Casimir force Effet Casimir effets Casimir Casimir effect effet Casimir L’effet Casimir, tel que prédit par le physicien néerlandais Hendrik Casimir en 1948, est une force attractive entre deux plaques parallèles conductrices et non chargées. Cet effet, dû aux fluctuations quantiques du vide, existe également pour d'autres géométries d'électrodes. Expérimentalement, on utilise souvent des miroirs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Casimir ) A small attractive force that appears between two close parallel uncharged plates in a vacuum. It is due to quantum vacuum fluctuations of the electromagnetic field. According to the quantum theory, the vacuum contains virtual particles which are in a continuous state of fluctuation. Because the distance between the plates is very small, not every possible wavelength can exist in the space between the two plates, quite in contrast to the surrounding vacuum. The energy density decreases as the plates are moved closer, creating a negative pressure which pulls the plates together. The first successfully measurement of the effect was by Steve Lamoreaux in 1997. A more recent experiment in 2002 used a polystyrene sphere 200 μm in diameter coated in gold or aluminium. This was brought to within 0.1 μm of a flat disk coated with the same metals. The resulting attraction between them was monitored by the deviation of a laser beam. The Casimir force was measured to within 1% of the expected theoretical value. After the Dutch physicist Hendrik Casimir (1909-2000), who predicted the phenomenon in 1948. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=casimir&formSubmit=Search&showAll=1 ) Doppler broadening Doppler shift déplacement Doppler élargissement Doppler Effet Doppler déplacements Doppler effets Doppler élargissements Doppler Doppler effect effet Doppler L'effet Doppler, ou effet Doppler-Fizeau, est le décalage de fréquence d’une onde (mécanique, acoustique, électromagnétique ou d'une autre nature) observé entre les mesures à l'émission et à la réception, lorsque la distance entre l'émetteur et le récepteur varie au cours du temps. Si on désigne de façon générale ce phénomène physique sous le nom d'effet Doppler, le nom d'« effet Doppler-Fizeau » est réservé aux ondes électromagnétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Doppler# ) Change in frequency of a wave (light, sound) due to the relative motion of source and receiver. Approaching objects have their wavelengths shortened. Receding objects have emitted wavelengths lengthened. Doppler, after Christian Andreas Doppler (1803-1853), Austrian physicist who first described how the observed frequency of sound and light waves is affected by the relative motion of the source and the detector. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=doppler+effect&formSubmit=Search&showAll=1 ) Faraday rotation rotation Faraday Effet Faraday effets Faraday rotations Faraday Faraday effect effet Faraday La rotation du plan de polarisation expérimenté par un faisceau de rayonnement linéairement polarisé lorsque le rayonnement passe à travers un matériau contenant un champ magnétique avec une composante dans la direction de propagation. Cet effet se produit dans les régions H II dans lesquelles un champ magnétique provoque un changement dans les ondes polarisées les traversant. Idem à l'effet Faraday. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=Faraday+rotation ) The rotation of the plane of polarization experienced by a beam of linearly polarized radiation when the radiation passes through a material containing a magnetic field with a component in the direction of propagation. This effect occurs in H II regions in which a magnetic field causes a change in the polarized waves passing through. Same as Faraday effect. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=Faraday+rotation ) Effet Faraday inverse Effet Faraday inverses Inverse Faraday effect effets Faraday inverses inverse Faraday effects effet Faraday inverse inverse Faraday effect En optique, l'effet Faraday inverse est l'effet opposé à l'effet Faraday. Une magnétisation statique M(0) est induite par un champ électrique oscillant externe avec la fréquence ω, qui peut être réalisée avec une impulsion laser à haute intensité par exemple. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Inverse_Faraday_effect ) In optics, the inverse Faraday effect is the effect opposite to the Faraday effect. A static magnetization M(0) is induced by an external oscillating electrical field with the frequency ω, which can be achieved with a high intensity laser pulse for example. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Inverse_Faraday_effect ) gyro-magnetic effect Effet gyromagnétique Effet gyromagnétiques Gyromagnetic effect effets gyromagnétiques gyro magnetic effect gyro magnetic effects gyro-magnetic effects gyromagnetic effects effet gyromagnétique gyromagnetic effect Anomalous Hall effect Effet Hall anormal Effet Hall anormaux anomalous Hall effects effets Hall anormaux anomalous Hall effect effet Hall anormal Effet Hall quantique Effet Hall quantiques Quantum Hall effect effets Hall quantiques quantum Hall effects effet Hall quantique quantum Hall effect L'effet Hall quantique entier est une version en mécanique quantique de l'effet Hall mise en évidence en 1980 par le physicien allemand Klaus von Klitzing. Cette découverte a eu d'importantes applications dans le développement des semi-conducteurs et en métrologie, notamment dans la détermination de la constante de structure fine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Hall_quantique_entier ) The quantum Hall effect (or integer quantum Hall effect) is a quantized version of the Hall effect which is observed in two-dimensional electron systems subjected to low temperatures and strong magnetic fields, in which the Hall resistance Rxy exhibits steps that take on the quantized values Rxy = V_Hall/I_channel = h/e²ν, where V_Hall is the Hall voltage, I_channel is the channel current, e is the elementary charge and h is Planck's constant. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_Hall_effect ) Effet Hall quantique fractionnaire Effet Hall quantiques fractionnaires Fractional quantum Hall effect effets Hall quantiques fractionnaires fractional quantum Hall effects effet Hall quantique fractionnaire fractional quantum Hall effect L'effet Hall quantique fractionnaire (en anglais, fractional quantum Hall effect : FQHE) est une version en mécanique quantique de l'effet Hall, mise en évidence dans les années 1980 par Horst Störmer et Daniel Tsui et explicitée par Robert B. Laughlin, co-lauréats du prix Nobel de physique de 1998. Lorsque le FQHE apparaît dans un système, celui-ci semble composé de particules possédant une fraction de la charge élémentaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Hall_quantique_fractionnaire ) The fractional quantum Hall effect (FQHE) is a physical phenomenon in which the Hall conductance of 2-dimensional (2D) electrons shows precisely quantized plateaus at fractional values of (e²/h. It is a property of a collective state in which electrons bind magnetic flux lines to make new quasiparticles, and excitations have a fractional elementary charge and possibly also fractional statistics. The 1998 Nobel Prize in Physics was awarded to Robert Laughlin, Horst Störmer, and Daniel Tsui "for their discovery of a new form of quantum fluid with fractionally charged excitations" Laughlin's explanation only applies to fillings ν = 1/m where m is an odd integer. The microscopic origin of the FQHE is a major research topic in condensed matter physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fractional_quantum_Hall_effect ) Effet Hanle effets Hanle Hanle effect effet Hanle L'effet Hanle est une réduction de la polarisation de la lumière lorsque les atomes émettant la lumière sont soumis à un champ magnétique dans une direction donnée, et quand ils ont eux-mêmes été excités par une lumière polarisée. Autrement dit, la polarisation atomique peut être modifiée par de faibles champs magnétiques, donc la polarisation des photons diffusés peut également être modifiée. L'effet est nommé en référence à Wilhelm Hanle, qui a été le premier à le décrire dans Zeitschrift fur Physik en 1924. Le compréhension de ce phénomène est liée à des développements subséquents importants en physique quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Hanle ) The polarization arising from line scattering in the presence of "weak" magnetic fields. The effect occurs when precession around magnetic field depolarizes and rotates polarization of the scattered light. The Hanle effect is sensitive to ~10³times smaller field strengths than the Zeeman effect. It is in particular used to measure the weak magnetic field of the solar prominences, which is 10⁻³ tesla and over 10⁻² tesla for the active prominences. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hanle+effect&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-14 Hawking radiation black hole evaporation rayonnement de Hawking évaporation des trous noirs Effet Hawking black hole evaporations effets Hawking rayonnements de Hawking évaporations des trous noirs Hawking effect effet Hawking Le rayonnement produit par un trou noir lorsque les effets quantiques sont pris en compte. Selon la physique quantique, de grandes fluctuations de l'énergie du vide se produisent pendant de brefs moments de temps. Ainsi, des paires virtuelles de particules - antiparticules sont créées à partir de vide puis annihilées. Si la production de paires se produit juste à l'extérieur de l'horizon des événement d'un trou noir, aussitôt que ces particules se forment, elles subiraient toutes deux des attractions gravitationnelles radicalement différentes en raison du au gradient de force près du trou noir. Une particule accélérera vers le trou noir et son partenaire s'échappera dans l'espace. Le trou noir a utilisé une partie de son énergie gravitationnelle pour produire ces deux particules, donc il perd une partie de sa masse si une particule s'échappe. Cette perte progressive de masse au fil du temps signifie que le trou noir s'évapore finalement hors de l'existence. Nommé d'après le physicien britannique Stephen Hawking (1942-2018), qui a fourni l'argument théorique pour l'existence du rayonnement en 1974. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hawking+radiation&formSubmit=Search&showAll=1 ) The radiation produced by a black hole when quantum mechanical effects are taken into account. According to quantum physics, large fluctuations in the vacuum energy occurs for brief moments of time. Thereby virtual particle-antiparticle pairs are created from vacuum and annihilated. If pair production happens just outside the event horizon of a black hole, as soon as these particles are formed they would both experience drastically different gravitational attractions due to the sharp gradient of force close to the black hole. One particle will accelerate toward the black hole and its partner will escape into space. The black hole used some of its gravitational energy to produce these two particles, so it loses some of its mass if a particle escapes. This gradual loss of mass over time means the black hole eventually evaporates out of existence. Named after the British physicist Stephen Hawking (1942-2018), who provided the theoretical argument for the existence of the radiation in 1974. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hawking+radiation&formSubmit=Search&showAll=1 ) MSW effect Effet Mikheyev Smirnov Wolfenstein Mikheyev Smirnov Wolfenstein effect effet Mikheyev Smirnov Wolfenstein effets Mikheyev Smirnov Wolfenstein effets Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein effect effet Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein En astrophysique, l'effet Mikheïev-Smirnov-Wolfenstein (effet MSW) des neutrinos est un mécanisme ayant été décrit par le physicien américain Lincoln Wolfenstein en 1978 et poursuivie par les physiciens soviétiques Stanislav Mikheïev et Alekseï Smirnov en 1985 et 1986. Mécanisme expliquant un renforcement de l'oscillation des neutrinos solaires de saveurs différentes en raison de la variation progressive de la densité de matière traversée au cours de leur trajet du centre du Soleil où ils sont produits, vers l'espace interplanétaire. Plus tard, en 1986, le physicien néozélandais Stephen Parke de Fermilab a fourni le premier traitement complet d'analyse de cet effet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Mikhe%C3%AFev-Smirnov-Wolfenstein ) The Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect (often referred to as the matter effect) is a particle physics process which modifies neutrino oscillations in matter of varying density. The MSW effect is broadly analogous to the differential retardation of sound waves in density-variable media, however it also involves the propagation dynamics of three separate quantum fields which experience distortion. In free space, the separate rates of neutrino eigenstates lead to standard neutrino flavor oscillation. Within matter – such as within the Sun – the analysis is more complicated, as shown by Mikheyev, Smirnov and Wolfenstein. It leads to a wide admixture of emanating neutrino flavors, which provides a compelling solution to the solar neutrino problem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mikheyev%E2%80%93Smirnov%E2%80%93Wolfenstein_effect ) Effet Primakoff effets Primakoff Primakoff effect effet Primakoff L’effet Primakoff, nommé d'après Henry Primakoff, est la production résonante de mésons pseudoscalaire neutre par des photons fortement énergiques interagissant avec le noyau atomique. Il peut être considéré comme le processus inversé de la décomposition du méson en deux photons. L'effet Primakoff pourrait avoir lieu dans les étoiles et être un moyen de production de particules hypothétiques, telles que l'axion. L'effet Primakoff pourrait être à l'origine des propriétés optiques du vide quantique en présence d'un fort champ magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Primakoff ) The Primakoff effect, named after Henry Primakoff, is the resonant production of neutral pseudoscalar mesons by high-energy photons interacting with an atomic nucleus. It can be viewed as the reverse process of the decay of the meson into two photons and has been used for the measurement of the decay width of neutral mesons. It could also take place in stars and be a production mechanism of certain hypothetical particles, such as the axion. More precisely, the Primakoff effect is the conversion of axions into photons in the presence of very strong electromagnetic field. The effect is predicted to lead to optical properties of the vacuum state in the presence of a strong magnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Primakoff_effect ) Effet Sachs Wolfe Sachs Wolfe effect effet Sachs Wolfe effets Sachs Wolfe effets Sachs-Wolfe Sachs-Wolfe effect effet Sachs-Wolfe En cosmologie, l'effet Sachs-Wolfe est le nom donné à l'effet selon lequel une zone légèrement plus dense et légèrement plus chaude de l'univers peut apparaître aujourd'hui plus froide que les zones environnantes. Ceci provient du fait que le rayonnement issu des zones les plus denses subit un décalage vers le rouge d'origine gravitationnelle plus important, et que sous certaines conditions, ce décalage vers le rouge compense le fait que le rayonnement était plus chaud que celui des zones environnantes. Le nom d'effet Sachs-Wolfe est donné en l'honneur de Rainer Kurt Sachs et Arthur Michael Wolfe en 1967. Il se produit dans les fluctuations de température du fond diffus cosmologique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Sachs-Wolfe ) The Sachs–Wolfe effect, named after Rainer K. Sachs and Arthur M. Wolfe, is a property of the cosmic microwave background radiation (CMB), in which photons from the CMB are gravitationally redshifted, causing the CMB spectrum to appear uneven. This effect is the predominant source of fluctuations in the CMB for angular scales larger than about ten degrees. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sachs%E2%80%93Wolfe_effect ) Effet Stark effets Stark Stark effect effet Stark En physique atomique, l'effet Stark (du nom de son découvreur Johannes Stark) est la modification des états électroniques sous l'action d'un champ électrique qui se traduit par l'éclatement et le décalage de raies spectrales en plusieurs composantes. La valeur énergétique de ce décalage s'appelle le décalage Stark (Stark shift). C'est un effet analogue à l'effet Zeeman (modification des états électroniques par application d'un champ magnétique). L'effet Stark est, entre autres, responsable de l'élargissement des raies spectrales par des particules chargées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Stark ) The Stark effect is the broadening or splitting of a spectral line that results when an electric field slightly changes the energy levels of a radiating atom or ion. Stark broadening is proportional to the ion and electron density in a plasma and is therefore a good indicator of pressure in a stellar atmosphere and hence of the star's luminosity. The effect is named after the German physicist Johannes Stark who discovered it in 1913. The Stark effect follows from the electron theory of Hendrik Lorentz and is the electrical analogue of the Zeeman effect. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Stark_effect.html ) SZ effect Sunyaev-Zel'dovich effect Effet Sunyaev Zeldovich Sunyaev Zeldovich effect effet Sunyaev Zeldovich effets Sunyaev Zeldovich effets Sunyaev-Zeldovich Sunyaev-Zeldovich effect effet Sunyaev-Zeldovich En cosmologie, l'effet Sunyaev-Zel'dovich (abrégé parfois l'effet SZ) est le résultat de la distorsion du fond diffus cosmologique par des électrons de grande énergie grâce à la diffusion Compton inverse ou "comptonisation", qui permet à ces électrons de transférer une grande partie de leur énergie aux photons de faible énergie du fond diffus. Ces distorsions sont observées dans le spectre du fond diffus cosmologique pour détecter les perturbations de densité dans l'univers primordial. En utilisant cet effet, des amas de galaxies ont pu être détectés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Sunyaev-Zel%27dovich ) The loss of energy by high-energy electrons in a galaxy cluster, which distorts the cosmic microwave background (CMB) radiation through inverse Compton effect. When photons from the CMB radiation travel through a hot plasma (with a temperature of around 10⁸K), in which bathe a galaxy cluster, they collide with energetic electrons and some of the energy of the electrons is transferred to the low energy CMB photons. If we look at the CMB radiation through such a plasma cloud, we therefore see fewer microwave photons than we would if the cloud were not there. Named after Rashid Sunyaev (1943-) and Yakov Borisovich Zel'dovich (1914-1987), Russian astrophysicists. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Sunyaev&formSubmit=Search&showAll=1 ) Effet Unruh effets Unruh Unruh effect effet Unruh L'effet Unruh, parfois aussi appelé radiation de Fulling-Davies-Unruh, prédit qu'un observateur en mouvement uniformément accéléré observera un rayonnement de corps noir, là où un observateur dans un référentiel inertiel n'en verra pas. Autrement dit, l'observateur en mouvement uniformément accéléré se retrouvera dans un environnement chaud à une température T. Il fut découvert (théoriquement) en 1976 par William Unruh de l'université de la Colombie-Britannique, mais n'a pas encore été mis expérimentalement en évidence. Il trouve son explication dans les fluctuations du vide quantique. Contrairement à l'effet Casimir, les particules virtuelles ne se manifestent pas à cause d'une modification du champ électromagnétique. Leur fréquence se décale à la suite du déplacement accéléré de l'observateur, selon un mécanisme proche de l'effet Doppler relativiste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Unruh ) The Unruh effect (also known as the Fulling–Davies–Unruh effect) is a kinematic prediction of quantum field theory that an accelerating observer will observe a thermal bath, like blackbody radiation, whereas an inertial observer would observe none. In other words, the background appears to be warm from an accelerating reference frame; in layman's terms, an accelerating thermometer (like one being waved around) in empty space, removing any other contribution to its temperature, will record a non-zero temperature, just from its acceleration. Heuristically, for a uniformly accelerating observer, the ground state of an inertial observer is seen as a mixed state in thermodynamic equilibrium with a non-zero temperature bath. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Unruh_effect ) Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii- Paddack effect effet Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack Effet YORP effet Yarkovsky O'Keefe Radzievskii Paddack effets YORP effets Yarkovsky O'Keefe Radzievskii Paddack effets Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack YORP effect effet YORP En astrophysique, l’effet Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack, souvent abrégé effet YORP, est un phénomène qui explique les modifications de la rotation de certains astéroïdes relativement petits. Il apparaît comme une approximation à l'ordre 2 de l'effet Yarkovsky, souvent négligeable devant celui-ci. En particulier, l'influence de cet effet sur un corps est extrêmement liée à la surface et à la constitution de celui-ci : il est absolument nul, par exemple, sur un ellipsoïde parfait ou un corps parfaitement conducteur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_YORP ) A phenomenon in which the rotation rate of a small asteroid changes under sunlight absorption. Photons from the Sun are absorbed by a small body and reradiated in infrared. In the process, two forces influence the object: one from the impact of the photons, providing a tiny push, and the other as a recoil effect when the object emits the absorbed energy. In the YORP effect the body's shape has a more effective role than albedo in altering the spin rate. For small asteroids (< 10 km), YORP can cause measurable changes in rotation rate. The effect can even speed up the rotation leading to disintegration. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=yorp&formSubmit=Search&showAll=1 ) Zeeman splitting Effet Zeeman effets Zeeman Zeeman effect effet Zeeman L’effet Zeeman désigne la séparation d'un niveau atomique d'énergie défini d'un atome ou d'une molécule en plusieurs sous-niveaux d'énergies distinctes, sous l'effet d'un champ magnétique externe. Il y a donc levée de dégénérescence des niveaux énergétiques. L'effet s'observe aisément par spectroscopie : lorsqu'une source de lumière est plongée dans un champ magnétique statique, ses raies spectrales se séparent en plusieurs composantes. L'effet a été découvert par le physicien néerlandais Pieter Zeeman qui a reçu le prix Nobel de physique de 1902 pour cette découverte. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Zeeman ) The Zeeman effect is the effect of splitting of a spectral line into several components in the presence of a static magnetic field. It is named after the Dutch physicist Pieter Zeeman, who discovered it in 1896 and received a Nobel prize for this discovery. It is analogous to the Stark effect, the splitting of a spectral line into several components in the presence of an electric field. Also similar to the Stark effect, transitions between different components have, in general, different intensities, with some being entirely forbidden (in the dipole approximation), as governed by the selection rules. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Zeeman_effect ) 2022-10-10 meta-universe omniverse Multivers Multiverse meta universe meta universes meta-universes multiverses omniverses multivers multiverse En sciences, le multivers est l'ensemble des univers présents concurremment, dans le cadre d'une théorie cosmologique donnée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Multivers ) A multiverse (or meta-universe) is the hypothetical set of multiple possible universes (including our universe) that together comprise all of physical reality. The different universes within a multiverse are called parallel universes. The structure of the multiverse, the nature of each universe within it and the relationship between the various constituent universes, depend on the specific multiverse hypothesis considered. Multiverses have been hypothesized in cosmology, physics, philosophy, theology, and fiction, particularly in science fiction and fantasy. The specific term "multiverse", which was originally coined by William James, was popularized by science fiction author Michael Moorcock. In these contexts, parallel universes are also called alternate universes, quantum universes, parallel worlds, or alternate realities. The possibility of many universes raises various scientific, philosophical, and theological questions. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/multiverse.html ) 2022-10-10 cosmic inflation cosmological inflation inflation cosmique inflation cosmologique Inflation Inflation cosmic inflations cosmological inflations inflations inflations inflations cosmiques inflations cosmologiques inflation inflation L'inflation cosmique est un modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang lors duquel une région de l'Univers comprenant l'Univers observable a connu une phase d'expansion très rapide qui lui aurait permis de grossir d'un facteur considérable : au moins 10²⁶ en un temps extrêmement bref, compris entre 10⁻³⁶ et 10⁻³³ secondes après le Big Bang. Ce modèle cosmologique offre une solution à la fois au problème de l'horizon et au problème de la platitude. Cette phase d'expansion, nommée "inflation" en 1979 par son premier théoricien, le physicien américain Alan Guth, se serait produite très tôt dans l'histoire de l'Univers, à l'issue de l'ère de Planck ou peu après, de l'ordre de 10⁻³⁵ seconde après le Big Bang. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Inflation_cosmique ) The inflationary model is a modified version of the Big Bang theory of the origin of the universe that allows for a brief period, when the universe was only about 10⁻³⁵ sec old, in which the expansion of spacetime took place at a vastly accelerated rate. The huge inflation of space was driven by energy released from a separation of two forces that had previously been one: the strong force and the electroweak force. For around one hundred million trillion trillionth of a second, the universe grew many times faster than the speed of light (not in defiance of Einstein's special theory of relativity. However, because nothing was traveling through space at a speed greater than that of light) taking it from a size unimaginably smaller than an atomic nucleus to about the size of grapefruit. In the process, tiny isotropic (small in every direction) regions of the early universe were inflated to become larger than the observable universe. This provides a satisfactory solution to both the flatness problem and the horizon problem. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/inflationary_model.html ) 2022-10-10 brane cosmology braneworld cosmologie branaire Brane world Monde branaire Monde branaires brane cosmologies brane worlds braneworlds cosmologies branaires mondes branaires brane world monde branaire En cosmologie et en théorie des cordes, la cosmologie branaire, appelée aussi théorie des cordes et des branes, est un modèle cosmologique dont l'idée principale est que notre univers, et tout ce qu'il contient, serait emprisonné dans une structure appelée brane (une « D3-brane » plus exactement), laquelle serait incluse dans un « super-univers » doté de dimensions supplémentaires et qui pourrait abriter d’autres branes (et donc d’autres univers). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cosmologie_branaire ) Brane cosmology refers to several theories in particle physics and cosmology related to string theory, superstring theory and M-theory. The central idea is that the visible, three-dimensional universe is restricted to a brane inside a higher-dimensional space, called the "bulk" (also known as "hyperspace"). If the additional dimensions are compact, then the observed universe contains the extra dimension, and then no reference to the bulk is appropriate. In the bulk model, at least some of the extra dimensions are extensive (possibly infinite), and other branes may be moving through this bulk. Interactions with the bulk, and possibly with other branes, can influence our brane and thus introduce effects not seen in more standard cosmological models. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Brane_cosmology ) 2022-09-28 Effondrement gravitationnel Effondrement gravitationnels Gravitational collapse effondrements gravitationnels gravitational collapses effondrement gravitationnel gravitational collapse L'effondrement gravitationnel est la contraction d'un objet astronomique en raison de l'influence de sa propre gravité, qui a tendance à attirer la matière vers l'intérieur vers le centre de la gravité. L'effondrement gravitationnel est un mécanisme fondamental pour la formation des structures dans l'univers. Au fil du temps, une distribution initiale relativement lisse de matière s'effondrera pour former des poches de densité plus élevée, créant généralement une hiérarchie de structures condensées telles que des amas de galaxies, des groupes stellaires, des étoiles et des planètes. Une étoile est née par l'effondrement gravitationnel progressif d'un nuage de matière interstellaire. La compression causée par l'effondrement augmente la température jusqu'à ce que la fusion thermonucléaire se produise au centre de l'étoile, à ce moment l'effondrement s'arrête progressivement tandis que la pression thermique vers l'extérieur équilibre les forces gravitationnelles. L'étoile existe ensuite dans un état d'équilibre dynamique. Une fois que toutes ses sources d'énergie sont épuisées, une étoile s'effondrera à nouveau jusqu'à ce qu'elle atteigne un nouvel état d'équilibre. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_collapse ) Gravitational collapse is the contraction of an astronomical object due to the influence of its own gravity, which tends to draw matter inward toward the center of gravity. Gravitational collapse is a fundamental mechanism for structure formation in the universe. Over time an initial, relatively smooth distribution of matter will collapse to form pockets of higher density, typically creating a hierarchy of condensed structures such as clusters of galaxies, stellar groups, stars and planets. A star is born through the gradual gravitational collapse of a cloud of interstellar matter. The compression caused by the collapse raises the temperature until thermonuclear fusion occurs at the center of the star, at which point the collapse gradually comes to a halt as the outward thermal pressure balances the gravitational forces. The star then exists in a state of dynamic equilibrium. Once all its energy sources are exhausted, a star will again collapse until it reaches a new equilibrium state. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_collapse ) 2022-09-28 Coronal mass ejection Ejection masse coronale Ejection masses coronales coronal mass ejections éjections de masses coronales coronal mass ejection éjection de masse coronale Une éjection de masse coronale (en abrégé EMC ; en anglais coronal mass ejection, CME) est une bulle de plasma produite dans la couronne d'une étoile (par exemple la couronne solaire). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89jection_de_masse_coronale ) A coronal mass ejection (CME) is a significant release of plasma and accompanying magnetic field from the Sun's corona into the heliosphere. CMEs are often associated with solar flares and other forms of solar activity, but a broadly accepted theoretical understanding of these relationships has not been established. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Coronal_mass_ejection ) Jupiter VII Jupiter VII Elara Elara Élara est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89lara_(lune) ) Elara is the thirteenth known moon of Jupiter; also called Jupiter VII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/Elara.html ) spectral line broadening élargissement des raies spectrales élargissement spectral Elargissement raie Elargissement raies Line broadening line broadenings spectral line broadenings élargissements des raies élargissements des raies spectrales élargissements spectraux line broadening élargissement des raies L'élargissement des raies est un élargissement des raies d'absorption et des raies d'émission dans un spectre en raison de plusieurs facteurs. Il incluent l'élargissement Doppler, causé par des mouvements dans le gaz émissifs, l'élargissement de pression ou l'effet Stark, dû aux collisions entre atomes et molécules, et l'effet Zeeman, dû à un champ magnétique intense. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/line_broadening.html ) Line broadening is a widening of the absorption lines and emission lines in a spectrum due to any of several factors. These include Doppler broadening, caused by movements within the emitting gas, pressure broadening or the Stark effect, due to collisions between atoms and molecules, and the Zeeman effect, due to a strong magnetic field. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/line_broadening.html ) Elasticity Elasticité elasticities élasticités elasticity élasticité En physique, l'élasticité est la propriété d'un matériau solide à retrouver sa forme d'origine après avoir été déformé. La déformation élastique est une déformation réversible. Un matériau solide se déforme lorsque des forces lui sont appliquées. Un matériau élastique retrouve sa forme et sa taille initiales quand ces forces ne s'exercent plus, jusqu'à une certaine limite de la valeur de ces forces. Les tissus biologiques sont également plus ou moins élastiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9formation_%C3%A9lastique ) In physics and materials science, elasticity is the ability of a body to resist a distorting influence and to return to its original size and shape when that influence or force is removed. Solid objects will deform when adequate loads are applied to them; if the material is elastic, the object will return to its initial shape and size after removal. This is in contrast to plasticity, in which the object fails to do so and instead remains in its deformed state. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Elasticity_(physics) ) flow speed Flow velocity Vitesse écoulement Vitesse écoulements flow velocities vitesses d'écoulements flow velocity vitesse d'écoulement En mécanique des milieux continus la vitesse d'écoulement en dynamique des fluides, également vitesse macroscopique en mécanique statistique, ou vitesse de dérive en électromagnétisme, est un champ vectoriel utilisé pour décrire mathématiquement le mouvement d'un continuum. La grandeur du vecteur de vitesse d'écoulement est la vitesse d'écoulement et est un scalaire. Il est également appelé champ de vitesse; Lorsqu'il est évalué le long d'une ligne, il est appelé profil de vitesse (comme dans, par exemple, la loi du mur). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Flow_velocity ) In continuum mechanics the flow velocity in fluid dynamics, also macroscopic velocity in statistical mechanics, or drift velocity in electromagnetism, is a vector field used to mathematically describe the motion of a continuum. The length of the flow velocity vector is the flow speed and is a scalar. It is also called velocity field; when evaluated along a line, it is called a velocity profile (as in, e.g., law of the wall). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Flow_velocity ) Faster-than-light velocity Superluminal velocity Vitesse superluminique Vitesse superluminiques superluminal velocities vitesses supraluminiques superluminal velocity vitesse supraluminique Une vitesse supraluminique est une vitesse supérieure à celle de la lumière. Comme la théorie de la relativité interdit qu'un quelconque transfert d'énergie ou d'information à travers l'espace se fasse à une vitesse dépassant celle de la lumière dans le vide, c, une vitesse supraluminique peut être : - un transfert d'énergie ou d'information à travers un milieu matériel à une vitesse supérieure à celle de la lumière dans ce milieu mais inférieure à c (effet Vavilov-Tcherenkov) ; - supérieure à c mais non associée à un transfert d'énergie ou d'information : - vitesse de phase des ondes électromagnétiques, - déplacement d'une ombre en lumière rasante, diffusion Brillouin et phénomènes similaires (généralement optiques), etc., - expansion de l'espace lui-même, notamment juste après le Big Bang et pendant la période inflationnaire, - existence (hypothétique) de particules, les tachyons, ne se déplaçant qu'à des vitesses supérieures à c et n'interagissant pas avec les particules ordinaires ; - supérieure à c et en contradiction avec la théorie : - en raison d'erreurs de mesure qui n'ont pas été comprises dans un premier temps; - dans la littérature de science-fiction. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_supraluminique ) Faster-than-light (also FTL, superluminal or supercausal) travel and communication are the conjectural propagation of matter or information faster than the speed of light (c). The special theory of relativity implies that only particles with zero rest mass (i.e., photons) may travel at the speed of light, and that nothing may travel faster. Particles whose speed exceeds that of light (tachyons) have been hypothesized, but their existence would violate causality and would imply time travel. The scientific consensus is that they do not exist. "Apparent" or "effective" FTL, on the other hand, depends on the hypothesis that unusually distorted regions of spacetime might permit matter to reach distant locations in less time than light could in normal ("undistorted") spacetime. As of the 21st century, according to current scientific theories, matter is required to travel at slower-than-light (also STL or subluminal) speed with respect to the locally distorted spacetime region. Apparent FTL is not excluded by general relativity; however, any apparent FTL physical plausibility is currently speculative. Examples of apparent FTL proposals are the Alcubierre drive, Krasnikov tubes, traversable wormholes, and quantum tunneling. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Faster-than-light ) Classical electrodynamics Electrodynamique classique Electrodynamique classiques électrodynamiques classiques classical electrodynamics électrodynamique classique L'électromagnétisme classique ou l'électrodynamique classique est une branche de la physique théorique qui étudie les interactions entre les charges et les courants électriques en utilisant une extension du modèle newtonien classique. La théorie fournit une description des phénomènes électromagnétiques chaque fois que les échelles de longueur et les forces de champ pertinentes sont suffisamment grandes pour que les effets quantiques soient négligeables. Pour les petites distances et des forces de champ faibles, ces interactions sont mieux décrites par l'électrodynamique quantique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_electromagnetism ) Classical electromagnetism or classical electrodynamics is a branch of theoretical physics that studies the interactions between electric charges and currents using an extension of the classical Newtonian model. The theory provides a description of electromagnetic phenomena whenever the relevant length scales and field strengths are large enough that quantum mechanical effects are negligible. For small distances and low field strengths, such interactions are better described by quantum electrodynamics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_electromagnetism ) QED Electrodynamique quantique Electrodynamique quantiques Quantum electrodynamics électrodynamiques quantiques quantum electrodynamics électrodynamique quantique L'électrodynamique quantique (parfois dite relativiste) est une théorie physique ayant pour but de concilier l'électromagnétisme avec la mécanique quantique en utilisant un formalisme lagrangien relativiste. Selon cette théorie, les charges électriques interagissent par échange de photons virtuels. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89lectrodynamique_quantique ) In particle physics, quantum electrodynamics (QED) is the relativistic quantum field theory of electrodynamics. In essence, it describes how light and matter interact and is the first theory where full agreement between quantum mechanics and special relativity is achieved. QED mathematically describes all phenomena involving electrically charged particles interacting by means of exchange of photons and represents the quantum counterpart of classical electromagnetism giving a complete account of matter and light interaction. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_electrodynamics ) 2022-09-21 célérité de la lumière speed of light Light velocity Vitesse lumière Vitesse lumières célérités des lumières light velocities speeds of light vitesses des lumières light velocity vitesse de la lumière La vitesse de la lumière dans le vide, habituellement notée c, est une constante physique de l'Univers qui est importante dans plusieurs domaines de la physique. L'étude de la lumière et de sa vitesse remonte à l'Antiquité. Des philosophes et des scientifiques, en s'appuyant sur des arguments théoriques ou des observations, affirment que sa vitesse est infinie, alors que d'autres prétendent que non. Ole Rømer démontre en 1676 qu'elle est finie. Les scientifiques s'attachent ensuite à déterminer sa valeur par divers moyens, la précision s'améliorant au fil des années. Dès la fin du XIXe siècle il est acquis qu'elle vaut environ 300 000 km/s ; en 1975, le résultat fiable le plus précis est 299 792 458 ± 1 m/s. En 1983, un accord international redéfinit le mètre de telle sorte que la vitesse de la lumière est d'exactement 299 792 458 m/s. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_de_la_lumi%C3%A8re ) The speed of light in vacuum, commonly denoted c, is a universal physical constant that is exactly equal to 299,792,458 metres per second (approximately 300,000 kilometres per second; 186,000 miles per second; 671 million miles per hour). According to the special theory of relativity, c is the upper limit for the speed at which conventional matter or energy (and thus any signal carrying information) can travel through space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Speed_of_light ) Elément léger Elément légers Light element light elements éléments légers light element élément léger Les astronomes se réfèrent souvent à l'hydrogène ou à l'hélium, y compris leurs isotopes, comme étant des éléments légers; Tous les autres éléments sont considérés comme des éléments lourds. Alternativement, un "élément léger" peut se référer à tout élément chimique produit au cours des premières minutes suivant le Big Bang, incluant, en plus de l'hydrogène et de l'hélium, le lithium, le béryllium et le bore. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/light_element.html ) Astronomers often refer to hydrogen or helium, including any of their isotopes, as being light elements; all other elements are regarded as being heavy elements. Alternatively, a 'light element' may refer to any chemical element produced during the first few minutes after the Big Bang, including, in addition to hydrogen and helium, lithium, beryllium, and boron. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/light_element.html ) Elément lourd Elément lourds Heavy element heavy elements éléments lourds heavy element élément lourd En termes astronomiques, un élément lourd est tout élément plus lourd que l'hélium. Les astronomes se réfèrent également à ces éléments comme étant des "métaux" (bien que beaucoup, comme le carbone, ne le sont pas). Les éléments lourds, qui sont essentiels pour la formation de systèmes planétaires et l'évolution de la vie, ne sont formés que par nucléosynthèse à l'intérieur des étoiles. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/heavyel.html ) In astronomical terms, a heavy element is any element heavier than helium. Astronomers also refer to such elements as "metals" (although many, such as carbon, are not). Heavy elements, which are essential for the formation of planetary systems and the evolution of life, are only formed by nucleosynthesis inside stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/heavyel.html ) Elément orbital Elément orbitaux Orbital element orbital elements éléments orbitaux orbital element élément orbital Une orbite elliptique est décrite au moyen de deux plans — le plan de l'orbite et le plan de référence — et de six paramètres appelés éléments orbitaux : le demi-grand axe, l'excentricité, l'inclinaison, la longitude du nœud ascendant, l'argument du périastre et la position de l'objet sur son orbite. Deux de ces paramètres - excentricité et demi-grand axe - définissent la trajectoire dans un plan, trois autres - inclinaison, longitude du nœud ascendant et argument du péricentre - définissent l'orientation du plan dans l'espace et le dernier - instant de passage au péricentre - définit la position de l'objet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite#Param%C3%A8tres_orbitaux ) An orbital element is any one of six elements needed to specify the orbit of an object around a primary body, such as a planet around the Sun or a satellite around the Earth. The semi-major axis (a) and the eccentricity (e) give the size and shape of the orbit, and the inclination (i ) of the object's orbital plane to the ecliptic, the longitude of the ascending node, and the longitude of perihelion specify the orientation of the orbit in space. A sixth quantity determines the position of the object along the orbit at any given time. This can be the time of perihelion passage (T) or the longitude at the epoch. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/orbital_element.html ) Elément trace Elément traces Trace element trace elements éléments à l'états de traces trace element élément à l'état de trace En chimie analytique, une trace désigne un produit présent en très faible quantité. Le terme de trace est en général utilisé lorsque la teneur fait que le composé est difficile à détecter, ou bien lorsque cette teneur est très inférieure aux teneurs "habituelles". La notion de trace peut désigner des teneurs de l'ordre du pour mille (‰ ou 0,1 %), de la partie par million (ppm, mg/L pour les solutions aqueuses) ou de la partie par milliard (ppb, µg/L), voire de la partie par billion (ppt, ng/L), donc des teneurs très variables. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trace_(chimie) ) A trace element is any of a number of elements required by living organisms, in small amounts, to ensure normal growth, development, and maintenance. They do not include the basic elements of organic compounds (carbon, hydrogen, oxygen, and nitrogen) or the other major elements present in quantities greater than about 0.005% (calcium, phosphorus, potassium, sodium, chlorine, sulfur, and magnesium). See essential element. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://en.wikipedia.org/wiki/Trace_element ) Ellipsoid Ellipsoïde ellipsoids ellipsosïde ellipsoid ellipsoïde En mathématiques, et plus précisément en géométrie euclidienne, un ellipsoïde est une surface du second degré de l'espace euclidien à trois dimensions. Il fait donc partie des quadriques, avec pour caractéristique principale de ne pas posséder de point à l'infini. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ellipso%C3%AFde ) A three-dimensional geometric figure resembling a flattened sphere. It is generated by rotating an ellipse around one of its axes. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ellipsoid&formSubmit=Search&showAll=1 ) aplatissement flattening oblateness Ellipticity Ellipticité ellipticities ellipticités ellipticity ellipticité En géométrie, l'aplatissement est la mesure de la compression d'un cercle ou d'une sphère. L’aplatissement d’une planète est une mesure de son "ellipticité"; une sphère a un aplatissement de 0, alors qu’un disque infiniment mince a un aplatissement de 1. Une planète en rotation a une tendance naturelle à s’aplatir, l’effet centrifuge créant un "bourrelet équatorial". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aplatissement ) The degree of divergence of an ellipse from a circle. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ellipticity&formSubmit=Search&showAll=1 ) Emission neutron Emission neutrons Neutron emission neutron emissions émissions de neutrons neutron emission émission de neutrons L'émission de neutron est la réaction (radioactive) par laquelle un isotope (instable) perd (spontanément) un neutron, le poids atomique diminue de un et le numéro atomique est conservé. Par exemple 4H se transforme en 3H. Le rayonnement neutronique est une forme de rayonnement ionisant qui consiste en ces neutrons libres, qui résulte de la fusion ou fission nucléaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89mission_de_neutron ) Neutron emission is a mode of radioactive decay in which one or more neutrons are ejected from a nucleus. It occurs in the most neutron-rich/proton-deficient nuclides, and also from excited states of other nuclides as in photoneutron emission and beta-delayed neutron emission. As only a neutron is lost by this process the number of protons remains unchanged, and an atom does not become an atom of a different element, but a different isotope of the same element. Neutrons are also produced in the spontaneous and induced fission of certain heavy nuclides. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_emission ) Saturn II Saturne II Enceladus Encelade Enceladus Encelade (S II Enceladus) est un satellite naturel de Saturne, découvert par William Herschel en 1789. Il s'agit du sixième satellite de Saturne par la taille et du quatorzième par son éloignement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Encelade_(lune) ) Enceladus is the sixth largest moon of Saturn, discovered by William Herschel on 28 August 1789. It is also known as Saturn II. Enceladus has attracted much interest recently because of the icy plumes that have been seen erupting from cracks near the moon's south pole. These emanations hint at the existence of a body of water just below the surface, which in turn encourages speculation about the possibility of life. Enceladus is one of only three worlds in the Solar System in which active eruptions have been observed (the others being Io and Triton). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/Enceladus.html ) electric potential energy electrostatic energy electrostatic potential energy énergie potentielle électrostatique énergie électrostatique Energie Coulomb electric potential energies electrostatic energies electrostatic potential energies énergies de Coulomb énergies potentielles électrostatiques énergies électrostatiques Coulomb energy énergie de Coulomb L'énergie potentielle à partir de laquelle dérive la force électrostatique répulsive entre deux particules chargées. Par exemple, l'énergie de Coulomb entre deux protons est e²/r ~ 0.5 MeV, ce qui est petit par rapport à l'énergie de liaison moyenne par particule (~ 8 MeV). Cependant, la répulsion de Coulomb devient importante pour les noyaux lourds. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coulomb+energy&formSubmit=Search&showAll=1 ) The potential energy from which derives the repulsive electrostatic force between two charged particles. For example, the Coulomb energy between two protons is e²/r ~ 0.5 MeV, which is small compared with the average binding energy per particle (~ 8 Mev). However the Coulomb repulsion becomes important for heavy nuclei. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coulomb+energy&formSubmit=Search&showAll=1 ) gravitational potential energy Energie gravitationnelle Energie gravitationnelles Gravitational energy gravitational energies gravitational potential energies énergies potentielles gravitationnelles gravitational energy énergie potentielle gravitationnelle L'énergie gravitationnelle ou l'énergie potentielle gravitationnelle est l'énergie potentielle que possède un objet massif par rapport à un autre objet massif en raison de la gravité. Il s'agit de l'énergie potentielle associée au champ gravitationnel, qui est libéré (converti en énergie cinétique) lorsque les objets tombent les uns sur les autres. L'énergie potentielle gravitationnelle augmente lorsque deux objets sont ramenés de plus loin. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_energy ) Gravitational energy or gravitational potential energy is the potential energy a massive object has in relation to another massive object due to gravity. It is the potential energy associated with the gravitational field, which is released (converted into kinetic energy) when the objects fall towards each other. Gravitational potential energy increases when two objects are brought further apart. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_energy ) Energie libre Energie libres Free energy free energies énergies libres free energy énergie libre zero-point energy énergie du point zéro du vide quantique Energie point zéro Energie points zéros Zero point energy zero point energies zero-point energies énergies des points zéros énergies des points zéros des vides quantiques zero point energy énergie du point zéro L'énergie du point zéro est la plus faible énergie possible qu'un système physique quantique puisse avoir ; cela correspond à son énergie quand il est dans son état fondamental, c'est-à-dire lorsque toute autre forme d'énergie a été retirée. Tous les systèmes mécaniques quantiques subissent des fluctuations même quand ils sont à leur état fondamental (auquel est associée une énergie du point zéro), une conséquence de leur nature ondulatoire. Le principe d'incertitude implique que chaque système physique possède un point zéro pour son énergie, supérieure au minimum de son puits de potentiel classique. Aux échelles macroscopiques, cette énergie est négligeable car les fluctuations s'annulent sur de grands volumes. Cette énergie possède cependant des effets physiques microscopiques comme l'effet Casimir, l'émission spontanée de photons par des atomes, la création de paires de particules/antiparticules, ou une agitation minimale des molécules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89nergie_du_point_z%C3%A9ro ) Zero-point energy (ZPE) is the kinetic energ, which, in accordance with the uncertainty principle, is retained by a substance at absolute zero (each component oscillator retaining one half quantum (hν/2) energy). Alternatively, the energy left behind in a volume of space after all the matter and radiation has been removed. Zero-point energy (ZPE), also known as vacuum fluctuation energy, is predicted by quantum mechanics and gives rise to some measurable phenomena such as the Lamb shift and the Casimir effect. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Z/ZPE.html ) phantom energy Dark energy Energie sombre Energie sombres dark energies phantom energies énergies sombres dark energy énergie sombre En cosmologie, l'énergie noire ou énergie sombre (en anglais : dark energy) est une forme d'énergie hypothétique remplissant uniformément tout l'Univers et dotée d'une pression négative, elle se comporte comme une force gravitationnelle répulsive. L'existence de l'énergie noire est nécessaire pour expliquer, dans le cadre du modèle standard ΛCDM, diverses observations astrophysiques, notamment l'accélération de l'expansion de l'Univers détectée au tournant du XXIe siècle. L'énergie noire ne doit pas être confondue avec la matière noire qui, au contraire, ne remplit pas uniformément l'Univers et qui interagit normalement (forces attractives) avec la gravitation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89nergie_noire ) A hypothetical form of energy that fills all the space and tends to increase the rate of expansion of the Universe. Assuming the existence of dark energy is a way to explain recent observations that the Universe appears to be expanding at an increasing rate. Dark energy seems to be a kind of anti-gravity force and is supposed to be related to vacuum energy. Where gravity pulls things together at the more local level, dark energy tears them apart on the grander scale. The acceleration equation, one of Einstein's equations for the homogeneous Universe, indicates that if the Universe is accelerating, the pressure of the driving component should be strongly negative. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=dark+energy&formSubmit=Search&showAll=1 ) Canonical ensemble Ensemble canonique Ensemble canoniques canonical ensembles ensembles canoniques canonical ensemble ensemble canonique En physique statistique, l’ensemble (ou situation) canonique est un ensemble statistique introduit par le physicien américain Josiah Willard Gibbs. Il correspond au cas d'un système physique de volume V donné et contenant un nombre fixe N de particules, en interaction avec un autre système, appelé réservoir ou thermostat, beaucoup plus grand que le système considéré et avec lequel il peut échanger de l'énergie mais pas de matière. Le thermostat se comporte comme un réservoir supposé infini d'énergie, la réunion des deux systèmes étant considérée comme isolée. Le couplage entre le système étudié et le réservoir est considéré comme faible, c'est-à-dire que l'état du réservoir n'est pas modifié quels que soient les échanges d'énergie entre lui et le système. Un exemple d'une telle situation peut être donné par une bouteille d'eau fermée et plongée dans une piscine : cette dernière constitue le réservoir. Il est clair que même si la bouteille est initialement à une température beaucoup plus basse, ou plus élevée, que celle de la piscine, elle n'influencera pas de façon mesurable la température de la piscine. La notion de réservoir est relative, ainsi une tasse de thé chaud pourra être approximativement considérée comme un réservoir pour une tranche de citron plongée dedans mais certainement pas pour toute la pièce dans laquelle elle se trouve, qui pourra à l'inverse être considérée comme le réservoir vis-à-vis du système constitué par la tasse de thé (et la tranche de citron). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ensemble_canonique ) In statistical mechanics, a canonical ensemble is the statistical ensemble that represents the possible states of a mechanical system in thermal equilibrium with a heat bath at a fixed temperature. The system can exchange energy with the heat bath, so that the states of the system will differ in total energy. The principal thermodynamic variable of the canonical ensemble, determining the probability distribution of states, is the absolute temperature (symbol: T). The ensemble typically also depends on mechanical variables such as the number of particles in the system (symbol: N) and the system's volume (symbol: V), each of which influence the nature of the system's internal states. An ensemble with these three parameters is sometimes called the NVT ensemble. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Canonical_ensemble ) Ensemble microcanonique Ensemble microcanoniques Microcanonical ensemble ensembles microcanoniques microcanonical ensembles ensemble microcanonique microcanonical ensemble En physique statistique, l'ensemble microcanonique est un ensemble statistique constitué des répliques fictives d'un système réel pouvant être considéré comme isolé, par suite dont l'énergie (E), le volume (V) et le nombre de particules (N) sont fixés. Cet ensemble statistique a une importance particulière, car c'est à partir de celui-ci que le postulat de la physique statistique est défini. Cet ensemble permet aussi de déterminer les ensembles canonique et grand-canonique, à l'aide d'échanges d'énergie et/ou de particules avec un réservoir. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ensemble_microcanonique ) In statistical mechanics, the microcanonical ensemble is a statistical ensemble that represents the possible states of a mechanical system whose total energy is exactly specified. The system is assumed to be isolated in the sense that it cannot exchange energy or particles with its environment, so that (by conservation of energy) the energy of the system does not change with time. The primary macroscopic variables of the microcanonical ensemble are the total number of particles in the system (symbol: N), the system's volume (symbol: V), as well as the total energy in the system (symbol: E). Each of these is assumed to be constant in the ensemble. For this reason, the microcanonical ensemble is sometimes called the NVE ensemble. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Microcanonical_ensemble ) Entropie Entropy entropies entropies entropie entropy Le terme entropie a été introduit en 1865 par Rudolf Clausius à partir d'un mot grec signifiant "transformation". Il caractérise le degré de désorganisation, ou d'imprédictibilité, du contenu en information d'un système. En thermodynamique classique, l'entropie est une fonction d'état extensive (c'est-à-dire dépendante de la masse ou du volume de matière), introduite en 18652 par Rudolf Clausius dans le cadre du deuxième principe de la thermodynamique, d'après les travaux de Sadi Carnot. Clausius a montré que le rapport Q/T où Q est la quantité de chaleur reçue par un système thermodynamique et T sa température thermodynamique) est inférieur ou égal à la variation d'une fonction d’état qu'il a appelée entropie, notée S, et dont l'unité est le joule par kelvin (J/K). La thermodynamique statistique a ensuite fourni un nouvel éclairage à cette grandeur physique abstraite : elle peut être interprétée comme la mesure du degré de désordre d'un système au niveau microscopique. Plus l'entropie du système est élevée, moins ses éléments sont ordonnés, liés entre eux, capables de produire des effets mécaniques, et plus grande est la part de l'énergie inutilisable pour l'obtention d'un travail ; c'est-à-dire libérée de façon incohérente. Ludwig Boltzmann a exprimé l'entropie statistique en fonction du nombre Ω d’états microscopiques, ou nombre de complexions (également nombre de configurations), définissant l’état d'équilibre d'un système donné au niveau macroscopique : S = k_B ln Ω (formule de Boltzmann, où k_B est la constante de Boltzmann). Cette nouvelle définition de l'entropie n'est pas contradictoire avec celle de Clausius. Les deux expressions résultent simplement de deux points de vue différents, selon que l'on considère le système thermodynamique au niveau macroscopique ou au niveau microscopique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Entropie_(thermodynamique) ) Entropy is a scientific concept, as well as a measurable physical property, that is most commonly associated with a state of disorder, randomness, or uncertainty. The term and the concept are used in diverse fields, from classical thermodynamics, where it was first recognized, to the microscopic description of nature in statistical physics, and to the principles of information theory. It has found far-ranging applications in chemistry and physics, in biological systems and their relation to life, in cosmology, economics, sociology, weather science, climate change, and information systems including the transmission of information in telecommunication. The thermodynamic concept was referred to by Scottish scientist and engineer William Rankine in 1850 with the names thermodynamic function and heat-potential. In 1865, German physicist Rudolf Clausius, one of the leading founders of the field of thermodynamics, defined it as the quotient of an infinitesimal amount of heat to the instantaneous temperature. He initially described it as transformation-content, in German Verwandlungsinhalt, and later coined the term entropy from a Greek word for transformation. Referring to microscopic constitution and structure, in 1862, Clausius interpreted the concept as meaning disgregation. A consequence of entropy is that certain processes are irreversible or impossible, aside from the requirement of not violating the conservation of energy, the latter being expressed in the first law of thermodynamics. Entropy is central to the second law of thermodynamics, which states that the entropy of isolated systems left to spontaneous evolution cannot decrease with time, as they always arrive at a state of thermodynamic equilibrium, where the entropy is highest. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Entropy ) 2022-10-06 circumstellar cloud circumstellar envelope circumstellar matter matière circumstellaire nuage circumstellaire Circumstellar shell Enveloppe circumstellaire Enveloppe circumstellaires circumstellar clouds circumstellar envelopes circumstellar matters circumstellar shells enveloppes circumstellaires matières circumstellaires nuages circumstellaires circumstellar shell enveloppe circumstellaire Une enveloppe de poussière, de molécules et de gaz neutre autour d'une étoile évoluée résultant d'une phase intense de perte de masse, telle que la phase de la branche géante asymptotique pour les étoiles de masse faible et intermédiaire et les LBV (variables bleues lumineuses) ou les supernovae pour les étoiles massives. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=circumstellar+shell&formSubmit=Search&showAll=1 ) A shell of dust, molecules, and neutral gas around an evolved star resulting from an intensive mass loss phase, such as the asymptotic giant branch phase for low- and intermediate mass stars and LBVs or supernovae for massive stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=circumstellar+shell&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 2022-10-06 stellar types type stellaires stellar type type stellaire convective envelope Convective shell Enveloppe convective Enveloppe convectives convective envelopes convective shells enveloppes convectives convective shell enveloppe convective Une enveloppe convective est une région à l'intérieur d'une étoile où l'énergie est transportée principalement par convection. Dans le Soleil, l'enveloppe convective commence juste en dessous de la photosphère et s'étend sur environ 180 000 km (environ un cinquième de rayon solaire); elle représente environ 2/3 du volume du Soleil, mais seulement environ 1/60 de la masse du Soleil. On pense que la température à l'intérieur de cette couche varie entre 2 millions et 6 500 K, et la densité entre 100 fois plus et 4 000 fois moins que celle de l'air à la surface de la Terre. Dans les étoiles moins massives que le Soleil, l'enveloppe convective s'étend à des profondeurs relativement beaucoup plus grandes, et dans les étoiles de moins de 0.4 masse solaire, le transport d'énergie est entièrement convectif. Dans les étoiles de masse élevée, cependant, l'enveloppe convective est beaucoup plus petite ou est entièrement remplacée par une enveloppe radiative. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/convective_envelope.html ) A convective envelope is a region inside a star where energy is transported mainly by convection. In the Sun, the convective envelope begins just below the photosphere and extends down for about 180,000 km (about a fifth of a solar radius); it accounts for about 2/3 of the Sun's volume but only about 1/60 of the Sun's mass. The temperature inside this layer is thought to vary between 2 million and 6,500 K, and the density between 100 times more and 4,000 times less than that of air at Earth's surface. In stars less massive than the Sun, the convective envelope extends down to comparatively much greater depths, and in stars of less than 0.4 solar mass energy transport is entirely convective. In high mass stars, however, the convective envelope is much smaller or is entirely replaced by a radiative envelope. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/convective_envelope.html ) dust envelope dusty envelope dusty shell Dust shell Enveloppe poussière Enveloppe poussières dust envelopes dust shells dusty envelopes dusty shells enveloppes de poussières dust shell enveloppe de poussière 2022-09-21 optical depth profondeur optique Epaisseur optique Epaisseur optiques Optical thickness optical depths optical thicknesses profondeurs optiques épaisseurs optiques optical thickness épaisseur optique L’épaisseur optique ou profondeur optique d'une couche atmosphérique mesure le degré de transparence du milieu. Elle est définie comme étant le logarithme naturel de la fraction de rayonnement électromagnétique (ou de lumière) absorbée par les composants de la couche traversée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89paisseur_optique ) In physics, optical depth or optical thickness is the natural logarithm of the ratio of incident to transmitted radiant power through a material. Thus, the larger the optical depth, the smaller the amount of transmitted radiant power through the material. Spectral optical depth or spectral optical thickness is the natural logarithm of the ratio of incident to transmitted spectral radiant power through a material. Optical depth is dimensionless, and in particular is not a length, though it is a monotonically increasing function of optical path length, and approaches zero as the path length approaches zero. The use of the term "optical density" for optical depth is discouraged. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Optical_depth ) North Polar Spur Eperon galactique Eperon galactiques Galactic spur galactic spurs éperons galactiques galactic spur éperon galactique L'une des plus grandes structures cohérentes du ciel radio, se projetant du plan galactique à la longitude galactique l~20° et s'étendant à une latitude galactique très élevée b~+ 80°. Il a été identifié pour la première fois dans les études radio à basse fréquence dans les années 1950. L'éperon est également proéminent dans les rayons X mous. Son origine et sa nature ont longtemps été débattus. Cependant, la cause ce phénomène n'est pas bien compris. Cela pourrait être dû à une combinaison d'associations OB et d'explosions de supernovae. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=North+Polar+Spur&formSubmit=Search&showAll=1 ) One of the largest coherent structures in the radio sky, projecting from the Galactic plane at Galactic longitude l ~ 20° and extending to a very high Galactic latitude b ~ +80°. It was first identified in low frequency radio surveys in the 1950s. The spur is also prominent in soft X-rays. Its origins and nature have long been debated. However, what causes this phenomena is not well understood. It may be due to a combination of OB associations and supernova explosions. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=North+Polar+Spur&formSubmit=Search&showAll=1 ) ephemerides Ephemerides Ephéméride ephemerides éphémérides ephemeris éphéméride En astronomie, les éphémérides (du grec ἐφημερίς, journal, agenda) sont des tables astronomiques par lesquelles on détermine, pour chaque jour, la valeur d'une grandeur caractéristique d'un objet céleste, notamment les positions des planètes, de leurs satellites, de la Lune, du Soleil, des étoiles, des comètes, voire d'un satellite artificiel de positionnement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89ph%C3%A9m%C3%A9ride_(astronomie) ) In astronomy and celestial navigation, an ephemeris (pl. ephemerides; from Latin ephemeris 'diary', and Greek ἐφημερίς (ephemeris) 'diary, journal') is a book with tables that gives the trajectory of naturally occurring astronomical objects as well as artificial satellites in the sky, i.e., the position (and possibly velocity) over time. Historically, positions were given as printed tables of values, given at regular intervals of date and time. The calculation of these tables was one of the first applications of mechanical computers. Modern ephemerides are often provided in electronic form. However, printed ephemerides are still produced, as they are useful when computational devices are not available. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ephemeris ) Saturn XI Saturne XI Epimetheus Epimetheus Epiméthée Épiméthée (S XI Epimetheus) est le cinquième satellite naturel de Saturne. Son nom vient d'Épiméthée, un Titan de la mythologie grecque, fils de Japet et frère d'Atlas et de Prométhée (tous les trois des noms d'autres lunes de Saturne). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89pim%C3%A9th%C3%A9e_(lune) ) Epimetheus is an inner moon of Saturn. It was discovered in 1980 from photos taken by Voyager 1 and is also known as Saturn XI. Epimetheus is located between Saturn's F- and G-rings and shares the same orbit as Janus. Normally separated by about 50 km, every 4 years these two satellites approach each other, exchange a small amount of momentum, and swap places. It is possible that they formed from the break-up of a single parent object. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/Epimetheus.html ) Equateur géomagnétique Equateur géomagnétiques Geomagnetic equator geomagnetic equators équateurs géomagnétiques geomagnetic equator équateur géomagnétique Equation Abel équations d'Abel Abel equation équation d'Abel L'équation d'Abel, d'après le nom de Niels Henrik Abel, est un type d'équation fonctionnelle de la forme f(h(x))=h(x+1) ou α(f(x))=α(x)+1. Les formes sont équivalentes lorsque α est inversible. h ou α contrôlent l'itération de f. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Abel_equation ) The Abel equation, named after Niels Henrik Abel, is a type of functional equation of the form f(h(x))=h(x+1) or α(f(x))=α(x)+1. The forms are equivalent when α is invertible. h or α control the iteration of f. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Abel_equation ) Equation Boltzmann équations de Boltzmann Boltzmann equation équation de Boltzmann L' équation de Boltzmann ou équation de transport de Boltzmann décrit le comportement statistique d'un système thermodynamique hors état d' équilibre, conçue par Ludwig Boltzmann en 1872. L'exemple classique d'un tel système est un fluide avec des gradients de température dans l'espace provoquant un flux de chaleur des régions les plus chaudes vers les plus froides, par le transport aléatoire mais orienté des particules composant ce fluide. Dans la littérature moderne, le terme équation de Boltzmann est souvent utilisé dans un sens plus général, se référant à toute équation cinétique décrivant le changement d'une quantité macroscopique dans un système thermodynamique, comme l'énergie, la charge ou le nombre de particules, que ce soit dans un cadre classique, semi-classique ou relativiste. Par exemple on a une équation de Boltzmann décrivant le transport de particules comme les photons (transfert radiatif) ou de pseudo-particules comme les phonons. L'équation de Boltzmann est une des équations les plus importantes de la physique par l'étendue de ses applications (par exemple en mécanique des fluides) et par ses implications épistémologiques, en donnant un caractère universel au concept d'entropie introduit par Clausius en thermodynamique. Elle jette un pont entre la physique microscopique (comportement individuel des composants d'un système) et la physique macroscopique (propriétés collectives comme l'énergie thermique, la viscosité, la conductivité électrique, etc.). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Boltzmann ) The Boltzmann equation or Boltzmann transport equation (BTE) describes the statistical behaviour of a thermodynamic system not in a state of equilibrium, devised by Ludwig Boltzmann in 1872. The classic example of such a system is a fluid with temperature gradients in space causing heat to flow from hotter regions to colder ones, by the random but biased transport of the particles making up that fluid. In the modern literature the term Boltzmann equation is often used in a more general sense, referring to any kinetic equation that describes the change of a macroscopic quantity in a thermodynamic system, such as energy, charge or particle number. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Boltzmann_equation ) Burgers model Equation Burgers équations de Burgers Burgers equation équation de Burgers L'équation de Burgers est une équation aux dérivées partielles issue de la mécanique des fluides. Elle apparaît dans divers domaines des mathématiques appliquées, comme la modélisation de la dynamique des gaz, de l'acoustique ou du trafic routier. Elle doit son nom à Johannes Martinus Burgers qui l'a discutée en 1948. Elle apparaît dans des travaux antérieurs de Andrew Russel Forsyth et Harry Bateman. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Burgers ) Burgers' equation or Bateman–Burgers equation is a fundamental partial differential equation and convection–diffusion equation occurring in various areas of applied mathematics, such as fluid mechanics, nonlinear acoustics, gas dynamics, and traffic flow. The equation was first introduced by Harry Bateman in 1915 and later studied by Johannes Martinus Burgers in 1948. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Burgers%27_equation ) Equation champ Equation champs Field equation field equations équations des champs field equation équation du champ En physique théorique et mathématiques appliquées, une équation du champ est une équation différentielle partielle qui détermine la dynamique d'un champ physique, en particulier l'évolution temporelle et la distribution spatiale du champ. Les solutions de l'équation sont des fonctions mathématiques qui correspondent directement au champ, comme fonctions du temps et de l'espace. Étant donné que l'équation du champ est une équation différentielle partielle, il existe des familles de solutions qui représentent une variété de possibilités physiques. Habituellement, il n'y a pas seulement une seule équation, mais un ensemble d'équations couplées qui doivent être résolues simultanément. Les équations du champ ne sont pas des équations différentielles ordinaires car un champ dépend de l'espace et du temps, ce qui nécessite au moins deux variables. Alors que "l'équation d'onde", "l'équation de diffusion" et "l'équation de continuité" ont toutes des formes standard (et divers cas ou généralisations spéciaux), il n'existe pas d'équation spéciale unique appelée "l'équation de champ". (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Field_equation ) In theoretical physics and applied mathematics, a field equation is a partial differential equation which determines the dynamics of a physical field, specifically the time evolution and spatial distribution of the field. The solutions to the equation are mathematical functions which correspond directly to the field, as functions of time and space. Since the field equation is a partial differential equation, there are families of solutions which represent a variety of physical possibilities. Usually, there is not just a single equation, but a set of coupled equations which must be solved simultaneously. Field equations are not ordinary differential equations since a field depends on space and time, which requires at least two variables. Whereas the "wave equation", the "diffusion equation", and the "continuity equation" all have standard forms (and various special cases or generalizations), there is no single, special equation referred to as "the field equation". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Field_equation ) Einstein equation équation d'Einstein Equation champ Einstein Equation champs Einstein équations d'Einstein équations des champs d'Einstein Einstein field equation équation du champ d'Einstein L’équation d'Einstein ou équation de champ d'Einstein (en anglais, Einstein field equation ou EFE), publiée par Albert Einstein, pour la première fois le 25 novembre 1915, est l'équation aux dérivées partielles principale de la relativité générale. C'est une équation dynamique qui décrit comment la matière et l'énergie modifient la géométrie de l'espace-temps. Cette courbure de la géométrie autour d'une source de matière est alors interprétée comme le champ gravitationnel de cette source. Le mouvement des objets dans ce champ est décrit très précisément par l'équation de sa géodésique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_d%27Einstein ) In the general theory of relativity, the Einstein field equations (EFE; also known as Einstein's equations) relate the geometry of spacetime to the distribution of matter within it. The equations were published by Einstein in 1915 in the form of a tensor equation which related the local spacetime curvature (expressed by the Einstein tensor) with the local energy, momentum and stress within that spacetime (expressed by the stress–energy tensor). Analogously to the way that electromagnetic fields are related to the distribution of charges and currents via Maxwell's equations, the EFE relate the spacetime geometry to the distribution of mass–energy, momentum and stress, that is, they determine the metric tensor of spacetime for a given arrangement of stress–energy–momentum in the spacetime. The relationship between the metric tensor and the Einstein tensor allows the EFE to be written as a set of nonlinear partial differential equations when used in this way. The solutions of the EFE are the components of the metric tensor. The inertial trajectories of particles and radiation (geodesics) in the resulting geometry are then calculated using the geodesic equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Einstein_field_equations ) transport equation équation de transport Continuity equation Equation continuité Equation continuités continuity equations transport equations équations de continuités équations de transports continuity equation équation de continuité En mécanique des fluides, le principe de conservation de la masse peut être décrit par l'équation de continuité sous plusieurs formes différentes : locale conservative (dérivée en temps normale), locale non conservative (la dérivée en temps suit la particule dans son mouvement), ou intégrale. Suivant les problèmes posés, c'est l'une ou l'autre de ces équations qui pourra être retenue, toutes étant équivalentes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_continuit%C3%A9 ) A continuity equation or transport equation is an equation that describes the transport of some quantity. It is particularly simple and powerful when applied to a conserved quantity, but it can be generalized to apply to any extensive quantity. Since mass, energy, momentum, electric charge and other natural quantities are conserved under their respective appropriate conditions, a variety of physical phenomena may be described using continuity equations. Continuity equations are a stronger, local form of conservation laws. For example, a weak version of the law of conservation of energy states that energy can neither be created nor destroyed—i.e., the total amount of energy in the universe is fixed. This statement does not rule out the possibility that a quantity of energy could disappear from one point while simultaneously appearing at another point. A stronger statement is that energy is locally conserved: energy can neither be created nor destroyed, nor can it "teleport" from one place to another—it can only move by a continuous flow. A continuity equation is the mathematical way to express this kind of statement. For example, the continuity equation for electric charge states that the amount of electric charge in any volume of space can only change by the amount of electric current flowing into or out of that volume through its boundaries. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Continuity_equation ) PDE Equation dérivée partielle Equation dérivées partielles Partial differential equation partial differential equations équations aux dérivées partielles partial differential equation équation aux dérivées partielles En mathématiques, plus précisément en calcul différentiel, une équation aux dérivées partielles (parfois appelée équation différentielle partielle et abrégée en EDP) est une équation différentielle dont les solutions sont les fonctions inconnues dépendant de plusieurs variables vérifiant certaines conditions concernant leurs dérivées partielles. Une EDP a souvent de très nombreuses solutions, les conditions étant moins strictes que dans le cas d'une équation différentielle ordinaire à une seule variable ; les problèmes comportent souvent des conditions aux limites qui restreignent l'ensemble des solutions. Alors que les ensembles de solutions d'une équation différentielle ordinaire sont paramétrées par un ou plusieurs paramètres correspondant aux conditions supplémentaires, dans le cas des EDP, les conditions aux limites se présentent plutôt sous la forme de fonction ; intuitivement cela signifie que l'ensemble des solutions est beaucoup plus grand, ce qui est vrai dans la quasi-totalité des problèmes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_aux_d%C3%A9riv%C3%A9es_partielles ) In mathematics, a partial differential equation (PDE) is an equation which imposes relations between the various partial derivatives of a multivariable function. The function is often thought of as an "unknown" to be solved for, similarly to how x is thought of as an unknown number to be solved for in an algebraic equation like x²− 3x + 2 = 0. However, it is usually impossible to write down explicit formulas for solutions of partial differential equations. There is, correspondingly, a vast amount of modern mathematical and scientific research on methods to numerically approximate solutions of certain partial differential equations using computers. Partial differential equations also occupy a large sector of pure mathematical research, in which the usual questions are, broadly speaking, on the identification of general qualitative features of solutions of various partial differential equations, such as existence, uniqueness, regularity, and stability. Among the many open questions are the existence and smoothness of solutions to the Navier–Stokes equations, named as one of the Millennium Prize Problems in 2000. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Partial_differential_equation ) Difference equation Equation différences difference equations équations aux différences difference equation équation aux différences En mathématiques, une équation aux différences est l'analogue d'une équation différentielle, où les dérivées sont remplacées par des opérateurs de différence finie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_aux_diff%C3%A9rences ) A difference equation is an equation that describes how something changes in discrete time steps. In the calculus of finite differences, a difference equation plays a role analogous to that played by a differential equation in calculus. The calculus of finite differences deals with discrete quantities; unlike calculus which deals with continuous quantities. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/difference_equation.html ) ODE Differential equation Equation différentielle Equation différentielles differential equations équations différentielles differential equation équation différentielle En mathématiques, une équation différentielle est une équation dont la ou les inconnues sont des fonctions ; elle se présente sous la forme d'une relation entre ces fonctions inconnues et leurs dérivées successives. C'est un cas particulier d'équation fonctionnelle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_diff%C3%A9rentielle ) In mathematics, a differential equation is an equation that relates one or more unknown functions and their derivatives. In applications, the functions generally represent physical quantities, the derivatives represent their rates of change, and the differential equation defines a relationship between the two. Such relations are common; therefore, differential equations play a prominent role in many disciplines including engineering, physics, economics, and biology. Mainly the study of differential equations consists of the study of their solutions (the set of functions that satisfy each equation), and of the properties of their solutions. Only the simplest differential equations are solvable by explicit formulas; however, many properties of solutions of a given differential equation may be determined without computing them exactly. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Differential_equation ) Equation différentielle linéaire Equation différentielles linéaires Linear differential equation linear differential equations équations différentielles linéaires linear differential equation équation différentielle linéaire Une équation différentielle linéaire est un cas particulier d'équation différentielle pour lequel on peut appliquer des procédés de superposition de solutions, et exploiter des résultats d'algèbre linéaire. De nombreuses équations différentielles de la physique vérifient la propriété de linéarité. De plus, les équations différentielles linéaires apparaissent naturellement en perturbant une équation différentielle (non linéaire) autour d'une de ses solutions. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_diff%C3%A9rentielle_lin%C3%A9aire ) In mathematics, a linear differential equation is a differential equation that is defined by a linear polynomial in the unknown function and its derivatives. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Linear_differential_equation ) non-linear differential equation Equation différentielle non linéaire Equation différentielles nons linéaires Nonlinear differential equation non linear differential equation non linear differential equations non-linear differential equations nonlinear differential equations équations différentielles nons linéaires nonlinear differential equation équation différentielle non linéaire Diffusion equation Equation diffusion Equation diffusions diffusion equations équations de diffusions diffusion equation équation de diffusion L'équation de diffusion est une équation aux dérivées partielles. En physique, elle décrit le comportement du déplacement collectif de particules (molécules, atomes, photons. neutrons, etc.) ou de quasi-particules comme les phonons dans un milieu causé par le mouvement aléatoire de chaque particule lorsque les échelles de temps et d'espace macroscopiques sont grandes devant leurs homologues microscopiques. Dans le cas contraire le problème est décrit par l'équation de Boltzmann. En mathématiques, l'une ou l'autre de ces descriptions s'applique à tout sujet relevant du processus de Markov comme dans d'autres champs, telles que les sciences matérielles, la science de l’information, de la vie, sociales, etc. On parle alors plutôt de processus brownien. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_diffusion ) The diffusion equation is a parabolic partial differential equation. In physics, it describes the macroscopic behavior of many micro-particles in Brownian motion, resulting from the random movements and collisions of the particles. In mathematics, it is related to Markov processes, such as random walks, and applied in many other fields, such as materials science, information theory, and biophysics. The diffusion equation is a special case of the convection–diffusion equation, when bulk velocity is zero. It is equivalent to the heat equation under some circumstances (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Diffusion_equation ) Equation Dirac équations de Dirac Dirac equation équation de Dirac L'équation de Dirac est une équation formulée par Paul Dirac en 1928 dans le cadre de sa mécanique quantique relativiste de l'électron. Il s'agit au départ d'une tentative pour incorporer la relativité restreinte à des modèles quantiques, avec une écriture linéaire entre la masse et l'impulsion. Cette équation décrit le comportement de particules élémentaires de spins demi-entiers, comme les électrons. Dirac cherchait à transformer l'équation de Schrödinger afin de la rendre invariante par l'action du groupe de Lorentz, en d'autre termes à la rendre compatible avec les principes de la relativité restreinte. Cette équation prend en compte de manière naturelle la notion de spin introduite peu de temps avant et permit de prédire l'existence des antiparticules. En effet, outre la solution correspondant à l'électron, il découvre une nouvelle solution correspondant à une particule de charge et autres nombres quantiques opposés à celle de l'électron. En 1932, Carl David Anderson, alors qu'il étudiait le rayonnement cosmique (sans lien avec les travaux de Dirac), observe, avec une chambre à brouillard, une particule de charge opposée à celle de l'électron et de masse bien inférieure à celle du proton (seule particule chargée positivement connue à l'époque). Cette particule s'avéra par la suite être celle conjecturée par Dirac, le positron. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Dirac ) In particle physics, the Dirac equation is a relativistic wave equation derived by British physicist Paul Dirac in 1928. In its free form, or including electromagnetic interactions, it describes all spin-1⁄2 massive particles, called "Dirac particles", such as electrons and quarks for which parity is a symmetry. It is consistent with both the principles of quantum mechanics and the theory of special relativity, and was the first theory to account fully for special relativity in the context of quantum mechanics. It was validated by accounting for the fine structure of the hydrogen spectrum in a completely rigorous way. The equation also implied the existence of a new form of matter, antimatter, previously unsuspected and unobserved and which was experimentally confirmed several years later. It also provided a theoretical justification for the introduction of several component wave functions in Pauli's phenomenological theory of spin. The wave functions in the Dirac theory are vectors of four complex numbers (known as bispinors), two of which resemble the Pauli wavefunction in the non-relativistic limit, in contrast to the Schrödinger equation which described wave functions of only one complex value. Moreover, in the limit of zero mass, the Dirac equation reduces to the Weyl equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dirac_equation ) Dyson Schwinger equation Equation Dyson Schwinger équation de Dyson Schwinger équations de Dyson Schwinger équations de Dyson-Schwinger Dyson-Schwinger equation équation de Dyson-Schwinger Les équations de Schwinger-Dyson (SDE) ou Dyson-Schwinger, nommées d'après Julian Schwinger et Freeman Dyson, sont des relations générales entre les fonctions de corrélation dans les théories quantique des champs (QFTS). Elles sont également appelées les équations d'Euler-Lagrange des théories quantiques de champs, car ce sont les équations de mouvement correspondant à la fonction de Green. Elles forment un ensemble d'équations différentielles fonctionnelles, toutes couplées les unes aux autres, parfois appelées la tour infinie des SDE. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Schwinger%E2%80%93Dyson_equation ) The Schwinger–Dyson equations (SDEs) or Dyson–Schwinger equations, named after Julian Schwinger and Freeman Dyson, are general relations between correlation functions in quantum field theories (QFTs). They are also referred to as the Euler–Lagrange equations of quantum field theories, since they are the equations of motion corresponding to the Green's function. They form a set of infinitely many functional differential equations, all coupled to each other, sometimes referred to as the infinite tower of SDEs. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Schwinger%E2%80%93Dyson_equation ) Shallow water model Shallow water system équation de Barré de Saint-Venant Equation eau peu profonde Equation eaux peus profondes Shallow water equation shallow water equations équation de Barré de Saint Venant équations de Barré de Saint Venant équations de Barré de Saint-Venant équations en eaux peus profondes shallow water equation équation en eau peu profonde Les écoulements quasi-unidimensionnels, par exemple ceux des cours d'eau, sont décrits par les équations de Barré de Saint-Venant obtenues par Adhémar Barré de Saint-Venant en 1871 et précisées en 1888. Par extension cette appellation a été étendue aux écoulements en eau peu profonde (en anglais shallow water) qui correspondent à des problèmes quasi-bidimensionnels. On les rencontre en géophysique par exemple pour décrire les courants de marée. À ces phénomènes sont associées des ondes (onde de Rossby, onde de Kelvin, onde de Poincaré, mascaret, tsunami, onde de crue) dont l'étude de certaines d'entre elles est antérieure à 1850. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quations_de_Barr%C3%A9_de_Saint-Venant ) The shallow-water equations (SWE) are a set of hyperbolic partial differential equations (or parabolic if viscous shear is considered) that describe the flow below a pressure surface in a fluid (sometimes, but not necessarily, a free surface). The shallow-water equations in unidirectional form are also called Saint-Venant equations, after Adhémar Jean Claude Barré de Saint-Venant. The equations are derived from depth-integrating the Navier–Stokes equations, in the case where the horizontal length scale is much greater than the vertical length scale. Under this condition, conservation of mass implies that the vertical velocity scale of the fluid is small compared to the horizontal velocity scale. It can be shown from the momentum equation that vertical pressure gradients are nearly hydrostatic, and that horizontal pressure gradients are due to the displacement of the pressure surface, implying that the horizontal velocity field is constant throughout the depth of the fluid. Vertically integrating allows the vertical velocity to be removed from the equations. The shallow-water equations are thus derived. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Shallow_water_equations ) Equation Ernst équations d'Ernst Ernst equation équation d'Ernst En mathématiques, l'équation d'Ernst est une équation différentielle partielle non linéaire intégrable, du nom du physicien américain Frederick J. Ernst. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Ernst_equation ) In mathematics, the Ernst equation is an integrable non-linear partial differential equation, named after the American physicist Frederick J. Ernst . (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ernst_equation ) Equation état Equation états Equations of state equations of state équations d'états equation of state équation d'état En physique, et plus particulièrement en thermodynamique, une équation d'état d'un système à l'équilibre thermodynamique est une relation entre différents paramètres physiques (appelés variables d'état) qui déterminent son état. Il peut s'agir par exemple d'une relation entre sa température, sa pression et son volume. À partir de l'équation d'état caractéristique d'un système physique, il est possible de déterminer la totalité des quantités thermodynamiques décrivant ce système et par suite de prédire ses propriétés. Les équations d'état sont généralement restreintes à un type de comportement ou de phénomènes physiques donnés. Un même corps peut donc avoir plusieurs équations d'état, concernant par exemple son état magnétique ou son état thermodynamique. Pour qu'un corps puisse être caractérisé par une équation d'état à un instant donné, il faut que l'état de ce corps dépende uniquement des valeurs prises par les paramètres à cet instant. Les corps présentant un phénomène d'hystérésis ne peuvent donc pas être caractérisés par une équation d'état. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_d%27%C3%A9tat ) In physics, chemistry, and thermodynamics, an equation of state is a thermodynamic equation relating state variables, which describe the state of matter under a given set of physical conditions, such as pressure, volume, temperature, or internal energy. Most modern equations of state are formulated in the Helmholtz free energy. Equations of state are useful in describing the properties of pure substances and mixtures in liquids, gases, and solid states as well as the state of matter in the interior of stars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equation_of_state ) Equation Euler équations d'Euler Euler equation équation d'Euler En mécanique des fluides, les équations d'Euler sont des équations aux dérivées partielles non linéaires qui décrivent l'écoulement des fluides (liquide ou gaz) dans l’approximation des milieux continus. Ces écoulements sont adiabatiques, sans échange de quantité de mouvement par viscosité ni d'énergie par conduction thermique. L'histoire de ces équations remonte à Leonhard Euler qui les a établies pour des écoulements incompressibles (1757). La relation avec la thermodynamique est due à Pierre-Simon de Laplace (1816) et l'explication des discontinuités à Bernhard Riemann (1860) dont les travaux ont précédé ceux de Rankine et Hugoniot. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quations_d%27Euler ) In fluid dynamics, the Euler equations are a set of quasilinear partial differential equations governing adiabatic and inviscid flow. They are named after Leonhard Euler. In particular, they correspond to the Navier–Stokes equations with zero viscosity and zero thermal conductivity. The Euler equations can be applied to incompressible or compressible flow. The incompressible Euler equations consist of Cauchy equations for conservation of mass and balance of momentum, together with the incompressibility condition that the flow velocity is a solenoidal field. The compressible Euler equations consist of equations for conservation of mass, balance of momentum, and balance of energy, together with a suitable constitutive equation for the specific energy density of the fluid. Historically, only the equations of conservation of mass and balance of momentum were derived by Euler. However, fluid dynamics literature often refers to the full set of the compressible Euler equations – including the energy equation – as "the compressible Euler equations". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Euler_equations_(fluid_dynamics) ) 2022-09-29 Equation Euler Lagrange Euler Lagrange equation équation d'Euler Lagrange équations d'Euler Lagrange équations d'Euler-Lagrange Euler-Lagrange equation équation d'Euler-Lagrange En mécanique classique et dans le calcul des variations, les équations d'Euler-Lagrange sont un système d'équations différentielles ordinaires du second ordre dont les solutions sont des points stationnaires d'une fonctionnelle d'action donnée. Les équations ont été découvertes dans les années 1750 par le mathématicien suisse Leonhard Euler et le mathématicien italien Joseph-Louis LaGrange. Étant donné qu'une fonctionnelle différentable est stationnaire au niveau de ses extrémas locaux, l'équation d'Euler-Lagrange est utile pour résoudre les problèmes d'optimisation dans lesquels, étant donné une certaine fonctionnelle, on cherche la fonction minimisante ou maximisante. Ceci est analogue au théorème de Fermat dans le calcul, déclarant qu'à tout point où une fonction différentiable atteint un extrême local, sa dérivée est nulle. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Euler%E2%80%93Lagrange_equation ) In the calculus of variations and classical mechanics, the Euler–Lagrange equations are a system of second-order ordinary differential equations whose solutions are stationary points of the given action functional. The equations were discovered in the 1750s by Swiss mathematician Leonhard Euler and Italian mathematician Joseph-Louis Lagrange. Because a differentiable functional is stationary at its local extrema, the Euler–Lagrange equation is useful for solving optimization problems in which, given some functional, one seeks the function minimizing or maximizing it. This is analogous to Fermat's theorem in calculus, stating that at any point where a differentiable function attains a local extremum its derivative is zero. In Lagrangian mechanics, according to Hamilton's principle of stationary action, the evolution of a physical system is described by the solutions to the Euler equation for the action of the system. In this context Euler equations are usually called Lagrange equations. In classical mechanics, it is equivalent to Newton's laws of motion; indeed, the Euler-Lagrange equations will produce the same equations as Newton's Laws. This is particularly useful when analyzing systems whose force vectors are particularly complicated. It has the advantage that it takes the same form in any system of generalized coordinates, and it is better suited to generalizations. In classical field theory there is an analogous equation to calculate the dynamics of a field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Euler%E2%80%93Lagrange_equation ) Equation Euler Poisson Euler Poisson equation équation d'Euler Poisson Darboux équations d'Euler Poisson Darboux équations d'Euler-Poisson-Darboux Euler-Poisson-Darboux equation équation d'Euler-Poisson-Darboux Equation Fokker Planck Fokker Planck equation équation de Fokker Planck équations de Fokker Planck équations de Fokker-Planck Fokker-Planck equation équation de Fokker-Planck L'équation de Fokker-Planck est une équation aux dérivées partielles linéaire que doit satisfaire la densité de probabilité de transition d'un processus de Markov. À l'origine, une forme simplifiée de cette équation a permis d'étudier le mouvement brownien. Comme la plupart des équations aux dérivées partielles, elle ne donne des solutions explicites que dans des cas bien particuliers portant à la fois sur la forme de l'équation, sur la forme du domaine où elle est étudiée (conditions réfléchissante ou absorbante pour les particules browniennes et forme de l'espace dans lequel elles sont confinées par exemple). Elle est nommée en l'honneur d'Adriaan Fokker et de Max Planck, les premiers physiciens à l'avoir proposée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Fokker-Planck ) In statistical mechanics, the Fokker–Planck equation is a partial differential equation that describes the time evolution of the probability density function of the velocity of a particle under the influence of drag forces and random forces, as in Brownian motion. The equation can be generalized to other observables as well. It is named after Adriaan Fokker and Max Planck, who described it in 1914 and 1917. It is also known as the Kolmogorov forward equation, after Andrey Kolmogorov, who independently discovered it in 1931. When applied to particle position distributions, it is better known as the Smoluchowski equation (after Marian Smoluchowski), and in this context it is equivalent to the convection–diffusion equation. The case with zero diffusion is the continuity equation. The Fokker–Planck equation is obtained from the master equation through Kramers–Moyal expansion. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fokker%E2%80%93Planck_equation ) Equation fonctionnelle Equation fonctionnelles Functional equation functional equations équations fonctionnelles functional equation équation fonctionnelle En mathématiques, une équation fonctionnelle est une équation dont les inconnues sont des fonctions. De nombreuses propriétés de fonctions peuvent être déterminées en étudiant les équations auxquelles elles satisfont. D'habitude, le terme "équation fonctionnelle" est réservé aux équations qu'on ne peut pas ramener à des équations plus simples, par exemple à des équations différentielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_fonctionnelle ) In mathematics, a functional equation is, in the broadest meaning, an equation in which one or several functions appear as unknowns. So, differential equations and integral equations are functional equations. However, a more restricted meaning is often used, where a functional equation is an equation that relates several values of the same function. For example, the logarithm functions are essentially characterized by the logarithmic functional equation log⁡ (x y) = log (x) + log⁡ (y). If the domain of the unknown function is supposed to be the natural numbers, the function is generally viewed as a sequence, and, in this case, a functional equation (in the narrower meaning) is called a recurrence relation. Thus the term functional equation is used mainly for real functions and complex functions. Moreover a smoothness condition is often assumed for the solutions, since without such a condition, most functional equations have very irregular solutions. For example, the gamma function is a function that satisfies the functional equation f(x + 1) = xf(x) and the initial value f(1) = 1. There are many functions that satisfy these conditions, but the gamma function is the unique one that is meromorphic in the whole complex plane, and logarithmically convex for x real and positive (Bohr–Mollerup theorem). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Functional_equation ) Fredholm integral equation équation intégrale de Fredholm Equation Fredholm équations de Fredholm équations intégrales de Fredholm Fredholm equation équation de Fredholm En mathématiques, l'équation intégrale de Fredholm est une équation intégrale dont la solution donne naissance à la théorie de Fredholm, à l'étude des noyaux de Fredholm et des opérateurs de Fredholm. L'équation intégrale a été étudiée par Ivar Fredholm. Une méthode utile pour résoudre ces équations, la méthode de décomposition adomienne, est due à George Adomian. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Fredholm_integral_equation ) In mathematics, the Fredholm integral equation is an integral equation whose solution gives rise to Fredholm theory, the study of Fredholm kernels and Fredholm operators. The integral equation was studied by Ivar Fredholm. A useful method to solve such equations, the Adomian decomposition method, is due to George Adomian. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fredholm_integral_equation ) Equation Friedmann équations de Friedmann Friedmann equation équation de Friedmann Les équations de Friedmann-Lemaître sont les équations de la relativité générale (appelées équations d'Einstein) écrites dans le contexte d'un modèle cosmologique homogène et isotrope, ce dernier étant représenté par une métrique de Robertson-Walker. Elles régissent donc l'évolution du taux d'expansion de l'Univers et par suite de la distance entre deux astres lointains (le facteur d'échelle) et en fonction du temps appelé dans ce contexte temps cosmique. L'évolution de ces quantités est déterminée par les propriétés du contenu matériel de l'Univers (rayonnement, atomes, matière noire, constante cosmologique, etc.), et éventuellement par la théorie de la gravitation considérée ; il est en effet possible de remplacer la relativité générale par une autre théorie relativiste de la gravitation. Il peut par exemple s'agir d'une théorie tenseur-scalaire. Une autre façon de changer le modèle est de considérer la relativité générale standard mais dans un univers possédant une ou plusieurs dimensions supplémentaires. C'est le cas des modèles de cosmologie branaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quations_de_Friedmann ) The Friedmann equations are a set of equations in physical cosmology that govern the expansion of space in homogeneous and isotropic models of the universe within the context of general relativity. They were first derived by Alexander Friedmann in 1922 from Einstein's field equations of gravitation for the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric and a perfect fluid with a given mass density ρ and pressure p. The equations for negative spatial curvature were given by Friedmann in 1924. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Friedmann_equations ) Equation Grad Shafranov Grad Shafranov equation équation de Grad Shafranov équations de Grad Shafranov équations de Grad-Shafranov Grad-Shafranov equation équation de Grad-Shafranov L'équation de Grad-Shafranov (H. Grad et H. Rubin (1958); Vitalii Dmitrierich Shafranov (1966)) est l'équation d'équilibre en magnétohydrodynamique idéale (MHD) pour un plasma bidimensionnel, par exemple le plasma toroïdal axisymétrique dans un tokamak. Cette équation prend la même forme que l'équation de Hicks de la dynamique des fluides. Cette équation est une équation aux dérivées partielles elliptique non linéaire à deux dimensions, obtenue à partir de la réduction des équations de MHD idéales à deux dimensions, souvent pour le cas de l'axisymétrie toroïdale (le cas pertinent dans un tokamak). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Grad%E2%80%93Shafranov_equation ) The Grad–Shafranov equation (H. Grad and H. Rubin (1958); Vitalii Dmitrievich Shafranov (1966)) is the equilibrium equation in ideal magnetohydrodynamics (MHD) for a two dimensional plasma, for example the axisymmetric toroidal plasma in a tokamak. This equation takes the same form as the Hicks equation from fluid dynamics. This equation is a two-dimensional, nonlinear, elliptic partial differential equation obtained from the reduction of the ideal MHD equations to two dimensions, often for the case of toroidal axisymmetry (the case relevant in a tokamak). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Grad%E2%80%93Shafranov_equation ) Equation Hamilton Jacobi Hamilton Jacobi equation équation de Hamilton Jacobi équations de Hamilton Jacobi équations de Hamilton-Jacobi Hamilton-Jacobi equation équation de Hamilton-Jacobi En mécanique hamiltonienne, les équations de Hamilton-Jacobi sont des équations associées à une transformation du hamiltonien dans l'espace des phases, et qui permettent de simplifier la résolution des équations du mouvement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quations_de_Hamilton-Jacobi ) In physics, the Hamilton–Jacobi equation, named after William Rowan Hamilton and Carl Gustav Jacob Jacobi, is an alternative formulation of classical mechanics, equivalent to other formulations such as Newton's laws of motion, Lagrangian mechanics and Hamiltonian mechanics. The Hamilton–Jacobi equation is particularly useful in identifying conserved quantities for mechanical systems, which may be possible even when the mechanical problem itself cannot be solved completely. The Hamilton–Jacobi equation is also the only formulation of mechanics in which the motion of a particle can be represented as a wave. In this sense, it fulfilled a long-held goal of theoretical physics (dating at least to Johann Bernoulli in the eighteenth century) of finding an analogy between the propagation of light and the motion of a particle. The wave equation followed by mechanical systems is similar to, but not identical with, Schrödinger's equation, as described below; for this reason, the Hamilton–Jacobi equation is considered the "closest approach" of classical mechanics to quantum mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hamilton%E2%80%93Jacobi_equation ) Equation Helmholtz équations de Helmholtz Helmholtz equation équation de Helmholtz L'équation de Helmholtz (d'après le physicien Hermann von Helmholtz) est une équation aux dérivées partielles elliptique qui apparaît lorsque l'on cherche des solutions harmoniques de l'équation de propagation des ondes de D'Alembert, appelées "modes propres", sur un domaine Ω ⊂ Rⁿ : ∀ r ∈ Ω, (Δ + k² ϕ (r) = (∇²+ k² ϕ(r) = 0. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Helmholtz ) In mathematics, the eigenvalue problem for the Laplace operator is known as the Helmholtz equation. It corresponds to the linear partial differential equation ∇²f = −k²f, where ∇²is the Laplace operator (or "Laplacian"), k²is the eigenvalue, and f is the (eigen)function. When the equation is applied to waves, k is known as the wave number. The Helmholtz equation has a variety of applications in physics, including the wave equation and the diffusion equation, and it has uses in other sciences. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Helmholtz_equation ) Equation Hill équations de Hill Hill equation équation de Hill L'équation de Hill est une équation différentielle linéaire du second ordre satisfaisant : d²x/dt²+ f(t)x = 0 avec f une fonction périodique. Cette équation a été introduite par George William Hill en 1886 et revient notamment de manière récurrente en physique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Hill ) In mathematics, the Hill equation or Hill differential equation is the second-order linear ordinary differential equation d²y/dt²+ f(t)y = 0, where f(t) is a periodic function by minimal period π. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hill_differential_equation ) hyperbolic partial differential equation équation aux dérivées partielles hyperbolique Equation hyperbolique Equation hyperboliques Hyperbolic equation hyperbolic equations hyperbolic partial differential equations équations aux dérivées partielles hyperboliques équations hyperboliques hyperbolic equation équation hyperbolique En mathématiques, un problème hyperbolique ou équation aux dérivées partielles hyperbolique est une classe d'équations aux dérivées partielles (EDP) modélisant des phénomènes de propagation, émergeant par exemple naturellement en mécanique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_aux_d%C3%A9riv%C3%A9es_partielles_hyperbolique ) In mathematics, a hyperbolic partial differential equation of order n is a partial differential equation (PDE) that, roughly speaking, has a well-posed initial value problem for the first n − 1 derivatives. More precisely, the Cauchy problem can be locally solved for arbitrary initial data along any non-characteristic hypersurface. Many of the equations of mechanics are hyperbolic, and so the study of hyperbolic equations is of substantial contemporary interest. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hyperbolic_partial_differential_equation ) Equation induction Equation inductions Induction equation induction equations équations d'inductions induction equation équation d'induction L'équation d'induction, l'une des équations de la magnétohydrodynamique, est une équation aux dérivées partielles qui relie le champ magnétique et la vitesse d'un fluide électriquement conducteur tel qu'un plasma. Elle peut être dérivée des équations de Maxwell et de la loi d'Ohm, et joue un rôle majeur dans la physique des plasmas et l'astrophysique, en particulier dans la théorie dynamo. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Induction_equation ) The induction equation, one of the magnetohydrodynamic equations, is a partial differential equation that relates the magnetic field and velocity of an electrically conductive fluid such as a plasma. It can be derived from Maxwell's equations and Ohm's law, and plays a major role in plasma physics and astrophysics, especially in dynamo theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Induction_equation ) Equation intégrale Equation intégrales Integral equation integral equations équations intégrales integral equation équation intégrale Une équation intégrale est une équation où la fonction inconnue est à l'intérieur d'une intégrale. Elles sont importantes dans plusieurs domaines physiques. Les équations de Maxwell sont probablement leurs plus célèbres représentantes. Elles apparaissent dans des problèmes des transferts d'énergie radiative et des problèmes d'oscillations d'une corde, d'une membrane ou d'un axe. Les problèmes d'oscillation peuvent aussi être résolus à l'aide d'équations différentielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_int%C3%A9grale ) In mathematics, integral equations are equations in which an unknown function appears under an integral sign. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Integral_equation ) integro differential equation integrodifferential equation équation intégrodifférentielle Equation intégrodifférentielle Equation intégrodifférentielles Integrodifferential equation integro differential equations integro-differential equations integrodifferential equations équation intégro différentielle équations intégro différentielles équations intégro-différentielles équations intégrodifférentielles integro-differential equation équation intégro-différentielle En analyse fonctionnelle, une équation intégro-différentielle ou équation intégrodifférentielle est une équation qui fait intervenir à la fois les dérivées d'une fonction et ses intégrales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_int%C3%A9gro-diff%C3%A9rentielle ) In mathematics, an integro-differential equation is an equation that involves both integrals and derivatives of a function. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Integro-differential_equation ) Equation Joos Weinberg Joos Weinberg equation équation de Joos Weinberg équations de Joos Weinberg équations de Joos-Weinberg Joos-Weinberg equation équation de Joos-Weinberg En mécanique quantique relativiste et en théorie quantique des champs, l'équation de Joos-Weinberg est une équation d'onde relativiste applicable aux particules libres de spin arbitraire j, un entier pour les bosons (j = 1, 2, 3 ...) ou demi-entier pour les fermions (J = 1⁄2, 3⁄2, 5⁄2 ...). Les solutions de ces équations sont des fonctions d'onde, mathématiquement sous la forme de champs spinoriels multi-composants. Le nombre quantique de spin est généralement dénoté par s en mécanique quantique, mais dans ce contexte, j est plus typique dans la littérature. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Joos%E2%80%93Weinberg_equation ) In relativistic quantum mechanics and quantum field theory, the Joos–Weinberg equation is a relativistic wave equations applicable to free particles of arbitrary spin j, an integer for bosons (j = 1, 2, 3 ...) or half-integer for fermions (j = 1⁄2, 3⁄2, 5⁄2 ...). The solutions to the equations are wavefunctions, mathematically in the form of multi-component spinor fields. The spin quantum number is usually denoted by s in quantum mechanics, however in this context j is more typical in the literature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Joos%E2%80%93Weinberg_equation ) KP hierarchy Kadomtsev-Petviashvili hierarchy Equation Kadomtsev Petviashvili Kadomtsev Petviashvili equation équation de Kadomtsev Petviashvili équations de Kadomtsev Petviashvili équations de Kadomtsev-Petviashvili Kadomtsev-Petviashvili equation équation de Kadomtsev-Petviashvili En mathématiques et en physique, l'équation de Kadomtsev-Petviashvili (souvent abrégée comme l'équation de KP) est une équation aux dérivées partielles pour décrire le mouvement des ondes nons linéaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Kadomtsev%E2%80%93Petviashvili_equation ) In mathematics and physics, the Kadomtsev–Petviashvili equation (often abbreviated as KP equation) is a partial differential equation to describe nonlinear wave motion. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kadomtsev%E2%80%93Petviashvili_equation ) 2023-01-27 Klein-Gordon field Klein-Gordon field Klein–Fock–Gordon equation équation de Klein-Gordon-Fock Equation Klein Gordon Klein Gordon equation Klein Gordon field Klein Gordon fields Klein-Gordon fields équation de Klein Gordon équations de Klein Gordon équations de Klein-Gordon Klein-Gordon equation équation de Klein-Gordon L'équation de Klein-Gordon, parfois également appelée équation de Klein-Gordon-Fock, est une version relativiste de l'équation de Schrödinger décrivant des particules massives de spin nul, sans ou avec charge électrique, établie indépendamment en 1926 par les physiciens Oskar Klein et Walter Gordon. C'est un exemple d'équation aux dérivées partielles dispersive. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Klein-Gordon ) The Klein–Gordon equation (Klein–Fock–Gordon equation or sometimes Klein–Gordon–Fock equation) is a relativistic wave equation, related to the Schrödinger equation. It is second-order in space and time and manifestly Lorentz-covariant. It is a quantized version of the relativistic energy–momentum relation E²= (pc)²+ (m₀c²². Its solutions include a quantum scalar or pseudoscalar field, a field whose quanta are spinless particles. Its theoretical relevance is similar to that of the Dirac equation. Electromagnetic interactions can be incorporated, forming the topic of scalar electrodynamics, but because common spinless particles like the pions are unstable and also experience the strong interaction (with unknown interaction term in the Hamiltonian,) the practical utility is limited. The equation can be put into the form of a Schrödinger equation. In this form it is expressed as two coupled differential equations, each of first order in time. The solutions have two components, reflecting the charge degree of freedom in relativity. It admits a conserved quantity, but this is not positive definite. The wave function cannot therefore be interpreted as a probability amplitude. The conserved quantity is instead interpreted as electric charge, and the norm squared of the wave function is interpreted as a charge density. The equation describes all spinless particles with positive, negative, and zero charge. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Klein%E2%80%93Gordon_equation ) Equation Kolmogorov équations de Kolmogorov Kolmogorov equation équation de Kolmogorov En théorie des probabilités, les équations de Kolmogorov, y compris les équations "en avant" et les équations "en arrière" de Kolmogorov, caractérisent les processus de Markov à temps continu. En particulier, elles décrivent comment la probabilité qu'un processus de Markov en temps continu soit dans un certain état change avec le temps. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Kolmogorov_equations ) In probability theory, Kolmogorov equations, including Kolmogorov forward equations and Kolmogorov backward equations, characterize continuous-time Markov processes. In particular, they describe how the probability that a continuous-time Markov process is in a certain state changes over time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kolmogorov_equations ) kdV equation Equation Korteweg de Vries Korteweg de Vries equation kdV equations équation de Korteweg de Vries équations de Korteweg de Vries équations de Korteweg-de Vries Korteweg-de Vries equation équation de Korteweg-de Vries En physique mathématique, l'équation de Korteweg-de Vries (KdV en abrégé) est un modèle mathématique pour les vagues en faible profondeur. C'est un exemple très connu d'équation aux dérivées partielles non linéaire dont on connait exactement les solutions. Ces solutions comprennent (mais ne se limitent pas à) des solitons. Ces solutions peuvent se calculer par la transformation de diffusion inverse (même principe que la résolution de l'équation de la chaleur). C'est un exemple d'équation aux dérivées partielles dispersive. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Korteweg-de_Vries ) In mathematics, the Korteweg–De Vries (KdV) equation is a mathematical model of waves on shallow water surfaces. It is particularly notable as the prototypical example of an exactly solvable model, that is, a non-linear partial differential equation whose solutions can be exactly and precisely specified. KdV can be solved by means of the inverse scattering transform. The mathematical theory behind the KdV equation is a topic of active research. The KdV equation was first introduced by Boussinesq (1877, footnote on page 360) and rediscovered by Diederik Korteweg and Gustav de Vries (1895). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Korteweg%E2%80%93De_Vries_equation ) Langevin dynamics Langevin theory Equation Langevin équations de Langevin Langevin equation équation de Langevin L'équation de Langevin (1908) est une équation stochastique pour le mouvement brownien. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Langevin ) In physics, a Langevin equation (named after Paul Langevin) is a stochastic differential equation describing how a system evolves when subjected to a combination of deterministic and fluctuating ("random") forces. The dependent variables in a Langevin equation typically are collective (macroscopic) variables changing only slowly in comparison to the other (microscopic) variables of the system. The fast (microscopic) variables are responsible for the stochastic nature of the Langevin equation. One application is to Brownian motion, which models the fluctuating motion of a small particle in a fluid. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Langevin_equation ) Equation Laplace équations de Laplace Laplace equation équation de Laplace En analyse vectorielle, l'équation de Laplace est une équation aux dérivées partielles elliptique du second ordre, dont le nom est un hommage au physicien mathématicien Pierre-Simon de Laplace. Introduite pour les besoins de la mécanique newtonienne, l'équation de Laplace apparaît dans de nombreuses autres branches de la physique théorique : astronomie, électrostatique, mécanique des fluides, propagation de la chaleur, diffusion, mouvement brownien, mécanique quantique. Les fonctions solutions de l'équation de Laplace sont appelées les fonctions harmoniques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Laplace ) In mathematics and physics, Laplace's equation is a second-order partial differential equation named after Pierre-Simon Laplace, who first studied its properties. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Laplace%27s_equation ) Equation Liouville équations de Liouville Liouville equation équation de Liouville En géométrie différentielle, l’équation de Liouville, du nom du mathématicien français Joseph Liouville, est une équation aux dérivées partielles non linéaire satisfaite par le facteur conforme f d'une métrique f²(dx²+ dy² sur une surface de courbure de Gauss constante K : Δ log⁡ f = − Kf², où Δ est l'opérateur de Laplace. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Liouville ) In differential geometry, Liouville's equation, named after Joseph Liouville, is the nonlinear partial differential equation satisfied by the conformal factor f of a metric f²(dx²+ dy² on a surface of constant Gaussian curvature K : Δ₀log⁡ f = − Kf², where ∆₀ is the flat Laplace operator. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Liouville%27s_equation ) Equation Maxwell équations de Maxwell Maxwell equation équation de Maxwell Les équations de Maxwell, aussi appelées équations de Maxwell-Lorentz, sont des lois fondamentales de la physique. Elles constituent, avec l'expression de la force électromagnétique de Lorentz, les postulats de base de l'électromagnétisme. Ces équations traduisent sous forme locale différents théorèmes (Gauss, Ampère, Faraday) qui régissaient l'électromagnétisme avant que Maxwell ne les réunisse sous forme d'équations intégrales. Elles donnent ainsi un cadre mathématique précis au concept fondamental de champ introduit en physique par Michael Faraday dans les années 1830. Ces équations montrent notamment qu'en régime stationnaire, les champs électrique et magnétique sont indépendants l'un de l'autre, alors qu'ils ne le sont pas en régime variable. Dans le cas le plus général, il faut donc parler du champ électromagnétique, la dichotomie électrique-magnétique étant une vue de l'esprit. Elles mettent également en évidence les équations d'ondes qui gèrent la propagation des ondes électromagnétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quations_de_Maxwell ) Maxwell's equations, or Maxwell–Heaviside equations, are a set of coupled partial differential equations that, together with the Lorentz force law, form the foundation of classical electromagnetism, classical optics, and electric circuits. The equations provide a mathematical model for electric, optical, and radio technologies, such as power generation, electric motors, wireless communication, lenses, radar etc. They describe how electric and magnetic fields are generated by charges, currents, and changes of the fields. The equations are named after the physicist and mathematician James Clerk Maxwell, who, in 1861 and 1862, published an early form of the equations that included the Lorentz force law. Maxwell first used the equations to propose that light is an electromagnetic phenomenon. The modern form of the equations in their most common formulation is credited to Oliver Heaviside. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Maxwell%27s_equations ) 2022-09-29 Equation mouvement Equation mouvements Equation of motion equations of motion équations des mouvements equation of motion équation du mouvement L'équation du mouvement est une équation mathématique décrivant le mouvement d'un objet physique. En général, l'équation du mouvement comprend l'accélération de l’objet en fonction de sa position, de sa vitesse, de sa masse et de toutes variables affectant l'une de celles-ci. Cette équation est surtout utilisée en mécanique classique et est normalement représentée sous la forme de coordonnées sphériques, coordonnées cylindriques ou coordonnées cartésiennes et respecte les lois du mouvement de Newton. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_du_mouvement ) In physics, equations of motion are equations that describe the behavior of a physical system in terms of its motion as a function of time. More specifically, the equations of motion describe the behavior of a physical system as a set of mathematical functions in terms of dynamic variables. These variables are usually spatial coordinates and time, but may include momentum components. The most general choice are generalized coordinates which can be any convenient variables characteristic of the physical system. The functions are defined in a Euclidean space in classical mechanics, but are replaced by curved spaces in relativity. If the dynamics of a system is known, the equations are the solutions for the differential equations describing the motion of the dynamics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equations_of_motion ) Equation Navier Stokes Navier Stokes equation équation de Navier Stokes équations de Navier Stokes équations de Navier-Stokes Navier-Stokes equation équation de Navier-Stokes En mécanique des fluides, les équations de Navier-Stokes sont des équations aux dérivées partielles non linéaires qui décrivent le mouvement des fluides newtoniens (donc des gaz et de la majeure partie des liquides). La résolution de ces équations modélisant un fluide comme un milieu continu à une seule phase est difficile, et l'existence mathématique de solutions des équations de Navier-Stokes n'est pas démontrée. Mais elles permettent souvent, par une résolution approchée, de proposer une modélisation de nombreux phénomènes, comme les courants océaniques et des mouvements des masses d'air de l'atmosphère pour les météorologistes, le comportement des gratte-ciel ou des ponts sous l'action du vent pour les architectes et les ingénieurs, ou encore celui des avions, des trains ou des voitures à grande vitesse pour leurs bureaux d'études concepteurs, ainsi que l'écoulement de l'eau dans un tuyau et de nombreux autres phénomènes d'écoulement de divers fluides. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quations_de_Navier-Stokes ) In physics, the Navier–Stokes equations are partial differential equations which describe the motion of viscous fluid substances, named after French engineer and physicist Claude-Louis Navier and Anglo-Irish physicist and mathematician George Gabriel Stokes. They were developed over several decades of progressively building the theories, from 1822 (Navier) to 1842-1850 (Stokes). The Navier–Stokes equations mathematically express conservation of momentum and conservation of mass for Newtonian fluids. They are sometimes accompanied by an equation of state relating pressure, temperature and density. They arise from applying Isaac Newton's second law to fluid motion, together with the assumption that the stress in the fluid is the sum of a diffusing viscous term (proportional to the gradient of velocity) and a pressure term—hence describing viscous flow. The difference between them and the closely related Euler equations is that Navier–Stokes equations take viscosity into account while the Euler equations model only inviscid flow. As a result, the Navier–Stokes are a parabolic equation and therefore have better analytic properties, at the expense of having less mathematical structure (e.g. they are never completely integrable). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Navier%E2%80%93Stokes_equations ) Equation onde Equation ondes Wave equation wave equations équations d'ondes wave equation équation d'onde L'équation d'onde (bidirectionnelle) est une équation aux dérivées partielles linéaire de second ordre pour la description des ondes ou des champs d'ondes stationnaires - comme c'est la cas en physique classique - telles que les ondes mécaniques (par exemple les vagues, les ondes sonores ou les ondes sismiques) ou les ondes électromagnétiques (y compris les ondes lumineuses). Elle survient dans des domaines comme l'acoustique, l'électromagnétisme et la dynamique des fluides. Des ondes mécaniques ou électromagnétiques uniques se propageant dans une direction prédéfinie peuvent également être décrites avec l'équation d'onde unidirectionnelle du premier ordre qui est beaucoup plus facile à résoudre et également valide pour les milieux inhomogènes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Wave_equation ) The (two-way) wave equation is a second-order linear partial differential equation for the description of waves or standing wave fields — as they occur in classical physics — such as mechanical waves (e.g. water waves, sound waves and seismic waves) or electromagnetic waves (including light waves). It arises in fields like acoustics, electromagnetism, and fluid dynamics. Single mechanical or electromagnetic waves propagating in a pre-defined direction can also be described with the first-order one-way wave equation which is much easier to solve and also valid for inhomogeneous media. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wave_equation ) Equation Ornstein Zernike Ornstein Zernike equation équation d'Ornstein Zernike équations d'Ornstein Zernike équations d'Ornstein-Zernike Ornstein-Zernike equation équation d'Ornstein-Zernike Dans un milieu à N particules l'équation d'Ornstein-Zernike, due à Leonard Ornstein et Frederik Zernike permet de prendre en compte la corrélation reliant les diverses paires dans le milieu, pour calculer l'influence moyenne sur une particule. La description de ce milieu au-delà de l'interaction simple entre deux particules permet d'accéder à des phénomènes liés aux fluctuations statistiques comme l'opalescence critique, phénomène à l'origine de ces travaux, mais également à de nombreuses relations comme l'équation d'état. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_d%27Ornstein-Zernike ) In statistical mechanics the Ornstein–Zernike (OZ) equation is an integral equation introduced by Leonard Ornstein and Frits Zernike that relates different correlation functions with each other. Together with a closure relation, it is used to compute the structure factor and thermodynamic state functions of amorphous matter like liquids or colloids. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ornstein%E2%80%93Zernike_equation ) Equation parabolique Equation paraboliques Parabolic equation parabolic equations équations paraboliques parabolic equation équation parabolique Une équation aux dérivées partielles parabolique est un type d'équation aux dérivées partielles (PDE). Les PDE paraboliques sont utilisés pour décrire une grande variété de phénomènes dépendants du temps, notamment la conduction thermique, la diffusion des particules et la tarification des instruments d'investissement dérivés. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Parabolic_partial_differential_equation ) A parabolic partial differential equation is a type of partial differential equation (PDE). Parabolic PDEs are used to describe a wide variety of time-dependent phenomena, including heat conduction, particle diffusion, and pricing of derivative investment instruments. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Parabolic_partial_differential_equation ) Equation Poisson équations de Poisson Poisson equation équation de Poisson En analyse vectorielle, l'équation de Poisson (ainsi nommée en l'honneur du mathématicien et physicien français Siméon Denis Poisson) est l'équation aux dérivées partielles elliptique du second ordre suivante : Δϕ = f où Δ est l'opérateur laplacien et f est une distribution généralement donnée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Poisson ) Poisson's equation is an elliptic partial differential equation of broad utility in theoretical physics. For example, the solution to Poisson's equation is the potential field caused by a given electric charge or mass density distribution; with the potential field known, one can then calculate electrostatic or gravitational (force) field. It is a generalization of Laplace's equation, which is also frequently seen in physics. The equation is named after French mathematician and physicist Siméon Denis Poisson. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poisson%27s_equation ) Proca action action de Proca Equation Proca actions de Proca équations de Proca Proca equation équation de Proca En physique, plus précisément en théorie des champs en physique des particules, l’action de Proca décrit un champ massif de spin-1 dans l'espace-temps de Minkowski. L'équation du mouvement associée est une équation d'onde relativiste appelée l'équation de Proca. L'action et l'équation de Proca sont nommés d'après le physicien franco-roumain Alexandru Proca. L'équation de Proca apparaît dans le modèle Standard dans lequel elle décrit les bosons de jauge massifs, c'est-à-dire les bosons Z et W. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Action_de_Proca ) In physics, specifically field theory and particle physics, the Proca action describes a massive spin-1 field of mass m in Minkowski spacetime. The corresponding equation is a relativistic wave equation called the Proca equation. The Proca action and equation are named after Romanian physicist Alexandru Proca. The Proca equation is involved in the Standard Model and describes there the three massive vector bosons, i.e. the Z and W bosons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Proca_action ) Equation Reynolds équations de Reynolds Reynolds equation équation de Reynolds En mécanique des fluides (en particulier la théorie de la lubrification), l'équation de Reynolds est une équation aux dérivées partielles qui gouverne la distribution de la pression dans des films fluides visqueux minces. Elle a d'abord été dérivée par Osborne Reynolds en 1886. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Reynolds_equation ) In fluid mechanics (specifically lubrication theory), the Reynolds equation is a partial differential equation governing the pressure distribution of thin viscous fluid films. It was first derived by Osborne Reynolds in 1886. The classical Reynolds Equation can be used to describe the pressure distribution in nearly any type of fluid film bearing; a bearing type in which the bounding bodies are fully separated by a thin layer of liquid or gas. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Reynolds_equation ) Equation Riccati équations de Riccati Riccati equation équation de Riccati En mathématiques, une équation de Riccati est une équation différentielle ordinaire de la forme y′ = q₀(x) + q₁(x)y + q₂(x)y²où q₀, q₁, et q₂ sont trois fonctions, souvent choisies continues sur un intervalle commun à valeurs réelles ou complexes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Riccati ) In mathematics, a Riccati equation in the narrowest sense is any first-order ordinary differential equation that is quadratic in the unknown function. In other words, it is an equation of the form y′(x) = q₀(x) + q₁(x)y(x) + q₂(x)y²(x) where q₀(x) ≠ 0 and q₂(x) ≠ 0. If q₀(x) = 0 the equation reduces to a Bernoulli equation, while if q₂(x) = 0 the equation becomes a first order linear ordinary differential equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riccati_equation ) Saha ionization equation Saha-Langmuir equation équation d'ionisation de Saha équation de Saha-Langmuir Equation Saha équation de Saha Langmuir équations d'ionisations de Saha équations de Saha équations de Saha Langmuir équations de Saha-Langmuir Saha equation équation de Saha L'équation d'ionisation de Saha, aussi connue sous le nom d'équation de Saha-Langmuir, est une formule qui relie l'état d'ionisation d'un élément à la température et à la pression. Elle résulte de la combinaison d'idées venant de la mécanique quantique et de la physique statistique, et sert à expliciter la classification spectrale des étoiles. Cette équation a été développée par l'astrophysicien indien Meghnad Saha en 1920, puis en 1923 par Irving Langmuir. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Saha ) In physics, the Saha ionization equation is an expression that relates the ionization state of a gas in thermal equilibrium to the temperature and pressure. The equation is a result of combining ideas of quantum mechanics and statistical mechanics and is used to explain the spectral classification of stars. The expression was developed by Indian physicist Meghnad Saha in 1920. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Saha_ionization_equation ) Equation Schrödinger Equation Schrödingers équations de Schrödingers Schroedinger equation équation de Schrödinger L'équation de Schrödinger, conçue par le physicien autrichien Erwin Schrödinger en 1925, est une équation fondamentale en mécanique quantique. Elle décrit l'évolution dans le temps d'une particule massive non relativiste, et remplit ainsi le même rôle que la relation fondamentale de la dynamique en mécanique classique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Schr%C3%B6dinger ) The Schrödinger equation is a linear partial differential equation that governs the wave function of a quantum-mechanical system. It is a key result in quantum mechanics, and its discovery was a significant landmark in the development of the subject. The equation is named after Erwin Schrödinger, who postulated the equation in 1925, and published it in 1926, forming the basis for the work that resulted in his Nobel Prize in Physics in 1933. Conceptually, the Schrödinger equation is the quantum counterpart of Newton's second law in classical mechanics. Given a set of known initial conditions, Newton's second law makes a mathematical prediction as to what path a given physical system will take over time. The Schrödinger equation gives the evolution over time of a wave function, the quantum-mechanical characterization of an isolated physical system. The equation can be derived from the fact that the time-evolution operator must be unitary, and must therefore be generated by the exponential of a self-adjoint operator, which is the quantum Hamiltonian. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Schr%C3%B6dinger_equation ) sine-Gordon hierarchy Equation sinus Gordon Sine Gordon equation sine Gordon equation sine Gordon equations sine Gordon hierarchies sine Gordon hierarchy sine-Gordon equations sine-Gordon hierarchies équation sinus Gordon équations sinus Gordons équations sinus-Gordons sine-Gordon equation équation sinus-Gordon L'équation de sinus-Gordon est une équation aux dérivées partielles hyperbolique non linéaire en dimensions 1 + 1 impliquant l'opérateur de d'Alembert et le sinus de la fonction inconnue. Elle a été initialement introduite par Edmond Bour (1862) dans le cadre de l'étude des surfaces de courbure négative constante comme l'équation de Gauss-Codazzi pour les surfaces de courbure -1 en espaces-3, et redécouverte par Frenkel et Kontorova (1939) dans leur étude des dislocations cristallines connues sous le nom de modèle de Frenkel-Kontorova. Cette équation a attiré beaucoup d'attention dans les années 1970 en raison de la présence de solutions de solitons. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Sine-Gordon_equation ) The sine-Gordon equation is a nonlinear hyperbolic partial differential equation in 1 + 1 dimensions involving the d'Alembert operator and the sine of the unknown function. It was originally introduced by Edmond Bour (1862) in the course of study of surfaces of constant negative curvature as the Gauss–Codazzi equation for surfaces of curvature −1 in 3-space, and rediscovered by Frenkel and Kontorova (1939) in their study of crystal dislocations known as the Frenkel–Kontorova model. This equation attracted a lot of attention in the 1970s due to the presence of soliton solutions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sine-Gordon_equation ) Equation Sturm Liouville Sturm Liouville equation théorie de Sturm Liouville théories de Sturm Liouville théories de Sturm-Liouville Sturm-Liouville theory théorie de Sturm-Liouville En mathématiques, la théorie de Sturm-Liouville étudie le cas particulier des équations différentielles linéaires scalaires d'ordre deux de la forme d/dx[p(x)dy/dx] + q(x)y = λ w(x)y (1), dans laquelle le paramètre λ fait partie comme la fonction y des inconnues. La fonction w(x) est souvent appelé fonction "poids" ou "densité". Cette équation est fréquemment posée sur un segment [a,b] et accompagnée de conditions aux limites reliant les valeurs y(a), y′(a), y(b) et y′(b). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Sturm-Liouville ) In mathematics and its applications, classical Sturm–Liouville theory is the theory of real second-order linear ordinary differential equations of the form : d/dx[p(x)dy/dx] + q(x)y = -λ w(x)y (1), for given coefficient functions p(x), q(x), and w(x), an unknown function y = y(x) of the free variable x, and an unknown constant λ. All homogeneous (i.e. with the right-hand side equal to zero) second-order linear ordinary differential equations can be reduced to this form. In addition, the solution y is typically required to satisfy some boundary conditions at extreme values of x. Each such equation together with its boundary conditions constitutes a Sturm–Liouville problem. In the simplest case where all coefficients are continuous on the finite closed interval [a, b] and p has continuous derivative, a function y = y(x) is called a solution if it is continuously differentiable and satisfies the equation (1) at every x ∈ ( a , b ). In the case of more general p(x), q(x), w(x), the solutions must be understood in a weak sense. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sturm%E2%80%93Liouville_theory ) van der Waals equation of state équation d'état de van der Waals Equation van der Waals Equation vans ders Waals Van der Waals equation van der Waals equations van der Waals equations of state équations d'états de vans ders Waals équations de vans ders Waals van der Waals equation équation de van der Waals En physique, et plus particulièrement en thermodynamique, l’équation d'état de van der Waals est une équation d'état des fluides réels proposée par le physicien Johannes Diderik van der Waals en 1873. Elle lui valut le prix Nobel de physique en 1910 "pour ses travaux sur l'équation d'état des gaz et des liquides." La contribution fondamentale de van der Waals fut de modifier la loi des gaz parfaits en introduisant phénoménologiquement la taille finie des molécules ainsi que l'interaction attractive entre celles-ci. Le modèle des gaz parfaits, en effet, ne considère les particules que comme des sphères dures n'interagissant entre elles que par collision. Cette équation d'état peut également être établie à partir de la physique statistique. Concernant la taille des molécules, on peut déduire de l'équation de van der Waals le rayon de van der Waals. Les interactions à distance entre molécules sont appelées forces de van der Waals. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_d%27%C3%A9tat_de_van_der_Waals ) An equation of state that satisfactorily describes the behavior of real gas over a wide range of temperatures and pressures. It is derived from considerations based on kinetic theory, taking into account to a first approximation the size of a molecule and the cohesive forces between molecules : (P + a/V² (V - b) = RT, where P, V, and T are pressure, volume, and temperature and R the gas constant. a and b are characteristic constants for a given substance. For a = b = 0, the van der Waals equation reduces to the characteristic equation of an ideal gas. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=van+der+Waals+equation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Equation Vlasov équations de Vlasov Vlasov equation équation de Vlasov L'équation de Vlassov (ou de Vlasov en anglais) décrit l'évolution temporelle de la fonction de distribution f des particules de masse m et de charge q dans un plasma ou un faisceau de particules chargées en négligeant l'effet des collisions binaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Vlassov ) The Vlasov equation is a differential equation describing time evolution of the distribution function of plasma consisting of charged particles with long-range interaction, e.g. Coulomb. The equation was first suggested for description of plasma by Anatoly Vlasov in 1938 and later discussed by him in detail in a monograph. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vlasov_equation ) volterra integral equation équation intégrale de Volterra Equation Volterra volterra integral equations équations de Volterra équations intégrales de Volterra Volterra equation équation de Volterra En mathématiques, les équations intégrales de Volterra sont un type spécial d'équations intégrales. Elles sont divisées en deux groupes appelées le premier et le deuxième type. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Volterra_integral_equation ) In mathematics, the Volterra integral equations are a special type of integral equations. They are divided into two groups referred to as the first and the second kind. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Volterra_integral_equation ) Equation Weyl équations de Weyl Weyl equation équation de Weyl En physique, en particulier dans la théorie quantique des champs, l'équation de Weyl est une équation d'onde relativiste pour décrire les particules sans masse de spin 1/2 appelées fermions de Weyl. L'équation porte le nom d'Hermann Weyl. Les fermions de Weyl sont l'un des trois types possibles de fermions élémentaires, les deux autres étant les fermions de Dirac et de Majorana. Aucune des particules élémentaires du modèle standard ne sont des fermions de Weyl. Avant la confirmation des oscillations de neutrinos, il a été supposé possible que le neutrino soit un fermion de Weyl (on s'attend qu'il soit maintenant un fermion de Dirac ou un fermion de Majorana). En physique de la matière condensée, certains matériaux peuvent mettre en avant des quasiparticules qui se comportent comme des fermions de Weyl, conduisant à la notion de semi-métaux de Weyl. Mathématiquement, tout fermion de Dirac peut être décomposé sous la forme de deux fermions de Weyl de chiralité opposée couplés par le terme de masse. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_equation ) In physics, particularly in quantum field theory, the Weyl equation is a relativistic wave equation for describing massless spin-1/2 particles called Weyl fermions. The equation is named after Hermann Weyl. The Weyl fermions are one of the three possible types of elementary fermions, the other two being the Dirac and the Majorana fermions. None of the elementary particles in the Standard Model are Weyl fermions. Previous to the confirmation of the neutrino oscillations, it was considered possible that the neutrino might be a Weyl fermion (it is now expected to be either a Dirac or a Majorana fermion). In condensed matter physics, some materials can display quasiparticles that behave as Weyl fermions, leading to the notion of Weyl semimetals. Mathematically, any Dirac fermion can be decomposed as two Weyl fermions of opposite chirality coupled by the mass term. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_equation ) 2023-01-27 Wiener–Hopf method méthode de Wiener-Hopf Equation Wiener Hopf Wiener Hopf equation équation de Wiener Hopf équations de Wiener Hopf équations de Wiener-Hopf Wiener-Hopf equation équation de Wiener-Hopf La méthode de Wiener-Hopf est une technique mathématique permettant de résoudre analytiquement certaines équations intégrales et équations aux dérivées partielles avec conditions sur une limite du domaine. Elle a été mise au point par Norbert Wiener et Eberhard Hopf en 1931. Typiquement la méthode utilise une transformation de Fourier, de Mellin ou de de Laplace. La solution est recherchée sous forme de somme de deux fonctions analytiques définies dans une partition du plan complexe contenant l'axe réel. Les deux fonctions coïncident dans une région contenant l'axe des valeurs réelles. Un prolongement analytique garantit que ces deux fonctions constituent une fonction analytique dans le plan complexe. Le théorème de Liouville indique que la continuation s'effectue par un polynôme imposé par la condition aux limites. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_de_Wiener-Hopf ) The Wiener–Hopf method is a mathematical technique widely used in applied mathematics. It was initially developed by Norbert Wiener and Eberhard Hopf as a method to solve systems of integral equations, but has found wider use in solving two-dimensional partial differential equations with mixed boundary conditions on the same boundary. In general, the method works by exploiting the complex-analytical properties of transformed functions. Typically, the standard Fourier transform is used, but examples exist using other transforms, such as the Mellin transform. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wiener%E2%80%93Hopf_method ) hydrostatic balance hydrostatic equilibria Equilibre hydrostatique Equilibre hydrostatiques Hydrostatic equilibrium hydrostatic balances hydrostatic equilibrias hydrostatic equilibriums équilibres hydrostatiques hydrostatic equilibrium équilibre hydrostatique En physique, on appelle équilibre hydrostatique l'état de repos atteint par un système lorsque la force d'attraction gravitationnelle subie par ce système est compensée par l'action des forces de pression d'un fluide (liquide, gaz ou plasma). Par exemple, les forces de pression empêchent la pesanteur de comprimer l'atmosphère terrestre en une coquille dense ; inversement, la pesanteur empêche la pression de diffuser l'atmosphère dans l'espace. L'équilibre hydrostatique est utilisé dans différents domaines tels que la statique des fluides, la météorologie, l'océanographie ou encore l'astrophysique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quilibre_hydrostatique ) In the case of a star, hydrostatic equilibrium is the balance in a star between its gravitational force, which is directed inwards, and the outward forces of gas pressure and, especially in the case of very hot stars, radiation pressure. Because, for most of a star's life, these forces balance, the star neither collapses in upon itself nor blows apart. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hydrostatic_equilibrium.html ) radiative equilibria Equilibre radiatif Equilibre radiatifs Radiative equilibrium radiative equilibrias radiative equilibriums équilibres radiatifs radiative equilibrium équilibre radiatif L'équilibre entre l'émission radiative et l'absorption radiative dans un système spécifié. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radiative+equi&formSubmit=Search&showAll=1 ) The balance between radiative emission and radiative absorption in a specified system. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radiative+equi&formSubmit=Search&showAll=1 ) thermal equilibria Equilibre thermique Equilibre thermiques Thermal equilibrium thermal equilibrias thermal equilibriums équilibres thermiques thermal equilibrium équilibre thermique En physique, et particulièrement en thermodynamique, l'équilibre thermique entre deux corps de températures différentes mis en contact est l'état atteint lorsque ces températures deviennent égales, l'échange d'énergie thermique (chaleur) entre ces deux corps étant alors nul. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quilibre_thermique ) In thermodynamics, the state of a system all parts of which have attained a uniform temperature and no net heat exchange is taking place between it and its surroundings. If two bodies are in thermal equilibrium, they have the same temperature. Thermal equilibrium is the central criterion of the zeroth law of thermodynamics. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=thermal+equilibrium&formSubmit=Search&showAll=1 ) thermodynamic equilibria Equilibre thermodynamique Equilibre thermodynamiques Thermodynamic equilibrium thermodynamic equilibrias thermodynamic equilibriums équilibres thermodynamiques thermodynamic equilibrium équilibre thermodynamique En thermodynamique, un équilibre thermodynamique correspond à l'état d'un système ne subissant aucune évolution à l'échelle macroscopique. Les grandeurs intensives caractérisant ce système (notamment la pression, la température, les potentiels chimiques) sont alors homogènes dans l'espace et constantes dans le temps. Cet équilibre est stable s'il n'est pas susceptible d'évoluer sur une échelle de temps infinie, ou sous le coup d'une perturbation extérieure ou d'une fluctuation locale interne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quilibre_thermodynamique ) The condition of a thermodynamic system in which the available energy is distributed uniformly among all the possible forms of energy. Furthermore, all thermodynamic processes must be exactly balanced by their reverse processes. For example, inside a star there will be as many ionizations of helium per second as there are recombinations of free electrons and helium ions (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=thermodynamic+equilibrium&formSubmit=Search&showAll=1 ) LTE local thermodynamic equilibria modèle ETL Equilibre thermodynamique local Equilibre thermodynamiques locaux Local thermodynamic equilibrium local thermodynamic equilibrias local thermodynamic equilibriums modèles ETL équilibres thermodynamiques locaux local thermodynamic equilibrium équilibre thermodynamique local L'hypothèse selon laquelle toutes les fonctions de distribution caractérisant la matière et son interaction avec le champ de rayonnement en un point dans l'étoile sont données par des relations d'équilibre thermodynamique à des valeurs locales de la température et de la densité. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=local+thermodynamic+equilibrium&formSubmit=Search&showAll=1 ) The assumption that all distribution functions characterizing the material and its interaction with the radiation field at a point in the star are given by thermodynamic equilibrium relations at local values of the temperature and density. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=local+thermodynamic+equilibrium&formSubmit=Search&showAll=1 ) hadron epoch Ere hadronique Ere hadroniques Hadron era hadron epochs hadron eras ères hadroniques hadron era ère hadronique En cosmologie primordiale, l'ère hadronique est une période de l'Univers primordial qui serait située entre l'ère des quarks et l'ère leptonique. Cette période commence approximativement 10–6 secondes après le Big Bang (1 µs) et s'achève environ 1 seconde après celui-ci. Cette ère est caractérisée par la formation des hadrons, c'est-à-dire, selon le modèle standard de la physique des particules, des particules constituées de quarks et de gluons. Les hadrons se forment à la suite de la baisse de la température de l'Univers sous la barre des 10¹³ degrés. À cette température, l'interaction forte amène les quarks à se lier pour former les hadrons. À la fin l'ère hadronique, il ne reste plus de quarks isolés et la création de hadrons est terminée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%88re_hadronique ) In physical cosmology, the hadron epoch started 20 microseconds after the Big Bang. The temperature of the universe had fallen sufficiently to allow the quarks from the preceding quark epoch to bind together into hadrons. Initially, the temperature was high enough to allow the formation of hadron/anti-hadron pairs, which kept matter and anti-matter in thermal equilibrium. Following the annihilation of matter and antimatter, a nano-asymmetry of matter remains to the present day. Most of the hadrons and anti-hadrons were eliminated in annihilation reactions, leaving a small residue of hadrons. Upon elimination of anti-hadrons, the Universe was dominated by photons, neutrinos and electron-positron pairs. One refers to this period as the lepton epoch. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hadron_epoch ) lepton epoch Ere leptonique Ere leptoniques Lepton era lepton epochs lepton eras ères leptoniques lepton era ère leptonique L'ère leptonique est une phase de l'expansion de l'Univers pendant laquelle les leptons (notamment les électrons et les positrons) dominaient en proportion la masse totale de matière dans l'univers. Durant cette période, les leptons étaient à la fois créés par création de paires particule/antiparticule et annihilés, ce qui assurait l'équilibre thermique des populations. Puis l'expansion a fait que les créations de paires sont devenues plus rares, et enfin les leptons se sont annihilés en créant des photons, ce qui a augmenté la température du fond diffus cosmologique. Ce dernier phénomène s'est produit lorsque la température de l'Univers était de l'ordre de celle correspondant à l'énergie de masse des électrons, soit 511 keV, ou 5 milliards de degrés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%88re_leptonique ) In physical cosmology, the lepton epoch was the period in the evolution of the early universe in which the leptons dominated the mass of the Universe. It started roughly 1 second after the Big Bang, after the majority of hadrons and anti-hadrons annihilated each other at the end of the hadron epoch. During the lepton epoch, the temperature of the Universe was still high enough to create neutrino and electron-positron pairs. Approximately 10 seconds after the Big Bang, the temperature of the universe had fallen to the point where electron-positron pairs were gradually annihilated. A small residue of electrons needed to charge-neutralize the Universe remained along with free streaming neutrinos: an important aspect of this epoch is the neutrino decoupling. The Big Bang nucleosynthesis epoch follows, overlapping with the photon epoch. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lepton_epoch ) radiation epoch radiation era radiative epoch Ere radiative Ere radiatives Radiative era radiation epochs radiation eras radiative epochs radiative eras ères radiatives radiative era ère radiative Ere stellaire Ere stellaires Stellar era stellar eras ères stellaires stellar era ère stellaire Eruption solaire Eruption solaires Solar flare solar flares éruptions solaires solar flare éruption solaire Une éruption solaire ou éruption chromosphérique, couramment — mais improprement — qualifiée de tempête solaire, est un événement primordial de l'activité du Soleil. La variation du nombre d'éruptions solaires permet de définir un cycle solaire d'une période moyenne de 11,2 ans. Elle se produit périodiquement à la surface de la photosphère et projette au travers de la chromosphère des jets de matière ionisée qui se perdent dans la couronne à des centaines de milliers de kilomètres d'altitude. Elle est provoquée par une accumulation d'énergie magnétique dans des zones de champs magnétiques intenses, au niveau de l'équateur solaire, probablement à la suite d'un phénomène de reconnexion magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89ruption_solaire ) A bright eruption form the Sun's chromosphere in the vicinity of a sunspot. Solar flares are caused by tremendous explosions on the surface of the Sun. In a matter of just a few minutes they heat the material to many millions of degrees and release as much energy as a billion megatons of T.N.T.. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+flare&formSubmit=Search&showAll=1 ) Eruption stellaire Eruption stellaires Stellar flare stellar flares éruptions stellaires stellar flare éruption stellaire Espace Banach espaces de Banach Banach space espace de Banach En mathématiques, plus particulièrement en analyse fonctionnelle, on appelle espace de Banach un espace vectoriel normé sur un sous-corps K de ℂ (en général, K = ℝ ou ℂ), complet pour la distance issue de sa norme. Comme la topologie induite par sa distance est compatible avec sa structure d’espace vectoriel, c’est un espace vectoriel topologique. Les espaces de Banach possèdent de nombreuses propriétés qui font d'eux un outil essentiel pour l'analyse fonctionnelle. Ils doivent leur nom au mathématicien polonais Stefan Banach. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_Banach ) In mathematics, more specifically in functional analysis, a Banach space is a complete normed vector space. Thus, a Banach space is a vector space with a metric that allows the computation of vector length and distance between vectors and is complete in the sense that a Cauchy sequence of vectors always converges to a well defined limit that is within the space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Banach_space ) Dual space Espace dual Espace duaux dual spaces espaces duaux dual space espace dual En mathématiques, à tout espace vectoriel V correspond un espace vectoriel dual (ou plus simplement espace dual)composé de toutes les formes linéaires sur V, auquel s'ajoute la structure d'espace vectoriel comme l'addition ponctuelle et la multiplication scalaire par des constantes. L'espace dual tel que défini ci-dessus est défini pour tous les espaces vectoriels et pour éviter l'ambiguïté peut également être appelé l'espace dual algébrique. Lorsqu'il est défini pour un espace vectoriel topologique, il y a un sous-espace de l'espace dual, correspondant aux fonctionnelles linéaires continues, appelé l'espace dual continu. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dual_space ) In mathematics, any vector space V has a corresponding dual vector space (or just dual space for short) consisting of all linear forms on V, together with the vector space structure of pointwise addition and scalar multiplication by constants. The dual space as defined above is defined for all vector spaces, and to avoid ambiguity may also be called the algebraic dual space. When defined for a topological vector space, there is a subspace of the dual space, corresponding to continuous linear functionals, called the continuous dual space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dual_space ) fiber space fibre bundle fibre space fibré Espace fibré Espace fibrés Fiber bundle espaces fibrés fiber bundles fiber spaces fibre bundles fibre spaces fibrés espace fibré fiber bundle En mathématiques, un espace fibré est, intuitivement, un espace topologique qui est localement le produit de deux espaces — appelés la base et la fibre — mais en général pas globalement. Par exemple, le ruban de Möbius est un fibré de base un cercle et de fibre un segment de droite : il ressemble localement au produit d'un cercle par un segment, mais pas globalement comme le cylindre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fibr%C3%A9 ) In mathematics, and particularly topology, a fiber bundle (or, in Commonwealth English: fibre bundle) is a space that is locally a product space, but globally may have a different topological structure. Specifically, the similarity between a space E and a product space B × F is defined using a continuous surjective map, π : E → B , that in small regions of E behaves just like a projection from corresponding regions of B × F to B . The map π , called the projection or submersion of the bundle, is regarded as part of the structure of the bundle. The space E is known as the total space of the fiber bundle, B as the base space, and F the fiber. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fiber_bundle ) espace de fonctions Espace fonctionnel Espace fonctionnels Function space espaces de fonctions espaces fonctionnels function spaces espace fonctionnel function space En mathématiques, un espace fonctionnel est un ensemble d'applications d'une certaine forme d'un ensemble X vers un ensemble Y. Il est appelé "espace" car, selon les cas, il peut être un espace topologique, un espace vectoriel, ou les deux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_fonctionnel ) In mathematics, a function space is a set of functions between two fixed sets. Often, the domain and/or codomain will have additional structure which is inherited by the function space. For example, the set of functions from any set X into a vector space has a natural vector space structure given by pointwise addition and scalar multiplication. In other scenarios, the function space might inherit a topological or metric structure, hence the name function space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Function_space ) Espace Hardy espaces de Hardy Hardy space espace de Hardy Les espaces de Hardy, dans le domaine mathématique de l'analyse fonctionnelle, sont des espaces de fonctions analytiques sur le disque unité du plan complexe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_Hardy ) In complex analysis, the Hardy spaces (or Hardy classes) are certain spaces of holomorphic functions on the unit disk or upper half plane. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hardy_space ) espace séparé Espace Hausdorff espaces de Hausdorff espaces séparés Hausdorff space espace de Hausdorff En mathématiques, un espace séparé, dit aussi espace de Hausdorff, est un espace topologique dans lequel deux points distincts quelconques admettent toujours des voisinages disjoints. Cette condition est aussi appelée axiome T_2 au sein des axiomes de séparation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_s%C3%A9par%C3%A9 ) In topology and related branches of mathematics, a Hausdorff space, separated space or T_2 space is a topological space where for any two distinct points there exist neighbourhoods of each which are disjoint from each other. Of the many separation axioms that can be imposed on a topological space, the "Hausdorff condition" (T_2) is the most frequently used and discussed. It implies the uniqueness of limits of sequences, nets, and filters. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hausdorff_space ) Espace Hilbert espaces de Hilbert Hilbert space espace de Hilbert En mathématiques, un espace de Hilbert est un espace vectoriel réel (resp. complexe) muni d'un produit scalaire euclidien (resp. hermitien), qui permet de mesurer des longueurs et des angles et de définir une orthogonalité. De plus, un espace de Hilbert est complet, ce qui permet d'y appliquer des techniques d'analyse. Ces espaces doivent leur nom au mathématicien allemand David Hilbert. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_Hilbert ) A generalization of Euclidean space in a way that extends methods of vector algebra from the two- and three-dimensional spaces to infinite-dimensional spaces. Multi-dimensional space in which the eigenfunctions of quantum mechanics are represented by orthogonal unit vectors. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hilbert+space&formSubmit=Search&showAll=1 ) Espace intergalactique Espace intergalactiques Intergalactic space espaces intergalactiques intergalactic spaces espace intergalactique intergalactic space L'espace intergalactique est l'espace physique entre les galaxies. Les études sur la distribution à grande échelle des galaxies montrent que l'univers a une structure en forme de mousse, avec des groupes et des amas de galaxies qui reposent le long de filaments qui occupent environ un dixième de l'espace total. Le reste forme d'énormes vides qui sont principalement vides de galaxies. En règle générale, un vide s'étend sur une distance de 7 à 30 mégaparsecs. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Outer_space#Intergalactic_space ) Intergalactic space is the physical space between galaxies. Studies of the large scale distribution of galaxies show that the Universe has a foam-like structure, with groups and clusters of galaxies lying along filaments that occupy about a tenth of the total space. The remainder forms huge voids that are mostly empty of galaxies. Typically, a void spans a distance of 7–30 megaparsecs. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Outer_space#Intergalactic_space ) 2022-10-03 Interplanetary matter Matière interplanétaire Matière interplanétaires interplanetary matters matières interplanétaires interplanetary matter matière interplanétaire La matière existant dans l'espace entre les planètes du Système Solaire, incluant le gaz et la poussière interplanétaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interplanetary+matter&formSubmit=Search&showAll=1 ) Material existing in the space between solar system planets. It includes interplanetary gas and dust. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interplanetary+matter&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-03 solar irradiance Rayonnement solaire Rayonnement solaires Solar radiation rayonnements solaires solar irradiances solar radiations rayonnement solaire solar radiation Tous les constituants composant l'émission du Soleil : photons, électrons, protons, neutrinos et noyaux atomiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+radiation&formSubmit=Search&showAll=1 ) All the constituents making up the Sun's emission: photons, electrons, protons, neutrinos, and atomic nuclei. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+radiation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Espace interstellaire Espace interstellaires Interstellar space espaces interstellaires interstellar spaces espace interstellaire interstellar space Locally convex topological vector space Espace localement convexe Espace localements convexes Locally convex space espaces localements convexes locally convex spaces espace localement convexe locally convex space En topologie, un espace localement compact est un espace séparé qui admet des voisinages compacts pour tous ses points. Un tel espace n'est pas nécessairement compact lui-même mais on peut y généraliser (au moins partiellement) beaucoup de résultats sur les espaces compacts. Ce sont aussi les espaces qu'on peut "rendre" compacts avec un point grâce à la compactification d'Alexandrov. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_localement_compact ) In topology and related branches of mathematics, a topological space is called locally compact if, roughly speaking, each small portion of the space looks like a small portion of a compact space. More precisely, it is a topological space in which every point has a compact neighborhood. In mathematical analysis locally compact spaces that are Hausdorff are of particular interest; they are abbreviated as LCH spaces. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Locally_compact_space ) Espace métrique Espace métriques Metric space espaces métriques metric spaces espace métrique metric space En mathématiques et plus particulièrement en topologie, un espace métrique est un ensemble au sein duquel une notion de distance entre les éléments de l'ensemble est définie. Les éléments seront, en général, appelés des points. Tout espace métrique est canoniquement muni d'une topologie. Les espaces métrisables sont les espaces topologiques obtenus de cette manière. L'exemple correspondant le plus à notre expérience intuitive de l'espace est l'espace euclidien à trois dimensions. La métrique euclidienne de cet espace définit la distance entre deux points comme la longueur du segment les reliant. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_m%C3%A9trique ) In mathematics, a metric space is a set together with a notion of distance between its elements, usually called points. The distance is measured by a function called a metric or distance function. Metric spaces are the most general setting for studying many of the concepts of mathematical analysis and geometry. The most familiar example of a metric space is 3-dimensional Euclidean space with its usual notion of distance. Other well-known examples are a sphere equipped with the angular distance and the hyperbolic plane. A metric may correspond to a metaphorical, rather than physical, notion of distance: for example, the set of 100-character Unicode strings can be equipped with the Hamming distance, which measures the number of characters that need to be changed to get from one string to another. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Metric_space ) Minkowski space time Minkowski space-time Minkowski spacetime espace-temps de Minkowski espace-temps de Poincaré-Minkowski Espace Minkowski espace temps de Minkowski espace temps de Poincaré Minkowski espaces de Minkowski Minkowski space espace de Minkowski En géométrie et en relativité restreinte, l'espace de Minkowski du nom de son inventeur Hermann Minkowski, appelé aussi l'espace-temps de Minkowski ou parfois l'espace-temps de Poincaré-Minkowski, est un espace mathématique, et plus précisément un espace affine pseudo-euclidien à quatre dimensions, modélisant l'espace-temps de la relativité restreinte : les propriétés géométriques de cet espace correspondent à des propriétés physiques présentes dans cette théorie. La physique classique est également géométrisée, et ce depuis Isaac Newton, voire avant ; l'intérêt de cette géométrisation de la relativité restreinte est dans le fait que le temps lui-même y est représenté comme indissociablement lié à l'espace matériel, que les propriétés abstraites de la relativité restreinte y trouvent une représentation proche de la géométrie euclidienne, et que cela a aidé à la formulation de la relativité générale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_Minkowski ) In mathematical physics, Minkowski space (or Minkowski spacetime combines inertial space and time manifolds (x,y) with a non-inertial reference frame of space and time (x',t') into a four-dimensional model relating a position (inertial frame of reference) to the field (physics). A four-vector (x,y,z,t) consisting of coordinate axes such as a Euclidean space plus time may be used with the non-inertial frame to illustrate specifics of motion, but should not be confused with the spacetime model generally. The model helps show how a spacetime interval between any two events is independent of the inertial frame of reference in which they are recorded. Although initially developed by mathematician Hermann Minkowski for Maxwell's equations of electromagnetism, the mathematical structure of Minkowski spacetime was shown to be implied by the postulates of special relativity. Minkowski space is closely associated with Einstein's theories of special relativity and general relativity and is the most common mathematical structure on which special relativity is formulated. While the individual components in Euclidean space and time may differ due to length contraction and time dilation, in Minkowski spacetime, all frames of reference will agree on the total distance in spacetime between events. Because it treats time differently than it treats the 3 spatial dimensions, Minkowski space differs from four-dimensional Euclidean space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Minkowski_space ) Espace modules Moduli space espaces de modules moduli spaces espace de modules moduli space En mathématiques, un espace de modules est un espace paramétrant les diverses classes d'objets sous une relation d'équivalence ; l'intérêt est de pouvoir alors munir naturellement ces espaces de classes d'une structure supplémentaire. L'archétype de cette situation est la classification des courbes elliptiques par les points d'une courbe modulaire. Autre exemple : en géométrie différentielle, l'espace de modules d'une variété est l'espace des paramètres définissant la géométrie modulo les difféomorphismes locaux et globaux. En physique, et en particulier dans les théories de champ supersymétriques les champs scalaires neutres sous le groupe de jauge et de masse nulle sont également appelés modules et l'ensemble de ces champs constitue l'espace de modules quantiques de la théorie. Le lien entre les deux appellations apparait en théorie des supercordes où les différentes compactifications de la théorie sur des variétés avec holonomie spéciale donne lieu à des théories effectives supersymétriques. Dans ce cas, l'espace des modules quantiques de cette théorie contient en particulier l'espace des modules de la variété de compactification. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_modules ) In mathematics, in particular algebraic geometry, a moduli space is a geometric space (usually a scheme or an algebraic stack) whose points represent algebro-geometric objects of some fixed kind, or isomorphism classes of such objects. Such spaces frequently arise as solutions to classification problems: If one can show that a collection of interesting objects (e.g., the smooth algebraic curves of a fixed genus) can be given the structure of a geometric space, then one can parametrize such objects by introducing coordinates on the resulting space. In this context, the term "modulus" is used synonymously with "parameter"; moduli spaces were first understood as spaces of parameters rather than as spaces of objects. A variant of moduli spaces is formal moduli. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moduli_space ) Espace phase Espace phases Phase space espaces des phases phase spaces espace des phases phase space Dans la théorie des systèmes dynamiques, un espace des phases est un espace mathématique dans lequel tous les états possibles d'un système sont représentés ; chaque état possible correspondant à un point unique dans l'espace des phases. Pour les systèmes mécaniques, l'espace des phases se compose généralement de toutes les valeurs possibles des variables de position et d'impulsion. Pour une particule, l'espace des phases a 6 dimensions, les espaces des positions et des impulsions ayant chacun 3 dimensions. Le concept d'espace des phases a été développé à la fin du XIXe siècle par Ludwig Boltzmann, Henri Poincaré et Josiah Willard Gibbs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_des_phases ) Phase space is the mathematical space of all possibilities in a given situation. A motion is then described by a path, trajectory, or orbit in this space. This not the usual kind of path laid out on the ground, but a series of locations in phase space, describing motion or change over a period of time. The terms do, however, that recall the origins of qualitative dynamics in Henri Poincaré's study of planetary motion. The dimension of the phase space is the number of initial conditions needed to uniquely specify a path and is equal to the number of variables in the dynamical system. The temporal behavior of the system is viewed as the succession of states in the system's state space. In the case of a simple pendulum, for example, the instantaneous configuration is given by just two numbers – the position of the pendulum bob and its velocity – which completely describe the system's state. For more complex systems, such as a chain of n pendulums coupled together, the state of the system is much larger. It requires, in this case, 2n numbers to specify the state of the entire system. This collection of all possible configurations is the phase space. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/phase_space.html ) Espace Sobolev espaces de Sobolev Sobolev space espace de Sobolev En analyse mathématique, les espaces de Sobolev sont des espaces fonctionnels particulièrement adaptés à la résolution des problèmes d'équation aux dérivées partielles. Ils doivent leur nom au mathématicien russe Sergueï Lvovitch Sobolev. Plus précisément, un espace de Sobolev est un espace vectoriel de fonctions muni de la norme obtenue par la combinaison de la norme Lp de la fonction elle-même et de ses dérivées jusqu'à un certain ordre. Les dérivées sont comprises dans un sens faible, au sens des distributions afin de rendre l'espace complet. Les espaces de Sobolev sont donc des espaces de Banach. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_Sobolev ) In mathematics, a Sobolev space is a vector space of functions equipped with a norm that is a combination of Lp-norms of the function together with its derivatives up to a given order. The derivatives are understood in a suitable weak sense to make the space complete, i.e. a Banach space. Intuitively, a Sobolev space is a space of functions possessing sufficiently many derivatives for some application domain, such as partial differential equations, and equipped with a norm that measures both the size and regularity of a function. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sobolev_space ) Espace topologique Espace topologiques Topological space espaces topologiques topological spaces espace topologique topological space La topologie générale est une branche des mathématiques qui fournit un vocabulaire et un cadre général pour traiter des notions de limite, de continuité, et de voisinage. Les espaces topologiques forment le socle conceptuel permettant de définir ces notions. Elles sont suffisamment générales pour s'appliquer à un grand nombre de situations différentes : ensembles finis, ensembles discrets, espaces de la géométrie euclidienne, espaces numériques à n dimensions, espaces fonctionnels plus complexes, mais aussi en géométrie algébrique. Ces concepts apparaissent dans presque toutes les branches des mathématiques ; ils sont donc centraux dans la vision moderne des mathématiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_topologique ) In mathematics, a topological space is, roughly speaking, a geometrical space in which closeness is defined but cannot necessarily be measured by a numeric distance. More specifically, a topological space is a set whose elements are called points, along with an additional structure called a topology, which can be defined as a set of neighbourhoods for each point that satisfy some axioms formalizing the concept of closeness. There are several equivalent definitions of a topology, the most commonly used of which is the definition through open sets, which is easier than the others to manipulate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Topological_space ) Espace vectoriel Espace vectoriels Vector space espaces vectoriels vector spaces espace vectoriel vector space En mathématiques, plus précisément en algèbre linéaire, un espace vectoriel est un ensemble d'objets, appelés vecteurs, que l'on peut additionner entre eux, et que l'on peut multiplier par un scalaire (pour les étirer ou les rétrécir, les tourner, etc.). En d'autres termes, c'est un ensemble muni d'une structure permettant d'effectuer des combinaisons linéaires. Les scalaires sont généralement des nombres réels ou des nombres complexes, ou alors pris dans n'importe quel corps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_vectoriel ) In mathematics and physics, a vector space (also called a linear space) is a set whose elements, often called vectors, may be added together and multiplied ("scaled") by numbers called scalars. Scalars are often real numbers, but can be complex numbers or, more generally, elements of any field. The operations of vector addition and scalar multiplication must satisfy certain requirements, called vector axioms. The terms real vector space and complex vector space are often used to specify the nature of the scalars: real coordinate space or complex coordinate space. Vector spaces generalize Euclidean vectors, which allow modeling of physical quantities, such as forces and velocity, that have not only a magnitude, but also a direction. The concept of vector spaces is fundamental for linear algebra, together with the concept of matrix, which allows computing in vector spaces. This provides a concise and synthetic way for manipulating and studying systems of linear equations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vector_space ) averse de météores essaim météorique meteor flare meteor outburst meteor storm meteor stream orage de météores éruption météorique Essaim météorique Essaim météoriques Meteor streams averses de météores essaims météoriques meteor flares meteor outbursts meteor showers meteor storms meteor streams orages de météores pluies de météores éruptions météoriques meteor shower pluie de météores Un essaim, mieux connu sous le nom de pluie d'étoiles filantes ou de météores, est une augmentation temporaire et périodique de la quantité d'étoiles filantes observées dans le ciel. Le phénomène est causé par le passage de la Terre dans l'orbite d'une comète, ce qui engendre la pénétration d'une grande quantité de poussière cométaire dans l'atmosphère terrestre. Ces étoiles filantes semblent provenir d'un même point dans le ciel, le radiant. On recense plusieurs dizaines d'essaims. Les noms de ces pluies d'étoiles filantes sont majoritairement dérivés de la constellation où se trouve leur radiant. Chaque essaim se produit chaque année à la même période avec une intensité variable. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pluie_de_m%C3%A9t%C3%A9ores ) An increased number of meteors all appearing to diverge from the direction of a single point, called radiant. Meteor showers occur annually on the same dates, when the Earth crosses through a meteoroid stream. Meteor showers are named after the constellation in which the radiant is located. For example, the Perseids's radiant lies near the top of the constellation Perseus. Most meteor showers are caused by comets. As a comet orbits the Sun it sheds an icy, dusty debris stream along its orbit. When the Earth's orbit intersects the dust trail, more meteors are seen as the cometary debris encounters our planet's atmosphere. In the case of the Geminids and Quadrantids, those meteor showers come from the debris scattered by orbiting asteroids. Typical meteor showers show 15 to 100 meteors per hour at their peak. On very rare occasions, during a meteor storm, thousands of meteors fall per hour. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=meteor+shower&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-04 Intégrale parcours Path integral intégrales de parcours path integrals intégrale de parcours path integral Une intégrale de chemin ("path integral" en anglais) est une intégrale fonctionnelle, c'est-à-dire que l'intégrant est une fonctionnelle et que la somme est prise sur des fonctions, et non sur des nombres réels (ou complexes) comme pour les intégrales ordinaires. On a donc ici affaire à une intégrale en dimension infinie. Ainsi, on distinguera soigneusement l'intégrale de chemin (intégrale fonctionnelle) d'une intégrale ordinaire calculée sur un chemin de l'espace physique, que les mathématiciens appellent intégrale curviligne. C'est Richard Feynman qui a introduit les intégrales de chemin en physique dans sa thèse, soutenue en mai 1942, portant sur la formulation de la mécanique quantique basée sur le lagrangien. La motivation originale provient du désir d'obtenir une formulation quantique de la théorie de l'absorbeur de Wheeler et Feynman à partir d'un lagrangien (plutôt que d'un hamiltonien) comme point de départ. En raison de la seconde Guerre mondiale, ces résultats ne seront publiés qu'en 19483. Cet outil mathématique s'est rapidement imposé en physique théorique avec sa généralisation à la théorie quantique des champs, permettant notamment une quantification des théories de jauge non-abéliennes plus simple que la procédure de quantification canonique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Int%C3%A9grale_de_chemin ) The path integral formulation is a description in quantum mechanics that generalizes the action principle of classical mechanics. It replaces the classical notion of a single, unique classical trajectory for a system with a sum, or functional integral, over an infinity of quantum-mechanically possible trajectories to compute a quantum amplitude. This formulation has proven crucial to the subsequent development of theoretical physics, because manifest Lorentz covariance (time and space components of quantities enter equations in the same way) is easier to achieve than in the operator formalism of canonical quantization. Unlike previous methods, the path integral allows one to easily change coordinates between very different canonical descriptions of the same quantum system. Another advantage is that it is in practice easier to guess the correct form of the Lagrangian of a theory, which naturally enters the path integrals (for interactions of a certain type, these are coordinate space or Feynman path integrals), than the Hamiltonian. Possible downsides of the approach include that unitarity (this is related to conservation of probability; the probabilities of all physically possible outcomes must add up to one) of the S-matrix is obscure in the formulation. The path-integral approach has proven to be equivalent to the other formalisms of quantum mechanics and quantum field theory. Thus, by deriving either approach from the other, problems associated with one or the other approach (as exemplified by Lorentz covariance or unitarity) go away. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Path_integral_formulation ) 2022-10-06 Etoile Barnard étoiles de Barnard Barnard star étoile de Barnard L'étoile de Barnard est une étoile de la constellation zodiacale d'Ophiuchus. Cette naine rouge, variable de type BY Draconis, est l'étoile connue dont le mouvement propre est le plus élevé (10,3″ par an). Elle est nommée en l'honneur de l'astronome américain Edward E. Barnard qui découvrit cette propriété en 1916. Située à une distance de ∼5,96 a.l. (∼1,83 pc), c'est la quatrième étoile la plus proche du Système solaire. Elle est cependant invisible à l'œil nu en raison de sa faible luminosité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_Barnard ) At a distance of 5.96 light-years (1.83 pc), Barnard's Star is the fourth nearest star and the second nearest star system to the Sun, after the trinary system of Alpha Centauri. Barnard's Star lies in the northernmost part of the constellation Ophiuchus, west of Cebelrai (Beta Ophiuchi), and was discovered in 1916 by Edward E. Barnard. Being a red dwarf, it cannot be seen from Earth without the aid of a powerful telescope. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BarnardsStar.html ) 2022-10-06 Etoile branche horizontale Etoile branches horizontales Horizontal branch star horizontal branch stars étoiles des branches horizontales horizontal branch star étoile de la branche horizontale La branche horizontale est une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell relative à un stade de l'évolution stellaire suivant immédiatement celui de la branche des géantes rouges après le flash de l'hélium. Elle concerne les étoiles ayant une masse du même ordre que celle du Soleil, dont la luminosité a crû et la température superficielle a décru régulièrement lors de l'ascension de la branche des géantes avant de brutalement changer de direction sur le diagramme HR à la suite du flash de l'hélium : à ce stade, ces étoiles ont une luminosité relativement constante alors que leur température superficielle augmente progressivement, ce qui se traduit par un parcours horizontal vers la gauche sur le diagramme HR. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Branche_horizontale ) The horizontal branch (HB) is a stage of stellar evolution that immediately follows the red-giant branch in stars whose masses are similar to the Sun's. Horizontal-branch stars are powered by helium fusion in the core (via the triple-alpha process) and by hydrogen fusion (via the CNO cycle) in a shell surrounding the core. The onset of core helium fusion at the tip of the red-giant branch causes substantial changes in stellar structure, resulting in an overall reduction in luminosity, some contraction of the stellar envelope, and the surface reaching higher temperatures. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Horizontal_branch ) 2022-10-04 2022-10-04 OH maser maser OH hydroxyl masers masers OH masers à hydroxyles hydroxyl maser maser à hydroxyle Un phénomène maser créé par les molécules OH avec des raies OH caractéristiques. Les masers OH sont détectés en direction de divers environnements astronomiques incluant les régions de formation d'étoiles massives et les étoiles évoluées de type avancé. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=oh+maser&formSubmit=Search&showAll=1 ) A maser phenomenon created by OH molecules with characteristic OH lines. OH masers are detected toward a variety of astronomical environments, including massive star formation regions and evolved late-type stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=oh+maser&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-04 2022-10-04 H2O maser maser H2O masers H2O masers à eaux water masers maser à eau water maser Un phénomène de maser interstellaire dans lequel les molécules d'eau (H₂O) subissent les processus d'inversion de population et d'émission stimulée. Les masers H₂O sont détectés vers les régions de formation d'étoiles et les enveloppes des étoiles évoluées. L'émission maser provient de régions qui sont généralement assez petites, pas plus grandes que le système solaire. La fréquence d'émission principale est de 22 GHz, qui apparaît en raies intenses. Il existe cependant d'autres transitions maser H₂O à 380 GHz et 183 GHz, qui sont beaucoup plus faibles que la raie de 22 GHz. Les transitions précédentes sont détectées sporadiquement car elles sont fortement absorbées dans l'atmosphère terrestre, en raison de sa teneur élevée en vapeur d'eau. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=water+maser&formSubmit=Search&showAll=1 ) An interstellar maser phenomenon in which water (H₂O) molecules undergo the processes of population inversion and stimulated emission. H₂O masers are detected toward star formation regions and the envelopes of evolved stars. The maser emission comes from regions that are typically quite small, not larger than the solar system. The main emission frequency is 22 GHz, which shows up in strong lines. There are, however, other H₂O maser transitions at 380 GHz and 183 GHz, which are much weaker than the 22 GHz line. The former transitions are sporadically detected since they are strongly absorbed in the Earth's atmosphere, because of its high water vapor content. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=water+maser&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 collapsed star étoile effondrée Collapsed star Etoile effondrée Etoile effondrées collapsars collapsars collapsed stars étoiles effondrées collapsar collapsar Un collapsar (contraction des termes anglais collapse (effondrement) et star (étoile) ; officiellement étoile implosante en français, bien que ce nom ne soit guère utilisé en pratique) désigne le modèle théorique le plus accepté parmi les astrophysiciens pour décrire une étoile massive qui s'effondre et forme un sursaut gamma, puis finalement un trou noir stellaire. Ainsi, lorsqu'une étoile a une masse d'au moins 20 à 30 fois celle du Soleil (M⊙), celle-ci, en épuisant son carburant nucléaire, possède une pression interne trop faible pour soutenir la masse même de l'étoile. Dans ce cas, le noyau de l'étoile s'effondre en créant un trou noir. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Collapsar ) The collapse of the core of a very massive star which results in a black hole accompanied by a very energetic gamma-ray burst. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=collapsar&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 étoile en fuite étoile fugitive Etoile en cavale Etoile en cavales Runaway star runaway stars étoiles en cavales étoiles en fuites étoiles fugitives runaway star étoile en cavale Une étoile dite en fuite ou fugitive (runaway star en anglais) est une étoile qui se déplace dans l'espace avec une vitesse anormalement élevée par rapport aux autres étoiles environnantes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_en_fuite ) A massive, young, and hot star that is moving quickly through space. Runaways are probably propelled through space from a binary star when its companion has exploded as a supernova, or ejected from a stellar cluster by the dynamical interactions in the system. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=runaway+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-04 2022-10-04 interstellar masers masers interstellaires interstellar maser maser interstellaire Un phénomène maser créé par des étoiles jeunes et des protoétoiles dans les nuages moléculaires denses de poussière et gas environnants. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+maser&formSubmit=Search&showAll=1 ) A maser phenomenon created by young stars and protostars in the surrounding dense molecular clouds of gas and dust. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+maser&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Galaxies Galaxies galaxies galaxies galaxie galaxy Une galaxie est une structure cosmique formée par le rassemblement — sous l’effet de la gravitation — d'étoiles et de leurs planètes éventuelles, de gaz, de poussière interstellaire, peut-être essentiellement de matière noire, et contenant souvent un trou noir supermassif en son centre. Les galaxies peuvent elles-mêmes se rassembler — toujours par l’effet de la gravitation — en groupes de galaxies, eux-mêmes pouvant se structurer en amas et superamas de galaxies. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie ) A galaxy is a system of stars, stellar remnants, interstellar gas, dust, dark matter, bound together by gravity. The word is derived from the Greek galaxias (γαλαξίας), literally 'milky', a reference to the Milky Way galaxy that contains the Solar System. Galaxies, averaging an estimated 100 million stars, range in size from dwarfs with less than a hundred million stars, to the largest galaxies known – supergiants with one hundred trillion stars, each orbiting its galaxy's center of mass. Most of the mass in a typical galaxy is in the form of dark matter, with only a few percent of that mass visible in the form of stars and nebulae. Supermassive black holes are a common feature at the centres of galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy ) 2022-10-06 Etoile faible masse Etoile faibles masses Low mass star low mass star low mass stars low-mass stars étoiles de faibles masses low-mass star étoile de faible masse Une étoile dont la masse avoisine celle du Soleil. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=low-mass+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star whose mass is around that of the Sun. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=low-mass+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Etoile géante Etoile géantes Giant star giant stars étoiles géantes giant star étoile géante Une étoile géante, aussi appelée simplement géante quand ce n'est pas ambigu, est une étoile de classe de luminosité II ou III. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_g%C3%A9ante ) A giant star is a star with substantially larger radius and luminosity than a main-sequence (or dwarf) star of the same surface temperature. They lie above the main sequence (luminosity class V in the Yerkes spectral classification) on the Hertzsprung–Russell diagram and correspond to luminosity classes II and III. The terms giant and dwarf were coined for stars of quite different luminosity despite similar temperature or spectral type by Ejnar Hertzsprung about 1905. Giant stars have radii up to a few hundred times the Sun and luminosities between 10 and a few thousand times that of the Sun. Stars still more luminous than giants are referred to as supergiants and hypergiants. A hot, luminous main-sequence star may also be referred to as a giant, but any main-sequence star is properly called a dwarf no matter how large and luminous it is. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Giant_star ) 2022-10-07 Etoile grande vitesse Etoile grandes vitesses High velocity star high velocity star high velocity stars high-velocity stars étoiles à grandes vitesses high-velocity star étoile à grande vitesse Une étoile à grande vitesse est une étoile voyageant plus rapidement que 60 à 100 km/s (les définitions varient) par rapport au mouvement moyen des étoiles dans le voisinage solaire. Les étoiles à grande vitesse appartiennent généralement à la population du halo et se déplacent autour du centre galactique sur des orbites excentriques, souvent avec une grande inclinaison par rapport au plan galactique. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/high-velocity_star.html ) A high-velocity star is a star traveling faster than 60 to 100 km/s (definitions vary) relative to the average motion of star's in the solar neighborhood. High-velocity stars typically belong to the halo population and travel around the galactic center in eccentric orbits, often of large inclination to the galactic plane. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/high-velocity_star.html ) 2022-10-06 Etoile multiple Etoile multiples Multiple star multiple stars étoiles multiples multiple star étoile multiple Une étoile qui apparaît unique mais est en fait composée de plus de deux composantes. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=multiple+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star which appears single but is in fact composed of more than two components. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=multiple+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Etoile neutron Etoile neutrons Neutron star neutron stars étoiles à neutrons neutron star étoile à neutrons Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur de certaines étoiles massives lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. Une étoile à neutrons peut présenter différents aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau traversant ou pas de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable. Il est également possible de repérer une coalescence de deux étoiles à neutrons ou d'une étoile à neutrons avec un trou noir grâce aux ondes gravitationnelles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_%C3%A0_neutrons ) A neutron star is the collapsed core of a massive supergiant star, which had a total mass of between 10 and 25 solar masses, possibly more if the star was especially metal-rich. Except for black holes and some hypothetical objects (e.g. white holes, quark stars, and strange stars), neutron stars are the smallest and densest currently known class of stellar objects. Neutron stars have a radius on the order of 10 kilometres (6 mi) and a mass of about 1.4 solar masses. They result from the supernova explosion of a massive star, combined with gravitational collapse, that compresses the core past white dwarf star density to that of atomic nuclei. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_star ) 2022-10-06 early-type star Etoile premier type Etoile premiers type First type star early type star early type stars early-type stars first type star first type stars first-type stars étoiles de premiers type first-type star étoile de premier type Une étoile de type précoce (calque de l'anglais early-type star) est une étoile de type spectral O, B, A ou F0 à F5, dont la température de surface est supérieure à celle du Soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_type_pr%C3%A9coce ) Early-type stars are hot, luminous stars of spectral type O, B, A, and F0 to F5. They were originally thought to be at an earlier stage in their evolution than late-type stars, such as those that are cooler than the Sun. However, it is now known that their high temperature is an outcome of their high mass. Early-type stars are not considered good candidates in the search for inhabited extrasolar worlds, on account of their relatively short lifetimes on the main sequence (see stars, lifetimes). More generally, the term “early” is used to described any star that is at the hotter end of its spectral class: for example, a G2 star is said to be earlier than a G5 star. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/early-type_stars.html ) 2022-10-06 Etoile proche Etoile proches Nearby star nearby stars étoiles proches nearby star étoile proche 2022-10-06 Etoile rotation Etoile rotations Rotating star rotating stars étoiles en rotations rotating star étoile en rotation Une étoile qui possède une vitesse angulaire non nulle. Dans une étoile en rotation, les forces centrifuges réduisent la gravité effective en fonction de la latitude et introduisent également des écarts par rapport à la sphéricité. Dans une étoile en rotation, les équations de la structure stellaire doivent être modifiées. Les coordonnées sphériques habituelles doivent être remplacées par de nouvelles coordonnées caractérisant les équipotentielles. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=rotating+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star that has a non-zero angular velocity. In a rotating star, the centrifugal forces reduce the effective gravity according to the latitude and also introduce deviations from sphericity. In a rotating star, the equations of stellar structure need to be modified. The usual spherical coordinates must be replaced by new coordinates characterizing the equipotentials. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=rotating+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Etoile séquence principale Etoile séquences principales Main sequence star main sequence star main sequence stars main-sequence stars étoiles des séquences principales main-sequence star étoile de la séquence principale En astronomie, la séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V et l'ordonnée la luminosité ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de "diagrammes de Hertzsprung-Russell", d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou "étoiles naines". Ainsi, environ 90 % des étoiles observées au-dessus de 0,5 M☉ sont sur la séquence principale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9quence_principale ) In astronomy, the main sequence is a continuous and distinctive band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness. These color-magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after their co-developers, Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. Stars on this band are known as main-sequence stars or dwarf stars. These are the most numerous true stars in the universe and include the Sun. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Main_sequence ) 2022-10-06 Etoile supermassive Etoile supermassives Supermassive star supermassive stars étoiles supermassives supermassive star étoile supermassive Une étoile avec une masse initiale supérieure à environ 120 masses solaires. L'existence de ces étoiles dans l'univers actuel n'est pas confirmée. De telles étoiles ont été proposées comme explication des étoiles de type O très brillantes dans le Grand Nuage de Magellan, mais on sait aujourdhui qu'elles sont des amas d'étoiles O ordinaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=supermassive+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star with an initial mass over about 120 solar masses. The existence of such stars is the present Universe is not confirmed. Such stars were proposed as an explanation for very bright O type stars in the Large Magellanic Cloud, but these are now known to be clusters of ordinary O stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=supermassive+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Etoile triple Etoile triples Triple star triple stars étoiles triples triple star étoile triple Un groupe de 3 étoiles physiquement ou visuellement associées. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=triple+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A group of three stars visually or physically associated with each other. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=triple+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Etoile type avancé Etoile type avancés Late type star late type star late type stars late-type stars étoiles de type avancés late-type star étoile de type avancé Une étoile de type tardif (calque de l'anglais late-type star) est une étoile de type spectral K, M, S ou C, dont la température de surface est inférieure à celle du Soleil. Au sein d'une "classe" spectrale, on peut aussi parler de type tardif : une étoile G tardive sera de type Gn avec n proche du maximum (~G6,5 et plus), une naine M tardive sera de type Mn avec n proche du maximum (~M6,5 et plus, donc en l'occurrence les naines brunes les plus chaudes). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_type_tardif ) A late-type star is a star of spectral type K, M, S, or C, with with a surface temperature lower than that of the Sun. The term dates from when astronomers thought that all cooler, redder stars like these were at a later stage of evolution than the hot blue, white, and yellow-white stars of spectral types O, B, A, and F which were said to be called early type. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/latetype.html ) 2022-10-06 variable stars étoiles variables variable star étoile variable En astronomie, une étoile variable ou, par ellipse, une variable — anciennement, une étoile changeante ou une changeante — est une étoile dont l'éclat — la luminosité — varie au cours de périodes plus ou moins longues (on parle à ce titre de variabilité stellaire). Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible pendant des périodes de temps beaucoup plus courtes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable ) A variable star is a star that changes in brightness. Variable stars fall into two general categories: intrinsic variables, in which physical changes, such as pulsations or eruptions, are involved, and extrinsic variables, in which the light output fluctuates due to eclipses or stellar rotation. Further classification is complex; originally it was based on a star's light curve, amplitude, and periodicity (or lack of it), but is now more closely linked to the physical processes underlying the variability. The standard reference for classification is the General Catalogue of Variable Stars. Specific types of variable star are often named after a prototype. Additionally, a star may belong to more than one category of variable. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variablestar.html ) 2022-10-06 Population II Population type II population II stars étoiles de populations II population II star étoile de population II Les étoiles de population II sont une classe d'étoiles de la Voie lactée très vieilles, pauvres en métaux et formées avant le disque galactique. Elles appartiennent principalement au halo galactique et leur âge varie d'environ 11 à 13,5 milliards d'années. On en connaît environ une centaine. Elles se distinguent des étoiles de population I, plus jeunes et plus riches en métaux, et des étoiles de population III, beaucoup plus anciennes et dont aucune n'a été détectée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_population_II ) Population II objects are old, red stars and other objects found in the galactic halo and galactic bulge of a spiral galaxy, such as our own, near the galactic center, and in parts of the disk of the galaxy which are well away from the galactic plane. The halo contains individual old stars and large groupings known as globular clusters. Population II stars make up the overwhelming bulk of the stellar population in elliptical galaxies. Pop II stars follow highly elliptical orbits around the galactic center and are relatively deficient in heavy elements (i.e., those heavier than hydrogen or helium) because they formed when their parent galaxy was young, before much stellar nucleosynthesis had taken place. The importance of heavy elements in planet formation suggests that few, if any, Population II stars have worlds in orbit around them. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/PopII.html ) 2022-09-30 star evolution Evolution stellaire Evolution stellaires Stellar evolution star evolutions stellar evolutions évolutions stellaires stellar evolution évolution stellaire L'évolution d'une étoile, ou évolution stellaire, désigne l'ensemble des phénomènes allant de la formation à la "mort" d'une étoile. Elle peut être décomposée en plusieurs phases principales dont la formation de l'étoile, son séjour sur la séquence principale et sa phase finale. Durant sa vie, une étoile émet des particules et des rayonnements électromagnétiques (dont une partie sous forme de rayonnements visibles) grâce à l'énergie dégagée par les réactions de fusion nucléaire produites dans les zones internes de l'étoile. L'analyse spectrale de ces émissions révèle certaines caractéristiques de l'étoile, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. La plus grande partie de l'existence de l'étoile se passe sur la séquence principale, où elle fusionne de l'hydrogène pour former de l'hélium. Une fois le cœur de l'étoile épuisé en hydrogène, elle quitte la séquence principale pour évoluer vers d'autres stades d'évolution ; le stade ultime étant un objet compact : une naine blanche (et à terme une naine noire), une étoile à neutrons ou encore un trou noir. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89volution_stellaire ) Stellar evolution is the process by which a star changes over the course of time. Depending on the mass of the star, its lifetime can range from a few million years for the most massive to trillions of years for the least massive, which is considerably longer than the age of the universe. All stars are formed from collapsing clouds of gas and dust, often called nebulae or molecular clouds. Over the course of millions of years, these protostars settle down into a state of equilibrium, becoming what is known as a main-sequence star. Nuclear fusion powers a star for most of its existence. Initially the energy is generated by the fusion of hydrogen atoms at the core of the main-sequence star. Later, as the preponderance of atoms at the core becomes helium, stars like the Sun begin to fuse hydrogen along a spherical shell surrounding the core. This process causes the star to gradually grow in size, passing through the subgiant stage until it reaches the red-giant phase. Stars with at least half the mass of the Sun can also begin to generate energy through the fusion of helium at their core, whereas more-massive stars can fuse heavier elements along a series of concentric shells. Once a star like the Sun has exhausted its nuclear fuel, its core collapses into a dense white dwarf and the outer layers are expelled as a planetary nebula. Stars with around ten or more times the mass of the Sun can explode in a supernova as their inert iron cores collapse into an extremely dense neutron star or black hole. Although the universe is not old enough for any of the smallest red dwarfs to have reached the end of their existence, stellar models suggest they will slowly become brighter and hotter before running out of hydrogen fuel and becoming low-mass white dwarfs. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_evolution ) 2022-10-06 2022-10-06 restes stellaires stellar remnants reste stellaire stellar remnant 2022-09-30 Masse stellaire Masse stellaires Stellar mass masses stellaires stellar masses masse stellaire stellar mass La masse stellaire est une expression utilisée par les astronomes pour décrire la masse d'une étoile. Il est généralement dénombré en termes de masse du Soleil, en proportion d'une masse solaire (M☉). Par conséquent, l'étoile brillante Sirius pèse environ 2,02 M☉. La masse d'une étoile variera au cours de sa vie, à mesure que la masse s'érode avec les vents stellaires, ou qu'elle se retrouve éjectée via un comportement pulsationnel, ou si une masse supplémentaire est accrétée, comme celle d'une étoile compagnon. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Masse_stellaire ) Stellar mass is a phrase that is used by astronomers to describe the mass of a star. It is usually enumerated in terms of the Sun's mass as a proportion of a solar mass (M☉). Hence, the bright star Sirius has around 2.02 M☉. A star's mass will vary over its lifetime as mass is lost with the stellar wind or ejected via pulsational behavior, or if additional mass is accreted, such as from a companion star. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_mass ) 2022-09-30 région de formation d'étoiles star formation region star forming region Région formation stellaire Région formations stellaires Stellar formation region régions de formations d'étoiles régions de formations stellaires star formation regions star forming regions stellar formation regions région de formation stellaire stellar formation region Une région dans le milieu interstellaire où se déroulent des processus de formation d'étoiles. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=star+formation+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) A region in the interstellar medium where processes of star formation are going on or have occurred in the past. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=star+formation+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 novae novae Nova Nova novaes novaes novas novas nova nova Une nova est un type de binaire cataclysmique qui subit un renforcement soudain et spectaculaire de la brillance, d'un facteur allant jusqu'à un million environ, avant de diminuer à son état de pré-nova. Loin d'être de "nouvelles" étoiles, comme leur nom historique le suggère, les novae sont constituées d'une primaire naine blanche en orbite serrée autour d'une secondaire naine orange ou rouge ou (dans certains cas) d'une géante, et l'énergie nécessaire aux sursauts étant du gaz pris depuis la plus grosse étoile par la naine blanche. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/nova.html ) A nova is a type of cataclysmic binary that undergoes a sudden, spectacular brightening, by a factor of up to a million or so, before dimming to its pre-nova state. Far from being "new" stars, as their historical name suggests, novae consist of a white dwarf primary in close orbit around an orange or red dwarf or (in some cases) giant secondary, the fuel for the outbursts being gas plundered from the larger star by the white dwarf. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/nova.html ) 2022-10-06 Population I Population type I population I stars étoiles de populations I population I star étoile de population I En astronomie, on nomme étoiles de population I, des étoiles riches en métaux (c’est-à-dire en éléments autres que l'hydrogène et l'hélium), dont l'âge varie d'environ 0 à 10 milliards d'années. La quasi-totalité des étoiles actuellement observées sont de population I. Les étoiles de population I ont été formées à partir de la matière éjectée lors de l'explosion de supernovae. Ces étoiles sont communes dans les bras des galaxies spirales comme notre galaxie. Le Soleil en est un exemple. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_population_I ) A member of a class of relatively young stars, containing a large fraction of metals, found mainly in the disk of the Galaxy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=population+I+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 astronomical radio source cosmic radio source Cosmic radio source Radiosource cosmique Radiosource cosmiques astronomical radio sources cosmic radio sources radio sources radiosources radio source radiosource En astrophysique, une radiosource ou source radio est un objet céleste qui émet une grande quantité d'énergie sous forme de rayonnement électromagnétique dans la bande de fréquence des ondes radio. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radiosource ) An astronomical radio source is an object in outer space that emits strong radio waves. Radio emission comes from a wide variety of sources. Such objects are among the most extreme and energetic physical processes in the universe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_radio_source ) 2022-10-06 subgiant star étoile sous-géante Sous géante Sous géantes Subgiant star sous géante sous géantes sous-géantes subgiant stars subgiants étoile sous géante étoiles sous géantes étoiles sous-géantes sous-géante subgiant Les étoiles sous-géantes sont une classe d'étoiles qui sont plus brillantes que les étoiles normales (naines) de la séquence principale de même type spectral, mais moins brillantes que les vraies géantes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_sous-g%C3%A9ante ) A star with a lower absolute magnitude than a normal giant star of its spectral type. It is a star that has exhausted the hydrogen at its center and is evolving into a red giant. Subgiants are luminosity class IV. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=subgiant&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 Supergiant Supergéante supergiants supergéantes supergiant supergéante Une supergéante, à l'exception des hypergéantes, est le type d'étoile le plus gros et le plus brillant. Les supergéantes ont des luminosités de 10 000 à 100 000 luminosités solaires et des rayons de 20 à plusieurs centaines de rayons solaires (la taille de l'orbite de Jupiter). Les deux types les plus courants sont les supergéantes rouges, illustrées par Bételgeuse et Antarès, et les supergéantes bleues, illustrées par Rigel. Lorsqu'une étoile d'au moins 15 masses solaires épuise l'hydrogène dans son noyau, elle gonfle d'abord pour devenir une géante rouge. Mais lorsqu'elle atteint le stade de la combustion d'hélium-vers-carbone, par le processus triple alpha, elle s'étend à un volume encore plus grand. Cette étoile beaucoup plus brillante, mais toujours rouge, est une supergéante rouge. Au travers d'un vent stellaire vigoureux, les supergéantes rouges perdent régulièrement leurs atmosphères étendues et se transforment en supergéantes bleues plus petites mais beaucoup plus chaudes. Un supergéante bleue peut ensuite développer une nouvelle enveloppe distendue et revenir à la phase supergéante rouge. Les deux types, rouges et bleus, peuvent exploser sous forme de supernovae. Cela a été une surprise pour les astronomes, car la théorie de l'évolution stellaire a longtemps enseigné que les supernovae proviennent toujours de la variété rouge. Cependant, la grande Supernova 1987a a eu un précurseur supergéante bleue. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html ) A supergiant, with the exception of hypergiants, is the brightest, largest kind of star. Supergiants have luminosities of 10,000 to 100,000 solar luminosities and radii of 20 to several hundred solar radii (about the size of Jupiter's orbit). The two commonest types are red supergiants, exemplified by Betelgeuse and Antares, and blue supergiants, exemplified by Rigel. When a star of at least 15 solar masses exhausts the hydrogen in its core, it first swells to become a red giant. But when it reaches the stage of helium-to-carbon burning, by the triple-alpha process, it expands to an even larger volume. This much brighter, but still reddened star is a red supergiant. Through a vigorous stellar wind, red supergiants steadily lose their extended atmospheres and turn into smaller but much hotter blue supergiants. A blue supergiant may then develop a fresh distended envelope and revert to the red supergiant phase. Both types, red and blue, can explode as supernovae. This came as something of a surprise to astronomers, since stellar evolution theory had long taught that supernovae always come from the red variety. However, the great Supernova 1987A was found to have had a blue supergiant precursor. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html ) 2022-10-06 intérieur stellaire star internal structure stellar internal structure Stellar interior Structure interne stellaire Structure internes stellaires intérieurs stellaires star internal structures stellar interiors stellar internal structures structures internes stellaires stellar interior structure interne stellaire 2022-10-06 subdwarf star étoile sous-naine Sous naine Sous naines Subdwarf sous naine sous naines sous-naines subdwarf stars subdwarfs étoile sous naine étoiles sous naines étoiles sous-naines sous-naine subdwarf Une sous-naine est une étoile de classe de luminosité VI dans la classification spectrale MK. Aujourd'hui, la notation VI est assez rare et la notation sd (pour l'anglais subdwarf) est plus usuelle. Situées un peu en dessous de la séquence principale dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les sous-naines sont sous-lumineuses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_sous-naine ) A subdwarf is a star that is smaller and less luminous by one to two magnitudes (2.5–6 times fainter) than a normal dwarf star of the same spectral type. Subdwarfs are mainly old, galactic halo population II objects of types F, G, and K. They are denoted by the prefix "sd", as in sdK7, and are placed in luminosity class VI. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dwarfstar.html#subdwarf ) flaring star Etoile à sursauts Flare star flare stars flaring stars étoiles à sursauts flare star étoile à sursauts Une étoile à sursauts est une naine rouge qui présente des variations soudaines et imprévisibles d'émission lumineuse qui dure de quelques minutes à quelques heures. On pense que les sursauts se produisent dans la chromosphère de l'étoile et sont de nature similaire aux éruptions solaires mais beaucoup plus énergétiques. Ils se produisent irrégulièrement, ne suivent aucun schéma prévisible et peuvent augmenter considérablement la brillance de l'étoile sur une large étendue de longueurs d'onde allant des rayons X aux ondes radio. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/flarestar.html ) A flare star is a red dwarf that displays sudden and unpredictable changes in light output lasting for a few minutes to a few hours. The flares are believed to occur in the star's chromosphere and to be similar in nature to solar flares but much more energetic. They occur irregularly, follow no predictable pattern, and can dramatically increase the star's brightness over a broad wavelength range from X-rays to radio waves. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/flarestar.html ) 2022-09-30 A star étoile A étoiles A étoiles de type A A-type star étoile de type A Une étoile A est une étoile de type spectral A, de couleur blanche, avec un spectre dominé par la série de Balmer de l'hydrogène. Les raies des éléments lourds, tels que le fer et le calcium, sont perceptibles à l'extrémité plus froide de la plage. Les étoile A de la séquence principale ont des températures de surface de 7 500 à 9 900 K, des luminosités de 7 à 80 fois celles du Soleil et des masses de 1.5 à 3 masses solaires. Les exemples familiers incluent Sirius, Vega et Altair. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) An A star is a star of spectral type A, white in color, with a spectrum dominated by the Balmer series of hydrogen. Lines of heavy elements, such as iron and calcium, are noticeable at the cooler end of the range. Main sequence A stars have surface temperatures of 7,500 to 9,900 K, luminosities of 7 to 80 times that of the Sun, and masses of 1.5 to 3 solar masses. Familiar examples include Sirius, Vega, and Altair. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) Ae star étoile Ae Etoile Ae étoiles Ae étoiles de type Ae Ae-type star étoile de type Ae Une étoile Ae est une étoile A présentant de fortes raie d'émission, généralement d'hydrogène, superposées à un spectre autrement normal et causé par une enveloppe circumstellaire de matière chauffée. Certaines étoiles Ae ne se sont formées que récemment et peuvent encore être entourées d'une nébulosité visible, auquel cas elles sont connues sous le nom d'étoiles Herbig Ae/Be. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) An Ae star is an A star with strong emission lines, usually of hydrogen, superimposed on an otherwise normal spectrum and caused by a circumstellar shell of heated material. Some Ae stars have only recently formed and may be surrounded by visible nebulosity, in which case they are known as Herbig Ae/Be stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) étoile Am Am star Etoile Am étoiles Am étoiles de type Am Am-type star étoile de type Am Une étoile Am, également connue sous le nom d'étoile à raies métalliques, est un type d'étoile A dont le spectre présente des raies d'absorption fortes et souvent variables de certains métaux (d'où le "m"), comme le zinc, le strontium, le zirconium et le baryum, plus typique d'une étoile F et de carence d'autres éléments, tels le calcium et/ou le scandium. Ces anomalies d'abondance sont dues à certains éléments poussés vers la surface car ils sont de meilleurs absorbeurs de lumière, tandis que d'autres éléments plongent à des niveaux inférieurs sous l'effte de la gravité - un effet qui nécessite une rotation stellaire lente. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) An Am star, also known as a metallic-line star, is a type of A star whose spectrum has strong and often variable absorption lines of some metals (hence the "m"), such as zinc, strontium, zirconium, and barium, more typical of an F star, and deficiencies of others, such as calcium and/or scandium. These abundance anomalies are due to some elements being pushed to the surface because they are better light-absorbers, while other elements sink to lower levels under gravity – an effect that requires slow stellar rotation. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) Ap star étoile Ap Etoile Ap étoiles Ap étoiles de type Ap Ap-type star étoile de type Ap Une étoile Ap est une étoile A dont le spectre présente des raies inhabituellement intenses de certains métaux ionisés et d'éléments de terres rares, pointant vers une vaste surabondance (10³à 10⁶valeurs solaires) de ces éléments dans les couches de surface de l'étoile. Plus généralement, le terme étoile Ap, ou étoile A particulière, englobe une gamme d'étoiles chimiquement anormales à peu près entre les types spectraux B5 et F5. Les éléments en surabondance varient d'une étoile Ap à l'autre et peuvent inclure le manganèse, le mercure, le silicium, le chrome, le strontium, l'europium et autres. Les étoiles Ap ont généralement des températures de surface de 8 000 à 15 000 K, des champs magnétiques forts et de faibles vitesses de rotation - des propriétés qui aident à expliquer leurs anomalies chimiques observées. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) An Ap star is an A star whose spectrum has unusually strong lines of some ionized metals and rare earth elements, pointing to a vast overabundance (10³to 10⁶solar values) of these elements in the star's surface layers. More generally, the term Ap star, or peculiar A star, has come to encompass a range of chemically anomalous stars roughly between spectral types B5 and F5. The elements in overabundance vary from one Ap star to another and may include manganese, mercury, silicon, chromium, strontium, europium, and others. Ap stars typically have surface temperatures of 8,000 to 15,000 K, strong magnetic fields, and low rotational rates – properties that help explain their observed chemical anomalies. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Astar.html ) 2022-09-30 B star étoile B Etoile B étoiles B étoiles de type B B-type star étoile de type B Une étoile de type spectral B, dont le spectre est marqué par des raies d'absorption de l'hydrogène; également connue sous le nom d'étoile de type B. Les spectres optiques des types B sont caractérisés par la présence de raies He neutres (principalement He I 4471 Å) jusqu'au type B9. He I se renforce jusqu'à environ B2, puis diminue. L'hélium ionisé (principalement He II 4541 Å) apparaît d'abord à environ B0. La plupart des raies métalliques sont absentes ou faibles, à l'exception de certaines raies d'absorption pour les états d'ionisation plus élevés du silicium, de l'oxygène, du carbone et du magnésium. Ce sont des étoiles chaudes avec des températures effecttives allant d'environ 10 000 K à B9 jusqu'à près de 30 000 K à B0. Elles ont entre 3 et 20 masses solaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=b+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star of spectral type B, whose spectrum is marked by absorption lines of hydrogen; also known as B-type star. B-type optical spectra are characterized by the presence of neutral He lines (mainly He I 4471 Å) at about type B9. He I strengthens up to about B2, then decreases. Ionized helium (mainly He II 4541 Å) first appears at about B0. Most metallic lines are absent or weak, except some absorption lines for the higher ionization states of silicon, oxygen, carbon, and magnesium. These are hot stars with effective temperatures ranging from about 10,000 K at B9 to nearly 30,000 K at B0. They are between 3 and 20 solar masses. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=b+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Baryum star Etoile baryum Etoile baryums barium stars étoiles à baryums barium star étoile à baryum Une étoile à baryum est une géante rouge de type spectral G ou K dont le spectre indique une surabondance d'éléments chimiques issus du processus s à travers la présence de la raie Ba II à λ = 455,4 nm du baryum ionisé une fois Ba^+. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_%C3%A0_baryum ) A type of star, usually G or K giants, whose spectra show unusually strong absorption lines of barium, strontium, and other s-process elements. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=barium+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Etoile Be étoiles Be Be star étoile Be Une étoile Be est une étoile de type spectral B et qui en plus montre des raies spectrales en émission. Les étoiles Be sont des étoiles qui ont une très grande vitesse de rotation (plusieurs centaines de kilomètres à la seconde à l'équateur), et qui ont un disque autour d'elles. C'est le disque qui est responsable des raies en émission. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_Be ) A hot star of spectral type B showing Balmer lines in emission. Be stars are fast rotators (spinning at about 200 km/sec) and have strong stellar winds with important mass loss. B, referring to the spectral type; e for emission lines. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=be+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) C star étoile C Carbon star Etoile carbone Etoile carbones carbon stars étoiles C étoiles carbonées carbon star étoile carbonée Une classe d'étoiles géantes rouges dont les spectres présentent de fortes bandes moléculaires de composés de carbone. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=carbon+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A class of red giant stars whose spectra show strong molecular bands of carbon compounds. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=carbon+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Etoile chaude Etoile chaudes Hot star hot stars étoiles chaudes hot star étoile chaude Un membre d'une classe d'étoiles possédant des températures effectives élevées (au-dessus de 15000 K); principalement des étoiles massives, mais également les étoiles excitatrices des nébuleuses planétaires, les naines blanches et les étoiles symbiotiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hot+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A member of a class of stars having high effective temperatures (above some 15,000 K); mainly massive stars, but also including exciting stars of planetary nebulae, white dwarfs, and symbiotic stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hot+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) CP star étoile CP Chemically peculiar star Etoile chimiquement particulière Etoile chimiquements particulières chemically peculiar stars étoiles CP étoiles chimiquements particulières chemically peculiar star étoile chimiquement particulière Une étoile chimiquement particulière — dite étoile CP, pour Chemically Peculiar en anglais — est une étoile dont le spectre témoigne d'une surabondance ou d'un appauvrissement en un ou plusieurs éléments chimiques par rapport au type spectral de référence de l'étoile. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_chimiquement_particuli%C3%A8re ) A main sequence star of spectral type A or B identified by the presence of anomalously strong or weak absorption lines of certain elements in their spectra. CP stars have been divided into four main classes on the basis of their spectra: 1) non-magnetic metallic-lined (CP1, Am star), magnetic (CP2, Ap star), non-magnetic mercury-manganese (CP3, HgMn star), and helium-weak (CP4, He-weak star). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=chemically+peculiar+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Etoile enveloppe Etoile enveloppes Shell star shell stars étoiles à enveloppes shell star étoile à enveloppe Une étoile à enveloppe (termes anglais : shell star ou Be-shell) est une étoile ayant un spectre qui montre des raies d'absorption extrêmement larges, mais aussi quelques autres raies très étroites. La plupart du temps, elles montrent également des raies d'émission, souvent de la série de Balmer, plus occasionnellement d'autres raies d'émission. Les raies d'absorption larges s'expliquent par la rotation particulièrement rapide de la photosphère de l'étoile, tandis que les raies d'émission sont produites par un disque circumstellaire équatorial, et les raies d'absorption étroites lorsque le disque est vu presque de côté. Les étoiles à enveloppe sont de type spectral O7,5 à F5, avec des vitesses de rotation de 200 à 300 km/s, non loin de la vitesse au-delà de laquelle l'accélération rotationnelle détruirait l'étoile. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_%C3%A0_enveloppe ) A main-sequence star, usually of spectral class B to F, whose spectrum shows bright emission lines superimposed on the normal absorption lines. The emission spectrum is explained by the presence of a circumstellar shell of gas surrounding the star at the equator. Shell stars are fast rotators. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=shell+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 2022-10-06 compact objects objets compacts compact object objet compact Un objet astronomique qui est beaucoup plus dense ou plus compact que la plupart des objets de sa classe. Plus précisément, une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+object&formSubmit=Search&showAll=1 ) An astronomical object that is substantially denser or more compact than most objects of its class. More specifically, a neutron star or a stellar black hole. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+object&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 F star étoile F Etoile F étoiles F étoiles de type F F-type star étoile de type F Une étoile F, ou étoile de type F, est une étoile blanche ou blanc-jaunâtre de type spectral F dont le spectre montre de fortes raies d'absorption de calcium ionisé qui sont plus proéminentes que les raies d'hydrogène. Des raies modérément fortes dues au fer et d'autres éléments plus lourds sont également en évidence. Les étoiles F de la séquence principale, dont Procyon est un exemple, ont une température de surface de 6 050 à 7 220 K, une masse de 1.1 à 1.6 masses solaires et une luminosité de 2 à 7 fois celle du Soleil. Relativement proches, les membres de type avancé de cette catégorie sont généralement inclus dans la liste des étoiles cibles pour les recherches d'exoplanètes et les programmes SETI ciblés. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/Fstar.html ) An F star, or F-type star, is a white or yellowish-white star of spectral type F whose spectrum shows strong absorption lines of ionized calcium which are more prominent than the hydrogen lines. Moderately strong lines due to iron and other heavier elements are also in evidence. Main sequence F stars, of which Procyon is an example, have a surface temperature of 6,050 to 7,220 K, a mass of 1.1 to 1.6 solar masses, and a luminosity of 2 to 7 times that of the Sun. Relatively nearby, late-type members of this category are generally included in the list of target stars for exoplanet searches and targeted SETI programs. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/Fstar.html ) 2022-10-06 Planets Planète planets planètes planet planète Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant "nettoyé le voisinage de son orbite", c'est-à-dire éliminé tout objet de taille comparable se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension, on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire ou tout objet qui est un grand corps astronomique arrondi n'étant ni une étoile, ni son vestige. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plan%C3%A8te ) A planet is a large, rounded astronomical body that is neither a star nor its remnant. The best available theory of planet formation is the nebular hypothesis, which posits that an interstellar cloud collapses out of a nebula to create a young protostar orbited by a protoplanetary disk. Planets grow in this disk by the gradual accumulation of material driven by gravity, a process called accretion. The Solar System has at least eight planets: the terrestrial planets Mercury, Venus, Earth and Mars, and the giant planets Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune. These planets each rotate around an axis tilted with respect to its orbital pole. All of them possess an atmosphere, although that of Mercury is tenuous, and some share such features as ice caps, seasons, volcanism, hurricanes, tectonics, and even hydrology. Apart from Venus and Mars, the Solar System planets generate magnetic fields, and all except Venus and Mercury have natural satellites. The giant planets bear planetary rings, the most prominent being those of Saturn. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planet ) 2022-10-06 high-mass star étoile de forte masse Etoile massive Etoile massives Massive star high mass star high mass stars high-mass stars massive stars étoiles de fortes masses étoiles massives massive star étoile massive Une étoile dont la masse est plus grande qu'environ 10 masses solaires. Les types spectraux des étoiles massives vont d'environ B3 (étoile B) à O2 (étoile O) et incluent les étoiles de Wolf-Rayet ainsi que les Variables Bleues Lumineuses. Les étoiles massives sont très rares; pour chaque étoile de 20 masses solaires, il y a quelque 100 000 étoiles de 1 masse solaire. Malgré cette rareté, elles jouent un rôle clé en astrophysique. Ce sont des sites majeurs de nucléosynthèse au-delà de l'oxygène et, par conséquent, sont principalement responsables de l'évolution chimique des galaxies. En raison de leur flux ultraviolet élevé et de leurs vents stellaires puissants, elles provoquent des phénomènes intéressants dans le milieu interstellaire, comme les régions H II, les turbulences, les chocs, les bulles, etc. Les étoiles massives sont des progéniteurs de supernovae (type Ia, type Ic et type II), d'étoiles à neutrons et de trous noirs. Les processus de formation des étoiles massives sont toujours un problème non résolu. Pour les étoiles massives, l'échelle de temps d'accrétion est plus grande que l'échelle de temps Kelvin-Helmholtz. Cela signifie que les étoiles massives atteignent la séquence principale alors que l'accrétion se poursuit. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=massive+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star whose mass is larger than approximately 10 solar masses. The spectral types of massive stars range from about B3 (B star) to O2 (O star) and include Wolf-Rayet stars as well as Luminous Blue Variables. Massive stars are very rare; for each star of 20 solar masses there are some 100,000 stars of 1 solar mass. Despite this rarity, they play a key role in astrophysics. They are major sites of nucleosynthesis beyond oxygen and, therefore, are mainly responsible for the chemical evolution of galaxies. Due to their high ultraviolet flux and powerful stellar winds, they bring about interesting phenomena in the interstellar medium, like H II regions, turbulence, shocks, bubbles, and so on. Massive stars are progenitors of supernovae (type Ia, type Ic and type II), neutron stars, and black holes. The formation processes of massive stars is still an unresolved problem. For massive stars the accretion time scale is larger than the Kelvin-Helmholtz time scale. This means that massive stars reach the main sequence while accretion is still going on. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=massive+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-10 G star étoile G Etoile G étoiles G étoiles de type G G-type star étoile de type G Une étoile G est une étoile jaunâtre de type spectral G, avec une température de surface dans la plage de 5 000 à 5 800 °C et une masse de 0.8 à 1.1 masses solaires. Les étoiles G ont des spectres contenant de nombreuses raies d'absorption de métaux neutres et ionisés, ainsi que certaines bandes d'absorption moléculaire. Les raies H et K du calcium ionisé sont particulièrement fortes. Les étoiles G de la séquence principale, dont le Soleil et alpha Centauri A sont des exemples, sont les principales cibles des recherches d'exoplanètes et de programmes SETI ciblés. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Gstar.html ) A G star is a yellowish star of spectral type G, with a surface temperature in the range 5,000 to 5,800°C and mass of 0.8 to 1.1 solar masses. G stars have spectra containing many absorption lines of neutral and ionized metals, together with some molecular absorption bands. The H and K lines of ionized calcium are particularly strong. Main sequence G stars, of which the Sun and Alpha Centauri A are examples, are the prime targets of searches for exoplanets and targeted SETI programs. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Gstar.html ) 2022-10-10 Soleil Sun Le Soleil est l’étoile du Système solaire. Dans la classification astronomique, c’est une étoile de type naine jaune d'une masse d'environ 1,989 1 × 10^(30) kg, composée d’hydrogène (74 % de la masse ou 92 % du volume) et d’hélium (25 % de la masse ou 8 % du volume). Le Soleil fait partie de la galaxie appelée la Voie lactée et se situe à environ 8 kpc (∼26 100 a.l.) du centre galactique, dans le bras d'Orion. Le Soleil orbite autour du centre galactique en une année galactique de 225 à 250 millions d'années. Autour de lui gravitent la Terre (à la vitesse de 30 km/s), sept autres planètes, au moins cinq planètes naines, de très nombreux astéroïdes et comètes et une bande de poussière. Le Soleil représente à lui seul environ 99,854 % de la masse du système planétaire ainsi constitué, Jupiter représentant plus des deux tiers du reste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil ) The Sun is the star at the center of the Solar System. It is a nearly perfect ball of hot plasma, heated to incandescence by nuclear fusion reactions in its core. The Sun radiates this energy mainly as light, ultraviolet, and infrared radiation, and is the most important source of energy for life on Earth. The Sun's radius is about 695,000 kilometers (432,000 miles), or 109 times that of Earth. Its mass is about 330,000 times that of Earth, comprising about 99.86% of the total mass of the Solar System. Roughly three-quarters of the Sun's mass consists of hydrogen (~73%); the rest is mostly helium (~25%), with much smaller quantities of heavier elements, including oxygen, carbon, neon, and iron. The Sun is a G-type main-sequence star (G2V). As such, it is informally, and not completely accurately, referred to as a yellow dwarf (its light is actually white). It formed approximately 4.6 billion years ago from the gravitational collapse of matter within a region of a large molecular cloud. Most of this matter gathered in the center, whereas the rest flattened into an orbiting disk that became the Solar System. The central mass became so hot and dense that it eventually initiated nuclear fusion in its core. It is thought that almost all stars form by this process. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sun ) cool stars étoiles froides cool star étoile froide artificial guide star étoile guide artificielle Artificial guide star Etoile guide artificielle Etoile guides artificielles artificial guide stars laser guide stars étoiles guides artificielles étoiles guides lasers laser guide star étoile guide laser En astronomie, une étoile guide laser est un système qui utilise un laser pour créer une étoile guide lors des observations, c'est-à-dire une étoile brillante artificielle, dans le champ des observations, permettant d'utiliser l'optique adaptative. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_guide_laser ) A laser guide star is an artificial star image created for use in astronomical adaptive optics systems, which are employed in large telescopes in order to correct atmospheric distortion of light (called astronomical seeing). Adaptive optics (AO) systems require a wavefront reference source of light called a guide star. Natural stars can serve as point sources for this purpose, but sufficiently bright stars are not available in all parts of the sky, which greatly limits the usefulness of natural guide star adaptive optics. Instead, one can create an artificial guide star by shining a laser into the atmosphere. Light from the beam is reflected by components in the upper atmosphere back into the telescope. This star can be positioned anywhere the telescope desires to point, opening up much greater amounts of the sky to adaptive optics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Laser_guide_star ) Etoile hélium Helium star helium stars étoiles à hélium helium star étoile à hélium Une étoile à hélium est une étoile bleue de type spectral O ou B présentant de très fortes raies de l'hélium et des raies de l'hydrogène plus faibles que d'ordinaire indiquant des vents stellaires forts et une perte significative de masse des couches externes de l'étoile. Les étoiles à hélium extrêmes ont un spectre dépourvu des raies de l'hydrogène. Les étoiles à hélium pures se trouvent sur ou à proximité d'une séquence principale de l'hélium, semblable à la séquence principale formée par les étoiles plus courantes constituées d'hydrogène. Le terme étoile à hélium était autrefois synonyme d'étoile de type B, mais cet usage est aujourd'hui considéré comme obsolète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_%C3%A0_h%C3%A9lium ) An evolved star which has lost most or all of its hydrogen-rich envelope, leaving just a core of helium. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=helium+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Hae/Be star Herbig Ae star Herbig Be star étoile Hae/Be Etoile Herbig Ae/Be étoiles Hae/Be étoiles de Herbig Ae/Be Herbig Ae/Be star étoile de Herbig Ae/Be Une étoile Ae/Be de Herbig (en abrégé : HAe/Be, de l'anglais Herbig Ae/Be star) est une étoile de la pré-séquence principale de masse intermédiaire et de type spectral B ou A possédant des raies spectrales en émission dans son spectre visible ; associée à une région présentant une forte extinction, elle illumine une nébuleuse par réflexion. Les étoiles de Herbig ont été classées et étudiées par George Herbig dans les années 1960. Il est actuellement accepté qu'il s'agit d'étoiles jeunes, c'est-à-dire n'étant pas encore sur la séquence principale. Ces étoiles sont entourées d'un disque protoplanétaire responsable de l'émission infrarouge et millimétrique. Nombreuses étoiles HAe/Be présentent une variabilité photométrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_Ae/Be_de_Herbig ) A Herbig Ae/Be star is a still-contracting (pre-main sequence) star of spectral type A or B, with strong emission lines (especially H-alpha and the calcium H and K lines), associated with fairly bright nebulosity. They are named after the American astronomer George Herbig (1920–2013) and also known as a Herbig-Bell stars or Herbig emission stars. A well-known example is R Coronae Borealis (see R Coronae Borealis star. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Herbig_AeBe_star.html ) 2022-10-06 IR star étoile IR Etoile IR Infrared star infrared stars étoiles IR étoiles infrarouges infrared star étoile infrarouge 2022-09-30 K star étoile K Etoile K étoiles K étoiles de type K K-type star étoile de type K Une étoile K est une étoile rouge-orange, de type spectral K. Les spectres des étoiles K sont dominés par les raies H et K du calcium et les raies du fer et du titane neutres, avec des bandes moléculaires dues au cyanogène (CN) et au dioxyde de titane ( TiO) devenant de plus en plus proéminentes à l'extrémité la plus froide de la plage. Les étoiles K de la séquence principale (i.e. les naines de type K) sont intermédiaires en taille et température entre les naines rouges de type M et les étoiles de type solaire (type G), avec une masse de 0.5 à 0.8 masse solaire, une température de 3900 à 5200 K (3600 à 4900 °C), et une luminosité de 0.1 à 0.4 luminosité solaire. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/K/Kstar.html ) A K star is an orange-red star, of spectral type K. The spectra of K stars are dominated by the H and K lines of calcium and lines of neutral iron and titanium, with molecular bands due to cyanogen (CN) and titanium dioxide (TiO) becoming increasingly prominent at the cooler end of the range. K-type main sequence stars (that is, K-type dwarfs) are intermediate in size and temperature between M-type red dwarfs and Sun-like stars (type G), with a mass of 0.5 to 0.8 solar mass, a temperature of 3900 to 5200 K (3600 to 4900°C), and a luminosity 0.1 to 0.4 solar luminosity. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/K/Kstar.html ) 2022-09-30 étoile M Etoile M M star étoiles M étoiles de type M M-type star étoile de type M Une étoile M est une étoile rouge, froide, de type spectral M, avec une température de surface inférieure à 3 600 °C. Des bandes d'absorption moléculaire sont proéminentes dans le spectre, avec des bandes d'oxyde de titane devenant dominantes à l'extrémité inférieure de la plage de températures. Les étoiles M de la séquence principale, connues sous le nom de naines rouges, ont une masse inférieure à 0.5 la masse du Soleil et une luminosité inférieure à 0.08 la luminosité du Soleil; Les exemples incluent Proxima Centauri et l'Etoile de Barnard proches. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Mstar.html ) An M star is a cool, red star, of spectral type M, with a surface temperature of less than 3,600°C. Molecular absorption bands are prominent in the spectrum, with bands of titanium oxide becoming dominant at the lower end of the temperature range. Main sequence M stars, known as red dwarfs, have a mass of less than 0.5 the mass of the Sun and a luminosity of less than 0.08 the luminosity of the Sun; examples include the nearby Proxima Centauri and Barnard's Star. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Mstar.html ) 2022-10-06 Etoile magnétique Etoile magnétiques Magnetic star magnetic stars étoiles magnétiques magnetic star étoile magnétique Une étoile dont les raies spectrales montrent l'effet Zeeman. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star whose spectral lines show the Zeeman effect. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Dwarf star Etoile naine Etoile naines dwarf stars étoiles naines dwarf star étoile naine Une étoile naine est un terme utilisé, curieusement, pour décrire toute étoile de taille normale pour sa masse. Ces étoiles se trouvent sur la séquence principale et sont donc en train de convertir l'hydrogène en hélium par la fusion nucléaire dans leurs noyaux. Le Soleil, par exemple, est classé comme une naine jaune. Les naines rouges sont les plus petites et les moins lumineuses des étoiles de la séquence principale. Les étoiles naines très évoluées qui ont quitté la séquence principale comprennent les naines blanches, qui sont des étoiles effondrées qui sont encore chaudes et brillantes en raison de l'énergie thermique stockée, et les naines noires, qui sont devenues si froides qu'elles ne dégagent plus de rayonnement visible. Les naines brunes sont des objets substellaires avec une masse insuffisante pour pouvoir fusionner l'hydrogène dans leurs noyaux. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dwarfstar.html ) A dwarf star is a term used, oddly enough, to describe any star that is of normal size for its mass. Such stars lie on the main sequence and are thus in the process of converting hydrogen to helium by nuclear fusion in their cores. The Sun, for example, is classified as a yellow dwarf. Red dwarfs are the smallest and least luminous of main sequence stars. Highly evolved dwarf stars that have left the main sequence include white dwarfs, which are collapsed stars that are still hot and shining by virtue of stored thermal energy, and black dwarfs, which have become so cold that they no longer give off any visible radiation. Brown dwarfs are substellar objects with insufficient mass to be able to fuse hydrogen in their cores. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dwarfstar.html ) 2022-09-30 O star étoile O Etoile O étoiles O étoiles de type O O-type star étoile de type O Une étoile O, ou étoile de type O, est une étoile bleue, lumineuse et massive de type spectral O. Les étoiles O ont des températures de surface de 30 000 ° – 50 000 °C et des masses de 20 à 100 masses solaires. Leurs spectres sont dominés par des raies d'émission d'hélium simplement ionisé (ces raies formant la série Pickering). La plupart des autres raies proviennent d'éléments au moins doublement ionisés, bien que les raies H et He I soient également présentes. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Ostar.html ) An O star, or O-type star, is a massive, luminous, blue star of spectral type O. O stars have surface temperatures of 30,000°–50,000°C and masses of 20–100 solar masses. Their spectra are dominated by emission lines of singly ionized helium (these lines forming the so-called Pickering series). Most other lines are from at least doubly ionized elements, although H and He I lines are also present. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Ostar.html ) 2022-09-30 OB star étoile OB Etoile OB étoiles OB étoiles de type OB OB-type star étoile de type OB Les étoiles OB sont des étoiles O ou des étoiles B. Celles-ci ont des propriétés similaires et sont fréquemment présentes ensemble dans l'espace dans les associations OB. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/OBstar.html ) OB stars are O stars or B stars. These have similar properties and frequently occur together in space in OB associations. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/OBstar.html ) étoile à émission OH/IR Etoile OH IR Etoile OH-IR OH IR star étoiles OH/IR étoiles à émissions OH/IR OH/IR star étoile OH/IR Une étoile à émission OH/IR est une étoile de la branche asymptotique des géantes (AGB = asymptotic giant branch) qui présente une forte émission maser OH et est inhabituellement brillante aux longueurs d'onde du proche-infrarouge. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_%C3%A0_%C3%A9mission_OH/IR ) An evolved Mira-type star which is associated with strong OH maser and strong infrared (IR) emission from the surrounding shell of warm gas and dust. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=OH%2FIR+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 peculiar star Etoile particulière Etoile particulières Particular star particular stars peculiar stars étoiles particulières particular star étoile particulière 2022-10-10 pre-main-sequence star Etoile pré séquence principale Etoile prés séquences principales Premain sequence star pre main sequence star pre main sequence stars pre-main sequence stars pre-main-sequence stars étoile de la pré séquence principale étoiles des pré séquences principales étoiles des pré-séquences principales pre-main sequence star étoile de la pré-séquence principale Un objet de la pré-séquence principale est une étoile très jeune qui a épuisé son alimentation centrale de deutérium et qui subit une nouvelle contraction gravitationnelle, le long du trajet de Hayashi ou, à un stade légèrement ultérieur, le long du trajet de Henyey, avant d'arriver sur la séquence principale. Pour une étoile d'environ la masse du soleil, cette phase dure plusieurs millions d'années. Un type familier d'objet de la pré-séquence principale est l'étoile T tauri. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/pre-main-sequence_object.html ) A pre-main-sequence object is an infant star that has exhausted its core supply of deuterium and is undergoing further gravitational contraction, along the Hayashi track or, at a slightly later stage, along the Henyey track, before arriving on the main sequence. For a star of about the mass of the Sun, this phase lasts several million years. A familiar type of pre-main-sequence object is the T Tauri star. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/pre-main-sequence_object.html ) 2022-09-30 Etoile radio Etoile radios Radio star radio stars étoiles radios radio star étoile radio Une étoile qui est une source d'émission aux fréquences radio. Les étoiles radio incluent les pulsars, les étoiles éruptives, les binaires dans lesquelles la masse est transférée d'une composante à l'autre, et quelques étoiles RX. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A star which is a source of emission at radio frequencies. Radio stars include pulsars, flare stars, binary star systems in which mass is transferred from one component to the other, and some X-ray stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Emission line star Etoile raie émission Etoile raies émissions emission line star emission line stars emission-line stars étoiles à raies d'émissions emission-line star étoile à raies d'émission Une étoile à raies d'émission est une étoile dont le spectre révèle des raies d'émission dans le spectre optique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Emission-line_star ) An emission-line star is a star whose spectrum exhibits emission lines in the optical spectra. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Emission-line_star ) metal-weak star Etoile raie faible Etoile raies faibles Weak line star metal weak star metal weak stars metal-weak stars weak line star weak line stars weak-line stars étoiles à raies faibles weak-line star étoile à raies faibles Etoile relativiste Etoile relativistes Relativistic star relativistic stars étoiles relativistes relativistic star étoile relativiste Une étoile relativiste est une étoile en rotation dont le comportement est bien décrit par la relativité générale, mais pas par la mécanique classique. Les premiers objets de ce type à avoir été identifiés sont les pulsars radio, qui consiste en des étoiles à neutrons en rotation. Les étoiles supermassives en rotation sont une forme hypothétique d'une étoile relativiste. Les étoiles relativistes sont une source possible d'étude des ondes gravitationnelles. Une autre définition d'une étoile relativiste est une étoile avec l'équation de l'état d'un gaz relativiste spécial. Cela peut se produire lorsque le noyau d'une étoile massive de la séquence principale devient suffisamment chaud pour générer des paires d'électrons-positons. L'analyse de stabilité montre qu'une telle étoile n'est que marginalement liée et est instable vis-à-vis de l'effondrement ou d'une explosion. Cette instabilité est censée limiter la masse des étoiles de la séquence principale à quelques centaines de masses solaires environ. Les étoiles de cette taille et plus grandes sont capables de s'effondrer directement en un trou noir de taille intermédiaire ou supermassif. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Relativistic_star ) A relativistic star is a rotating star whose behavior is well described by general relativity, but not by classical mechanics. The first such object to be identified was radio pulsars, which consist of rotating neutron stars. Rotating supermassive stars are a hypothetical form of a relativistic star. Relativistic stars are one possible source to allow gravitational waves to be studied. Another definition of a relativistic star is one with the equation of state of a special relativistic gas. This can happen when the core of a massive main-sequence star becomes hot enough to generate electron-positron pairs. Stability analysis shows that such a star is only marginally bound, and is unstable to either collapse or explode. This instability is believed to limit the mass of main-sequence stars to a couple of hundred solar masses or so. Stars of this size and larger are able to directly collapse into a black hole of either intermediate or supermassive size. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Relativistic_star ) 2022-09-30 S star étoile S Etoile S étoiles S étoiles de type S S-type star étoile de type S Une étoile S est une étoile géante rouge de type spectral S, similaire à une étoile M sauf que les oxydes dominants dans le spectre sont ceux des métaux de la cinquième période du tableau périodique (zirconium, yttrium, etc.) au lieu de la troisième (titane, scandium, vanadium). Les étoiles S ont également de fortes bandes moléculaires du cyanogènes (CN) et contiennent des raies spectrales de lithium et de technétium. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/S_star.html ) An S star is a red giant star of spectral type S, similar to an M star except that the dominant oxides in the spectrum are those of the metals of the fifth period of the periodic table (zirconium, yttrium, etc.) instead of the third (titanium, scandium, vanadium). S stars also have strong cyanogen (CN) molecular bands and contain spectral lines of lithium and technetium. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/S_star.html ) Etoile soupçonnée variable Etoile soupçonnées variables Suspected variable star suspected variable stars étoiles soupçonnées variables suspected variable star étoile soupçonnée variable Etoile symbiotique Etoile symbiotiques Symbiotic star symbiotic stars étoiles symbiotiques symbiotic star étoile symbiotique Une étoile symbiotique est un système binaire, dont le spectre combiné comprend une composante de bande d'absorption moléculaire, impliquant généralement la présence de bandes Tio, et une composante de raie d'émission, telles que les raies d'émission des ions d'ionisation supérieure comme He II 4686 Å et [O III] 5007 Å. Les composantes d'une étoile symbiotique sont une géante rouge et une petite étoile chaude, comme une naine blanche, entourée de nébulosité. Les étoiles symbiotiques sont probablement des progéniteurs des nébuleuses planétaires bipolaires et ils pourraient constituer certains des systèmes qui explosent plus tard sous forme de supernovae de type Ia, explosions spectaculaires visibles sur des distances cosmologiques. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/symbiotic_star.html ) A symbiotic star is a binary star system, the combined spectrum of which includes a molecular absorption band component, typically involving the presence of TiO bands, and an emission line component, such as emission lines of ions of higher ionization such as He II4686 Å and [O III]5007 Å. The components of a symbiotic star are a red giant and a small hot star, such as a white dwarf, surrounded by nebulosity. Symbiotic stars are likely progenitors of bipolar planetary nebulae and they could make up some of the systems that later explode as Type Ia supernovae, spectacular explosions visible across cosmological distances. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/symbiotic_star.html ) beta CMa star beta Cephei star étoile de type bêta Cephei β CMa star β Canis Majoris star Beta Canis Majoris star Etoile type bêta Canis Majoris Etoile type bêtas Canis Majoris beta CMa stars beta Canis Majoris stars beta Cephei stars étoiles de type bêtas Canis Majoris étoiles de type bêtas Cephei β CMa stars β Canis Majoris stars beta Canis Majoris star étoile de type bêta Canis Majoris Les variables bêta Cephei, également connues sous le nom d'étoiles de type bêta Canis Majoris, sont des étoiles variables qui présentent de petites variations rapides de leur brillance en raison des pulsations de leurs surfaces, que l'on pense dues aux propriétés inhabituelles du fer à des températures de 200 000 K dans leurs intérieurs. Ces étoiles sont généralement des étoiles chaudes bleues-blanches de classe spectrale B et ne doivent pas être confondues avec les variables céphéides, nommées d'après Delta Cephei et qui sont des étoiles supergéantes lumineuses. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Cephei_variable ) Beta Cephei variables, also known as Beta Canis Majoris stars, are variable stars that exhibit small rapid variations in their brightness due to pulsations of the stars' surfaces, thought due to the unusual properties of iron at temperatures of 200,000 K in their interiors. These stars are usually hot blue-white stars of spectral class B and should not be confused with Cepheid variables, which are named after Delta Cephei and are luminous supergiant stars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Cephei_variable ) Etoile type BL Herculis étoiles de type BL Herculis BL Herculis star étoile de type BL Herculis Les étoiles variables de type BL Herculis sont un type d'étoile variable de faible masse et luminosité qui ont une période de moins de huit jours. Ce sont des étoiles pulsantes constituant un sous-type des céphéides de type II avec des courbes de lumière qui présentent souvent une bosse du côté descendant pour les étoiles de plus courte période et du côté montant pour les étoiles de plus longue période. Comme les autres céphéides de type II, ce sont de très vieilles étoiles de population II situées dans les halos galactiques et les amas globulaires. Par ailleurs, comparées aux autres céphéides de type II, les variables BL Her ont des périodes plus courtes et sont plus faibles que les variables de type W Virginis. Les étoiles pulsantes varient en type spectral comme elles varient en luminosité et les variables BL Herculis sont normalement de type A au maximum de luminosité et de type F au minimum de luminosité. Sur le diagramme de Hertzsprung–Russell, elles se situent entre les variables W Virginis et les variables RR Lyrae. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_BL_Herculis ) BL Herculis variables are a subclass of type II Cepheids with low luminosity and mass, that have a period of less than eight days. They are pulsating stars with light curves that frequently show a bump on the descending side for stars of the shortest periods and on the ascending side for longer period stars. Like other type II Cepheids, they are very old population II stars found in the galaxy’s halo and globular clusters. Also, compared to other type II Cepheids, BL Herculis variables have shorter periods and are fainter than W Virginis variables. Pulsating stars vary in spectral class as they vary in brightness and BL Herculis variables are normally class A at their brightest and class F when most dim. When plotted on the Hertzsprung–Russell diagram they fall in-between W Virginis and RR Lyrae variables (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/BL_Herculis_variable ) Etoile type BY Draconis étoiles de type BY Draconis BY Draconis star étoile de type BY Draconis Une étoile BY Draconis est un type d'étoile naine variable en rotation, de type spectral G, K ou M, qui montre des changements de luminosité quasi-périodique, allant de quelques centièmes à 0.5 de magnitude, avec une période de quelques heures à 120 jours. Les variations sont dues aux caractéristiques de surface, telles que les taches stellaires, passant de visible à hors de vue, tandis que l'étoile tourne sur son axe. Certaines de ces étoiles présentent également des éruptions, similaires aux étoiles UV Ceti, auquel cas elles appartiennent aux deux types d'étoiles variables. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BY_Draconis_star.html ) A BY Draconis star is a type of rotating variable dwarf star, of spectral type G, K or M, that shows quasiperiodic light changes, ranging from a few hundredths to 0.5 magnitude, with a period from a few hours up to 120 days. The variations are due to surface features, such as starspots, passing in and out of view, as the star spins on its axis. Some of these stars also show flares, similar to UV Ceti stars, in which case they belong to both types of variable star. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BY_Draconis_star.html ) céphéïde naine dwarf cepheid δ Sct star δ Scuti star Delta Scuti star Etoile type delta Scuti Etoile type deltas Scuti céphésïde naines delta Scuti stars dwarf cepheids étoiles de type deltas Scuti δ Sct stars δ Scuti stars delta Scuti star étoile de type delta Scuti Une étoile delta Scuti est un type de variable pulsante qui montre de petites variations de lumière régulières, avec une amplitude de 0.003 à 0.9 de magnitude et une période de 0.25 à 5 heures. Les étoiles delta Scuti sont des objets de population I de type spectral A0 à F5 et se trouvent dans la partie inférieure de la bande d'instabilité, soit sur la séquence principale, soit parmi les géantes et les sous-géantes. Bien qu'elles partagent les caractéristiques de surface des étoiles delta Cephei à faible luminosité, et parfois encore connues sous l'ancien nom de Cephéides naines, elles affichent simultanément des modes de pulsation radiale et de pulsation non radiale. Elles sont étroitement liés aux étoiles SX Phoenicis et aux étoiles AI Velorum. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Delta_Scuti_star.html ) A Delta Scuti star is a type of pulsating variable that shows small, regular light variations, with an amplitude of 0.003 to 0.9 magnitude and a period of 0.25 to 5 hours. Delta Scuti stars are Population I objects of spectral type A0 to F5 and lie in the lower part of the instability strip, either on the main sequence or among the subgiants and giants. Although superficially like low-luminosity Delta Cephei stars, and sometimes still known by the old name dwarf Cepheid, they display both radial pulsation and non-radial pulsation modes simultaneously. They are closely related to both SX Phoenicis stars and AI Velorum stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Delta_Scuti_star.html ) FK Comae Berenices star étoile de type FK Comae Berenices Etoile type FK Comae étoiles de type FK Comae FK Comae star étoile de type FK Comae Une étoile de type FK Comae Berenices, nommée d'après son prototype, est une étoile géante en rotation rapide de type spectral G ou K (à peu près aussi chaude ou légèrement plus froide que le Soleil mais beaucoup plus grande) dont les variations lumineuses ont la même période que la rotation - généralement quelques jours. Les variations de la brillance de quelques dixièmes de magnitude sont causés par une surface plus lumineuse dans certaines régions que d'autres. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/FK_Comae_Berenices_star.html ) An FK Comae Berenices star, named after the prototype, is a fast-spinning giant star of spectral type G or K (about as warm or slightly cooler than the Sun but much larger) whose light variations have the same period as the rotation – typically a few days. Changes in brightness of a few tenths of a magnitude are caused by a surface that is more luminous in some areas than others. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/FK_Comae_Berenices_star.html ) FU Orionis object Fuor objet FU Orionis Etoile type FU Orionis objets FU Orionis étoiles de type FU Orionis FU Orionis star étoile de type FU Orionis Un membre d'une classe d'étoiles de la pré-séquence principale qui subissent des changements dramatiques de magnitude et de type spectral. Pendant un sursaut, la luminosité d'un tel objet peut augmenter de plusieurs ordres de grandeur sur de courtes échelles de temps (quelques mois à quelques années). Le phénomène s'explique par un transfert de masse brusque d'un disque d'accrétion à une étoile jeune T Tauri de faible masse (taux d'accrétion 10⁻⁴ à 10⁻³ masses solaires par an). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=fu+orionis&formSubmit=Search&showAll=1 ) A member of a class of pre-main sequence stars that experience dramatic changes in magnitude and spectral type. During an outburst the luminosity of such an object can increase by several orders of magnitude on short time-scales (few months to few years). The phenomenon is explained by abrupt mass transfer from an accretion disk to a young, low mass T Tauri star (accretion rates 10⁻⁴ to 10⁻³ solar masses per year). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=fu+orionis&formSubmit=Search&showAll=1 ) étoile de type γ Dor étoile de type γ Doradus γ Dor star γ Doradus star Etoile type gamma Doradus Gamma Doradus star gamma Doradus stars étoiles de type gamma Doradus étoiles de type γ Dor étoiles de type γ Doradus γ Dor stars γ Doradus stars gamma Doradus star étoile de type gamma Doradus En astronomie, une variable de type Gamma Doradus est une étoile variable qui présente des variations de luminosité dues à des pulsations non radiales de sa surface. Ce sont typiquement des étoiles jeunes de la séquence principale, de type F jeune ou A tardif, les variations de luminosité sont de l'ordre de 0,1 magnitude avec des périodes voisines de la journée. C'est une classe observationnelle d'étoiles variables ayant été caractérisées pour la première fois dans la seconde moitié des années 1990, et les détails relatifs à la cause physique des variations de luminosité sont toujours en cours d'étude. Le prototype est Gamma Doradus. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_Gamma_Doradus ) Gamma Doradus variables are variable stars which display variations in luminosity due to non-radial pulsations of their surface. The stars are typically young, early F or late A type main sequence stars, and typical brightness fluctuations are 0.1 magnitudes with periods on the order of one day. This class of variable stars is relatively new, having been first characterized in the second half of the 1990s, and details on the underlying physical cause of the variations remains under investigation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_Doradus_variable ) étoile de type λ Boo étoile de type λ Bootis λ Boo star λ Bootis star Etoile type lambda Bootis Etoile type lambdas Bootis Lambda Bootis star lambda Bootis stars étoiles de type lambdas Bootis étoiles de type λ Boo étoiles de type λ Bootis λ Boo stars λ Bootis stars lambda Bootis star étoile de type lambda Bootis Une étoile de type Lambda Bootis est un type d'étoiles chimiquement particulières caractérisées par l'appauvrissement de leurs couches externes en éléments du pic du fer, c'est-à-dire : chrome, manganèse, fer, cobalt et nickel. L'explication la plus couramment avancée pour rendre compte de ce phénomène est l'accrétion par l'étoile de gaz de faible métallicité depuis un disque protoplanétaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_type_Lambda_Bootis ) A Lambda Bootis star is a rare type of A star with weak metallic lines (showing a deficiency in heavy elements) and unusually slow rotation. Lambda Bootis stars may be pre-main-sequence objects, or they may be main sequence stars that formed from gas whose metal atoms had been absorbed by interstellar dust. The prototype of the class, Lambda Bootis, lies 97 light-years away in the constellation Boötes. It is of spectral class A0p and has a visual magnitude of 4.18 and a luminosity about 16 times that of the Sun. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Lambda_Bootis_star.html ) Mira variable Etoile type Mira étoiles de type Mira Mira star étoile de type Mira Les (étoiles) variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années. Cette classe d'étoile est nommée en référence à l'étoile Mira (o Cet). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_Mira ) Mira variables (named for the prototype star Mira) are a class of pulsating stars characterized by very red colours, pulsation periods longer than 100 days, and amplitudes greater than one magnitude in infrared and 2.5 magnitude at visual wavelengths. They are red giants in the very late stages of stellar evolution, on the asymptotic giant branch (AGB), that will expel their outer envelopes as planetary nebulae and become white dwarfs within a few million years. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mira_variable ) Etoile type P Cygni étoiles de type P Cygni P Cygni star étoile de type P Cygni 1) Une étoile variable dans la constellation du Cygne, et l'une des étoiles les plus lumineuses de la Voie lactée. Il s'agit d'une étoile Variable Bleue Lumineuse (LBV) de type spectral B2 Ia située à environ 7 000 années-lumière. Elle était inconnue jusqu'au 17ème siècle, lorsque sa brillance s'est soudainement accrue à la troisième magnitude. Elle a brièvement disparu puis est réapparue, et a aujourd'hui une magnitude d'environ 4.8. 2) Un membre d'une classe d'étoiles de premier type et grande luminosité, dans lesquelles les raies spectrales ont un profil P Cygni caractéristique. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=p+cygni+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) A variable star in the constellation Cygnus, and one of the most luminous stars in the Milky Way Galaxy. It is a Luminous Blue Variable (LBV) star of spectral type B2 Ia located about 7000 light-years away. It was unknown until the 17th century, when it suddenly brightened to third magnitude. It briefly disappeared and returned, and today has a magnitude of about 4.8. 2) A member of a class of high-luminosity, early-type stars, in which spectral lines have a characteristic P Cygni profile. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=p+cygni+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) R CrB star RCB star Etoile type R Coronae Borealis étoiles de type R Coronae Borealis R Coronae Borealis star étoile de type R Coronae Borealis Les étoiles de type R Coronae Borealis (RCB) sont une classe d'étoiles variables. Il s'agit d'une classe d'étoiles variables très spectaculaires : elles présentent, en effet, la particularité de chuter brusquement d'éclat sans périodicité apparente avec une amplitude pouvant atteindre 8 magnitudes. L'étoile prototype de ces étoiles variables est l'étoile R de la constellation de la Couronne boréale (R CrB). En 1795, l'astronome amateur Edward Pigott remarqua que cette étoile de magnitude 6 disparut subitement puis retrouva doucement son éclat quelques mois plus tard. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_R_Coronae_Borealis ) An R Coronae Borealis star is a luminous, eruptive variable supergiant, rich in carbon and poor in hydrogen, of spectral type F or G, unusual in that it goes into outburst not by brightening, but by fading. Each minimum is thought to be caused by carbon-rich material puffed off the star during a pulsation cycle. As the cloud moves out, it cools and eventually condenses into carbon dust particles, which absorb much of the light coming from the star's photosphere. Only when the dust has been blown away by radiation pressure, does the star return to its normal brightness. While at maximum light, R Coronae Borealis stars are observed to undergo small-scale, Cepheid-like variations with fluctuations of several tenths of a magnitude and with periods of 20 to 100 days. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/R_Coronae_Borealis_star.html ) Etoile type RR Lyrae étoiles de type RR Lyrae RR Lyrae star étoile de type RR Lyrae En astronomie, les (étoiles) variables de type RR Lyrae sont des étoiles variables, nommées d'après l'étoile prototype du genre, RR Lyrae, et souvent utilisées en tant que chandelles standard. Ces étoiles sont des variables pulsantes placées sur la branche horizontale du diagramme de Hertzsprung-Russell, ayant une masse d'environ la moitié de celle du Soleil — notons toutefois que ces étoiles subissent une perte de masse importante avant d'atteindre le stade RR Lyrae, et sont donc formées à partir d'étoiles ayant une masse équivalente et même supérieure à celle du Soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_RR_Lyrae ) An RR Lyrae star is a short-period, yellow or white giant pulsating variable. RR Lyrae stars belong to Population II and are often found in globular clusters (hence one of their older names – cluster variables) or elsewhere in the galactic halo. They have periods of 0.2 to 2 days, amplitudes of 0.3 to 2 magnitudes, and spectral types of A2 to F6. Some of them have similar light curves to those of Cepheid variables (earning them the now-obsolete name of cluster Cepheids or short-period Cepheids) and, like Cepheids, obey a period-luminosity relation that enables them to serve as reliable distance indicators. RR Lyrae variables, however, are older, less massive, and fainter (with luminosities typical around 45 times that of the Sun) than Cepheids. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RR_Lyrae_star.html ) Etoile type RV Tauri étoiles de type RV Tauri RV Tauri star étoile de type RV Tauri Les (étoiles) variables de type RV Tauri sont des étoiles variables lumineuses qui présentent des variations de luminosité particulières alternant des minima profonds et peu profonds. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_RV_Tauri ) RV Tauri is a luminous yellow supergiant pulsating variable, the light curve of which shows alternating deep and shallow minima with a period (measured between one deep minimum and the next) of 30 to 150 days and a brightness range of up to four magnitudes. The spectral type is typically F to G at minimum and G to K at maximum. RV Tau stars seems to be intermediate between the Cepheid variables and Mira variables. They probably represent the low mass, and at least in some cases the low metallicity, portion of stars that are in transition from the asymptotic giant branch (AGB) to white dwarfs. Because of their previously high mass-loss rates, many will probably become planetary nebulae. Others, however, may evolve so slowly that the envelopes may dissipate before becoming photoionized. Since the transition from the AGB to the white dwarf stage of stellar evolution isn't well understood, RV Tau stars stand as a potential bridge across this evolutionary gap. This post-AGB phase of stellar evolution is short, astronomically speaking, lasting only a few thousand years. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RV_Tauri_star.html ) Etoile type RW Aurigae étoiles de type RW Aurigae RW Aurigae star étoile de type RW Aurigae Sun like star Sun type star analogue solaire jumeau du Soleil solar analog solar analogue solar twin étoile analogue au Soleil étoile jumelle du Soleil Etoile type solaire Etoile type solaires Solar type star analogues solaires jumeaux des Soleil solar analogs solar analogues solar twins solar type stars étoiles analogues aux Soleil étoiles de type solaires étoiles jumelles des Soleil solar type star étoile de type solaire Une étoile de type solaire, étoile analogue au Soleil (ou analogue solaire, ou étoile jumelle du Soleil ou jumeau du Soleil) est une étoile ayant des caractéristiques semblables à celles du Soleil. La plupart des scientifiques considèrent que la possibilité d'avoir une planète habitable pour la vie telle que nous la connaissons est plus forte autour d'un jumeau du Soleil qu'autour d'autres étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_type_solaire ) A member of a class of unevolved or slightly evolved Population I disk stars with an effective temperature, degree of evolution, metallicity, and kinematic property not very different from those of the Sun. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+analog&formSubmit=Search&showAll=1 ) Etoile type T Tauri étoiles de type T Tauri T Tauri star étoile de type T Tauri Les (étoiles) variables de type T Tauri sont des étoiles variables, nommées d'après l'étoile prototype T Tauri. Elles sont toujours situées auprès des nuages moléculaires et caractérisées par des variations brusques et imprévisibles de leur magnitude apparente. Les étoiles T Tauri sont parmi les plus jeunes qu'il soit possible de voir, âgées de 10 millions d'années au maximum, et avec une masse inférieure à 3 masses solaires. Elles sont en fait dans une phase intermédiaire entre le stade de proto-étoile et celui d'étoile de faible masse appartenant à la séquence principale, tel que le Soleil. Leur température de surface est similaire à celle des étoiles de même masse de la séquence principale, mais elles sont beaucoup plus lumineuses à cause de leur rayon nettement plus grand. La température au centre de l'étoile est trop faible pour démarrer le processus de fusion nucléaire de l'hydrogène, elle tirent donc leur énergie uniquement de l'énergie gravitationnelle libérée alors que l'astre se contracte, pour finalement atteindre la séquence principale après environ 100 millions d'années. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_T_Tauri ) A member of a class of young stellar objects of roughly 1 solar mass showing strong infrared excess emission attributed to circumstellar disks and found within or close to molecular clouds. T Tauri stars are protostars in the final stages of formation to become a stable main sequence star. The nuclear reactions in their core have not yet stabilised and the stars are known for the variability of their brightness. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=t+tauri+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Etoile type UU Herculis étoiles de type UU Herculis UU Herculis star étoile de type UU Herculis Une étoile UU Herculis est une variable semi-régulière, quelque peu semblable à une céphéide dans son comportement, mais qui présente des pulsations avec deux périodes différentes et des périodes de calme occasionnelles. Une des théorie suggère que les étoiles UU Herculis sont des étoiles à faible masse de la branche post-asymptotique des géantes à un stade d'évolution dans lequel leurs spectres imitent ceux de supergéantes plus massives. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/UU_Herculis_star.html ) A UU Herculis star is a semiregular variable, somewhat Cepheid-like in its behavior, but that pulsates with two different periods and has occasional standstills. One theory suggests that UU Herculis stars are relatively low-mass post-asymptotic giant branch stars in a stage of evolution in which their spectra mimic those of more massive supergiants. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/UU_Herculis_star.html ) Etoile type W Virginis étoiles de type W Virginis W Virginis star étoile de type W Virginis Une (étoile) variable de type W Virginis est une étoile variable similaire à une céphéide. Cependant, l'utilisation de la formule des céphéides pour calculer leur distance conduira à une valeur trop faible, une erreur que fit Edwin Hubble en observant M31. Les étoiles de type W Virginis diffèrent des céphéides car ce sont des étoiles de population II qui possèdent une plus faible métallicité que le Soleil. Leur luminosité est, en moyenne, plus faible que celle des vraies Céphéides (environ 1,5 magnitude). Leur période est comprise entre 1 et 60 jours. Elles sont également appelées "céphéides de type II". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_W_Virginis ) A member of a class of pulsating stars with a period of 1 to 35 days located in the instability strip of the H-R diagram. Also known as type II Cepheid variables, W Virginis stars are typically 1.5 mag fainter than classical Type I Cepheids and have a mass less than that of the Sun. They also exhibit a period-luminosity relation which is distinct, but works in a similar way to the relation for Type I Cepheids. Hence W Virginis stars can also be used to measure Galactic and extragalactic distances. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=w+virginis&formSubmit=Search&showAll=1 ) classical cepheid céphéide classique delta Cephei star étoile de type delta Cephei céphéide de type I type I cepheid WR star Etoile type Wolf Rayet Wolf Rayet star étoile de type Wolf Rayet étoiles de type Wolf Rayet étoiles de type Wolf-Rayet Wolf-Rayet star étoile de type Wolf-Rayet Une étoile Wolf-Rayet (souvent abrégé en étoile WR) est une étoile chaude de plusieurs dizaines de masses solaires, qui durant une phase relativement brève (de l'ordre du million d'années) suivant sa séquence principale, se met à expulser la matière entourant son noyau sous forme de vents stellaires à haute vélocité, laissant celui-ci à nu, avant d'exploser en supernova. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_Wolf-Rayet ) A Wolf-Rayet star is a hot (25,000 to 50,000 K), massive (more than 25 solar masses), luminous star in an advanced stage of evolution, which is losing mass in the form a powerful stellar wind. Wolf-Rayets are believed to be O stars that have lost their hydrogen envelopes, leaving their helium cores exposed. Often occurring in binary systems, they are doomed, within a few million years, to explode as Type Ib or Ic supernovae. They are named after the French astronomers Charles Wolf (1827–1918) and Georges Rayet (1839–1906) who studied the first example in 1867. There are two spectral subclasses of Wolf-Rayets: type WN, which have prominent emission lines of helium and nitrogen, and type WC in which carbon, oxygen and helium lines dominate. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/W/WolfRayet.html ) Etoile type YY Orionis étoiles de type YY Orionis YY Orionis star étoile de type YY Orionis Une étoile YY Orionis est une étoile extrêmement jeune, précédant même la phase T Tauri. Les étoiles YY Orionis sont des étoiles très jeunes, de type avancé et de faible masse, toujours en phase de contraction gravitationnelle et d'accrétion de la matière du nuage protostellaire. Elles montrent des profils P Cygni inverses correspondant à une retombée de matière à 300-400 km/s directement sur l'étoile. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/T_Tauri.html#YY_Orionis_star ) A YY Orionis star is an extremely young star, preceding even the T Tauri stage. YY Orionis stars are very young, late-type, low-mass stars, still contracting gravitationally and accreting matter from the protostellar cloud. They show inverse P Cygni profiles corresponding to an infall of material at 300–400 km/s directly onto the star. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/T_Tauri.html#YY_Orionis_star ) ζ Aur star ζ Aurigae star Etoile type zêta Aurigae Etoile type zêtas Aurigae Zeta Aurigae star zeta Aurigae stars étoiles de type zêtas Aurigae ζ Aur stars ζ Aurigae stars zeta Aurigae star étoile de type zêta Aurigae Etoile type ZZ Ceti étoiles de type ZZ Ceti ZZ Ceti star étoile de type ZZ Ceti Un membre d'une classe d'étoiles à pulsations non radiales qui modifient leurs brillance avec des périodes de 30 secondes à 25 minutes et des amplitudes de 0.001 à 0.2 mag en V. Leur localisation sur le diagramme de Hertzsprung-Russell les identifie comme des s naines blanches qui sont entrées dans la bande d'instabilité au fur et à mesure qu'elles évoluent le long du trajet de naine blanche. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=zz+ceti+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) A member of a class of non-radially pulsating stars that change their brightnesses with periods from 30 seconds to 25 minutes and amplitudes from 0.001 to 0.2 mag in V. Their location on the Hertzsprung-Russell diagram identifies them as white dwarf stars that have entered the instability strip as they evolve along the white dwarf track. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=zz+ceti+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) LBV luminous blue variable Etoile variable bleue lumineuse Etoile variables bleues lumineuses Luminous blue variable star luminous blue variable stars luminous blue variables étoiles variables bleues lumineuses luminous blue variable star étoile variable bleue lumineuse En astronomie, une (étoile) variable lumineuse bleue (en anglais, Luminous blue variable (star) : LBV), appelée également (étoile) variable de type S Doradus ou variable de Hubble-Sandage, est une étoile variable hypergéante bleue et très lumineuse. Ces étoiles présentent de lents changements de luminosité, ponctués par des expulsions occasionnelles et importantes de matière (de l'ordre de 10⁻⁵ masse solaire par an). Extrêmement rares, elles ont été observées dans la galaxie d'Andromède et furent cataloguées pour la première fois par Edwin Hubble et Allan Sandage en 1953. C'est la raison pour laquelle elles furent longtemps appelées « variables de Hubble-Sandage » avant de prendre leur dénomination actuelle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Variable_lumineuse_bleue ) A high-luminosity variable star, which represents a transition phase in the life of a massive star when it evolves off the main sequence to become a supernova. Only about a dozen confirmed LBVs are presently known in our Galaxy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=luminous+blue+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) cataclysmic variable cataclysmic variable binary star Cataclysmic star Etoile variable cataclysmique Etoile variables cataclysmiques cataclysmic stars cataclysmic variable binary stars cataclysmic variables étoiles variables cataclysmiques cataclysmic star étoile variable cataclysmique Une (étoile) variable cataclysmique (CV en anglais) est un type d'étoile binaire. Elle est constituée de deux étoiles : une primaire naine blanche, et une secondaire lui transférant sa masse. On connait actuellement plus de 1600 systèmes CV. Elles ont une période orbitale comprise typiquement entre 80 minutes et 12 heures, bien qu'il y ait une lacune statistique entre 2 et 3 heures dans la distribution des périodes observées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Variable_cataclysmique ) A variable star that shows a sudden and dramatic change in brightness, including flare stars, novae, and some types of symbiotic stars. They are believed to be very close binary systems consisting of an accreting white dwar primary and an evolved late-type secondary star that has filled its Roche lobe. For systems with an accretion disk, it is believed that a thermal instability is the cause of repetitive outbursts observed in cataclysmic variables called dwarf novae. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cataclysmic+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) short period star Etoile variable courte période Etoile variables courtes périodes Short period star short period stars short-period stars étoiles variables à courtes périodes short-period star étoile variable à courte période Une étoile variable qui possède une période relativement courte par rapport aux étoiles de types similaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=short-period+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) A variable star that has a relatively short period with respect to stars of similar types. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=short-period+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) Eruptive star Etoile variable éruptive Etoile variables éruptives eruptive stars étoiles variables éruptives eruptive star étoile variable éruptive Une variable éruptive est une étoile variable qui subit des changements brusques de luminosité dus à l'activité dans sa chromosphère ou sa couronne. Les variations de luminosité peuvent également s'accompagner d'un vent stellaire accru ou de l'éjection de matière. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eruptive_variable.html ) An eruptive variable is a variable star that undergoes sudden and marked changes in brightness due to activity in its chromosphere or corona. The brightness variations may also be accompanied by an enhanced stellar wind or the ejection of shells of matter. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eruptive_variable.html ) Etoile variable irrégulière Etoile variables irrégulières Irregular star irregular stars étoiles variables irrégulières irregular star étoile variable irrégulière Une (étoile) variable irrégulière est un type d'étoile variable dont les variations de luminosité ne présentent pas de périodicité définie. Il y a deux sous-types principaux de variables irrégulières : les variables irrégulières éruptives et les variables irrégulières pulsantes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_irr%C3%A9guli%C3%A8re ) A type of variable star in which variations in brightness show no regular periodicity. There are two main types, irregular eruptive variables and irregular pulsating variables. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=irregular+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) long period star Etoile variable longue période Etoile variables longues périodes Long period star long period stars long-period stars étoiles variables à longues périodes long-period star étoile variable à longue période Le terme d'étoile variable à longue période (en anglais long-period variable star ou LPV) fait référence à des groupes divers d'étoiles variables froides, lumineuses et pulsantes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_%C3%A0_longue_p%C3%A9riode ) A type of variable star in which variations in brightness occur over long time-scales of months or years. The term generally refers to Mira variable types. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=long-period+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) Etoile variable pulsante Etoile variables pulsantes Pulsating star pulsating stars étoiles variables pulsantes pulsating star étoile variable pulsante Un type d'étoile variable qui modifie sa luminosité en modifiant son volume par l'expansion et la contraction. Les étoiles pulsantes classiques, y compris les céphéides, les RR Lyrae et les variables delta scuti, sont situées dans une région assez étroite et presque verticale du diagramme H-R, appelée bande d'instabilité. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=pulsating+star&formSubmit=Search&showAll=1" ) A type of variable star that changes its brightness by changing its volume through expansion and contraction. Classical pulsating stars, including Cepheids, RR Lyrae, and Delta Scuti variables, are located in a quite narrow almost vertical region in the H-R diagram, known as instability strip. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=pulsating+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) semi regular star semiregular star Etoile variable semi régulière Etoile variables semis régulières Semi regular star semi regular stars semi-regular stars semiregular stars étoile variable semi régulière étoiles variables semi régulières étoiles variables semi-régulières semi-regular star étoile variable semi-régulière Une (étoile) variable semi-régulière est une étoile géante ou supergéante de type spectral intermédiaire ou tardif qui présente une périodicité marquée dans sa variation de luminosité, accompagnée ou parfois interrompue par diverses irrégularités. Les périodes se situent dans une plage allant de 20 jusqu'à plus de 2000 jours, tandis que la forme des courbes de lumière peut être assez différente et variable d'un cycle à l'autre. Les amplitudes peuvent aller de plusieurs centièmes jusqu'à plusieurs magnitudes (habituellement 1-2 magnitudes dans le filtre V). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_semi-r%C3%A9guli%C3%A8re ) A semi-regular variable is a late- or intermediate-type giant or supergiant pulsating variable that changes in brightness in a more or less predictable way. Periods range from 20 to more than 2,000 days, accompanied by light variations typically of one or two magnitudes. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/semi-regular_variable.html ) Algol binary binaire de type Algol Etoile variable type Algol Etoile variables type Algol binaires de type Algol étoiles variables de type Algol Algol star étoile variable de type Algol Les variables de type Algol ou binaires de type Algol sont un type d'étoiles binaires à éclipses. Quand la composante la plus froide passe devant la plus chaude, une partie de la lumière de cette dernière est bloquée et la luminosité totale de la binaire, vue depuis la Terre, décroît temporairement : c'est le minimum principal de la binaire. La luminosité totale peut également décroître, mais plus faiblement, quand la composante la plus chaude passe devant la plus froide : c'est le minimum secondaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_Algol ) The same as eclipsing binary stars, the prototype of which is Algol. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=algol-type+variables&formSubmit=Search&showAll=1 ) Hubble-Sandage variable étoile variable de type Hubble Sandage étoiles variables de type Hubble Sandage étoiles variables de type Hubble-Sandage Hubble-Sandage star étoile variable de type Hubble-Sandage Un type d'étoiles supergéantes bleues hautement lumineuses avec une luminosité variable, découvertes d'abord dans les galaxies M31 et M33; également appelées étoiles S Doradus. On pense qu'elles font maintenant partie de la classe des étoiles variables bleues lumineuses. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Hubble-Sandage+variable&formSubmit=Search&showAll=1" ) A type of highly luminous blue supergiant star with variable light, first discovered in the M31 and M33 galaxies; also called S Doradus stars. They are now believed to be part of the class of Luminous Blue Variable stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Hubble-Sandage+variable&formSubmit=Search&showAll=1 ) Orion variable étoiles variables de type Orion Orion star étoile variable de type Orion Une (étoile) variable de type Orion est une étoile variable qui présente des variations irrégulières et éruptives de sa luminosité et qui est typiquement associée aux nébuleuses diffuses. On pense que ce sont de jeunes étoiles qui deviendront plus tard des étoiles normales, invariables sur la séquence principale d'âge zéro (ZAMS en anglais). Les variations de luminosité peuvent atteindre plusieurs magnitudes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_Orion ) An Orion variable is any kind of eruptive variable associated with nebulosity, including T Tauri stars and FU Orionis stars. Orion-type stars are young objects that undergo irregular outbursts of up to several magnitudes but that may also show more regular changes linked to their rotation. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Orion_variable.html ) Etoile variable type S Doradus Etoile variables type S Doradus étoiles variables de type S Doradus S Doradus star étoile variable de type S Doradus Un type d'étoile variable massive, supergéante bleue, également connue sous le nom de variable de Hubble-Sandage ou de variable bleu lumineuse (LBV). Les étoiles S Doradus sont les étoiles les plus lumineuses de la Galaxie et sont facilement identifiables dans d'autres galaxies voisines. Elles portent le nom du prototype, S Doradus, dans le Grand Nuage de Magellan. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=s+doradus&formSubmit=Search&showAll=1" ) A type of massive, blue supergiant, variable star, also known as a Hubble-Sandage variable or a Luminous Blue Variable (LBV). S Doradus stars are the most luminous stars in the Galaxy and are easily identified in other nearby galaxies. They are named after the prototype, S Doradus, in the Large Magellanic Cloud. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=s+doradus&formSubmit=Search&showAll=1 ) SU Ursae Majoris star étoile de type SU Ursae Majoris Etoile variable type SU UMa Etoile variables type SU UMa étoiles de type SU Ursae Majoris étoiles variables de type SU UMa SU UMa star étoile variable de type SU UMa Les étoiles SU Ursae Majoris sont l'une des trois sous-catégories des étoiles U Geminorum (novea naines), les autres étant les étoiles de type SS Cygni et les étoiles de type Z Camelopardalis. Les étoiles SU UMa sont caractérisées par, en plus des sursauts normaux de type U Gem (qui consistent en une élévation de la quiescence de 2 à 6 magnitudes et des durées de 1 à 3 jours), présentent des super-sursauts. Ceux-ci se produisent une fois tous les 3 à 10 sursauts normaux, durent environ de 10 à 18 jours et rajoutent une à deux magnitudes (jusqu'à un facteur de 5) en brillance sur les maxima normaux. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/SU_Ursae_Majoris_star.html ) SU Ursae Majoris stars are one of three subcategories of U Geminorum stars (dwarf novae), the others being SS Cygni stars and Z Camelopardalis stars. SU UMa stars are characterized by, in addition to normal U Gem-type outbursts (which consist of a rise from quiescence of 2 to 6 magnitudes and 1- to 3-day durations), super-outbursts. These occur once for every 3 to 10 normal outbursts, last for 10 to 18 days, and add one to two magnitudes (up to a factor of 5) in brightness over the normal maxima. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/SU_Ursae_Majoris_star.html ) Etoile variable type UV Ceti Etoile variables type UV Ceti étoiles variables de type UV Ceti UV Ceti star étoile variable de type UV Ceti Une étoile UV Ceti est une naine à raies d'émission rouge ou orange (type spectral dMe ou dKe) qui est également une variable éruptive; également connue comme une étoile à sursauts. En quelques secondes, l'étoile peut renforcer sa brillance jusqu'à 6 magnitudes, puis diminuer, rapidement au début, puis plus progressivement jusqu'à un niveau de pré-sursaut après plusieurs minutes ou quelques heures. Un accroissement de l'émission radio et X accompagne le sursaut optique. L'activité éruptive est similaire à celle trouvée sur le Soleil mais semble relativement plus dramatique en raison de la faiblesse normale des naines rouges/oranges. UV Ceti est elle-même une naine faible M6eV qui fait partie d'un système binaire de naines rouges (la composante B Luyten 726-8). Les deux membres sont d'une brillance presque égale (magnitude visuelle 15.3 et 15.8) et se déplacent conjointement en orbite tous les 26.5 ans. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/UV_Ceti_star.html ) A UV Ceti star is a red or orange emission-line dwarf (spectral type dMe or dKe) that is also eruptive variable; also known as a flare star. Within seconds the star may brighten by up to 6 magnitudes, then decline, rapidly at first, then more gradually to a preflare level after several minutes or hours. An increase in radio and X-ray emission accompanies the optical outburst. The flare activity is similar to that found on the Sun but appears comparatively more dramatic because of the normal faintness of red/orange dwarfs. UV Ceti itself is a faint M6eV dwarf that is part of a red dwarf binary system (the B component Luyten 726-8). The two members are of nearly equal brightness (visual magnitude 15.3 and 15.8) and orbit one another every 26.5 years. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/UV_Ceti_star.html ) Etoile variable type Z Camelopardalis Etoile variables type Z Camelopardalis étoiles variables de type Z Camelopardalis Z Camelopardalis star étoile variable de type Z Camelopardalis Une étoile Z Camelopardalis appartient à l'une des trois sous-catégories d'étoiles U Geminorum (novae naines), les autres étant les étoiles de type SS Cygni Stars et les étoiles de type SU Ursae Majoris. Les étoiles Z Cam se distinguent par, en plus des sursauts normaux de type U Gem (qui consistent en une élévation de la quiescence de 2 à 6 magnitudes et des durées de 1 à 3 jours), de phases de quiescence aléatoires. Une phase de quiescence commence généralement à la fin d'un sursaut et consiste en une période de brillance constante, environ une magnitude sous le maximum de lumière, qui peut durer de quelques jours à 1000 jours. La production d'énergie moyenne dans une phase de quiescence est plus élevée que celle pendant un cycle de sursaut. La quiescence arrive lorsque le taux de transfert de masse de l'étoile secondaire dans le disque d'accrétion autour de l'étoile primaire est trop grand pour produire des sursauts normaux. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Z/Z_Camelopardalis_star.html ) A Z Camelopardalis star belongs to one of three subcategories of U Geminorum stars (dwarf novae), the others being SS Cygni stars and SU Ursae Majoris stars. Z Cam stars are distinguished by, in addition to normal U Gem-type outbursts (which consist of a rise from quiescence of 2–6 magnitudes and 1–3 day durations), random standstills. A standstill usually starts at the end of an outburst and consists of a period of constant brightness, about one magnitude below maximum light, which may last from a few days to 1,000 days. The average energy output in a standstill is larger than that during an outburst cycle. Standstills occur when the mass transfer rate from the secondary star into the accretion disk around the primary star is too large to produce normal outbursts. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Z/Z_Camelopardalis_star.html ) Etrangeté Strangeness strangenesses étrangetés strangeness étrangeté Un nombre quantique utilisé pour décrire certaines particules de courte durée de vie. Il est défini comme le nombre d'anti-quarks étranges moins le nombre de quarks étranges dans une particule. L'étrangeté est conservée dans toute interaction forte et électromagnétique, mais pas dans les interactions faibles. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=strangeness&formSubmit=Search&showAll=1" ) A quantum number used to describe certain short-lived particles. It is defined as the number of strange anti-quarks minus the number of strange quarks in a particle. Strangeness is conserved in any strong and electromagnetic interaction, but not in weak interactions (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=strangeness&formSubmit=Search&showAll=1 ) astronomical survey campagne astronomique relevé astronomique relevé du ciel Etude ciel Etude ciels Sky survey astronomical surveies campagnes astronomiques relevés astronomiques relevés des ciels skies surveies études des ciels sky survey étude du ciel L'observation et l'enregistrement de vastes étendues du ciel avec un instrument particulier utilisant une ou plusieurs longueurs d'onde dans le même domaine spectral. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=sky+survey&formSubmit=Search&showAll=1 ) The observation and recording of large extents of the sky with a particular instrument using one or more wavelengths in the same spectral domain. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=sky+survey&formSubmit=Search&showAll=1 ) Jupiter II Jupiter II Europa Europa Europe Europe, ou Jupiter II, est un satellite naturel de Jupiter. Plus spécifiquement, il s'agit de la plus petite lune galiléenne et la sixième lune la plus proche de la planète parmi les 79 connues de Jupiter, possédant un demi-grand axe de 671 100 km et une période de révolution d'environ 85 heures. Par ailleurs, elle est la sixième plus grande lune du Système solaire avec un diamètre de 3 122 km. Légèrement plus petite que la Lune, Europe est principalement constituée de roche silicatée et d'une croûte de glace d'eau ainsi que probablement d'un noyau de fer et de nickel. Elle possède une très mince atmosphère, composée principalement d'oxygène. Sa surface présente notamment des stries glaciaires et des fissures appelées lineae, mais peu de cratères d'impact. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Europe_(lune) ) Europa, or Jupiter II, is the smallest of the four Galilean moons orbiting Jupiter, and the sixth-closest to the planet of all the 80 known moons of Jupiter. It is also the sixth-largest moon in the Solar System. Europa was discovered in 1610 by Galileo Galilei and was named after Europa, the Phoenician mother of King Minos of Crete and lover of Zeus (the Greek equivalent of the Roman god Jupiter). Slightly smaller than Earth's Moon, Europa is primarily made of silicate rock and has a water-ice crust and probably an iron–nickel core. It has a very thin atmosphere, composed primarily of oxygen. Its white-beige surface is striated by light tan cracks and streaks, but craters are relatively few. In addition to Earth-bound telescope observations, Europa has been examined by a succession of space-probe flybys, the first occurring in the early 1970s. In September 2022, the Juno spacecraft flew within about 200 miles of Europa for a more recent close-up view. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Europa_(moon) ) Evaporation Evaporation evaporations évaporations evaporation évaporation L'évaporation est le passage d'un liquide de l'état liquide à l'état gazeux à sa surface, à une température inférieure à la température d'ébullition. Ce phénomène a pour effet d'absorber de l'énergie thermique, et donc de réduire la température des deux milieux en contact, ou de freiner leur échauffement par une source. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89vaporation ) Evaporation is the escape of molecules from the surface of a liquid into the vapor state, without necessarily reaching the boiling point. Only those molecules with above-average energy are able to overcome the cohesive forces holding the liquid together and escape from the surface. Eventually all the molecules left in the liquid have become below-average energy; its temperature has now lower. In an enclosed space the pressure of the vapor above the surface eventually reaches a maximum called the saturated vapor pressure (SVP). This varies according to the substance concerned and, together with the rate of evaporation, increases with temperature, equaling atmospheric pressure at the liquid's boiling point. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/evaporation.html ) proton storm solar particle event Evénement proton Evénement protons Solar proton event proton storms solar proton events événements de protons solaires solar proton event événement de protons solaires En physique solaire, un événement de particules solaires (SPE), également connu sous le nom d'événement de protons solaires, d'événement de protons rapides ou de tempête de rayonnement solaire, est un phénomène solaire qui se produit lorsque les particules émises par le Soleil, principalement des protons, s'accélèrent soit dans l'atmosphère du Soleil lors d'une éruption solaire ou dans l'espace interplanétaire par une onde de choc d'éjection de masse coronale. D'autres noyaux tels que l'hélium et les ions HZE peuvent également être accélérés pendant l'événement. Ces particules peuvent pénétrer le champ magnétique terrestre et provoquer une ionisation partielle de l'ionosphère. Les protons énergétiques sont un risque de rayonnement important pour les vaisseaux spatiaux et les astronautes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_particle_event ) In solar physics, a solar particle event (SPE), also known as a solar proton event, prompt proton event, or solar radiation storm, is a solar phenomenon which occurs when particles emitted by the Sun, mostly protons, become accelerated either in the Sun's atmosphere during a solar flare or in interplanetary space by a coronal mass ejection shock. Other nuclei such as helium and HZE ions may also be accelerated during the event. These particles can penetrate the Earth's magnetic field and cause partial ionization of the ionosphere. Energetic protons are a significant radiation hazard to spacecraft and astronauts. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_particle_event ) 2022-09-30 star formation Formation stellaire Formation stellaires Stellar formation formations stellaires star formations stellar formations formation stellaire stellar formation La naissance des étoiles ou formation stellaire, voire stellogénèse ou stellogonie, est un domaine de recherche en astrophysique, qui consiste en l'étude des modes de formation des étoiles et des systèmes planétaires. Les étoiles en formation sont fréquemment appelées "étoiles jeunes". Selon le scénario actuellement admis, confirmé par l'observation, les étoiles se forment en groupe à partir de la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse, un nuage de gaz et de poussière, qui se fragmente en plusieurs cœurs protostellaires. Ceux-ci se contractent en leur centre en formant une étoile, tandis que la matière en périphérie se retrouve sous forme d'une enveloppe et d'un disque d'accrétion. Ce dernier disparaît généralement avec le temps, mais, entre-temps, des planètes peuvent s'y former. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Naissance_des_%C3%A9toiles ) Star formation is the process by which dense regions within molecular clouds in interstellar space, sometimes referred to as "stellar nurseries" or "star-forming regions", collapse and form stars. As a branch of astronomy, star formation includes the study of the interstellar medium (ISM) and giant molecular clouds (GMC) as precursors to the star formation process, and the study of protostars and young stellar objects as its immediate products. It is closely related to planet formation, another branch of astronomy. Star formation theory, as well as accounting for the formation of a single star, must also account for the statistics of binary stars and the initial mass function. Most stars do not form in isolation but as part of a group of stars referred as star clusters or stellar associations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Star_formation ) Eccentricity Excentricité eccentricities excentricités eccentricity excentricité La quantité par laquelle l'orbite s'écarte de la circularité : e = c/a, où c est la distance du centre à un foyer et a le demi-grand axe. Si e = 0, l'orbite est un cercle. Si e < 1, l'orbite est une ellipse, si e > 1, c'est une hyperbole, et si e = 1, c'est une parabole. L'excentricité est l'un des six éléments orbitaux qui définissent une orbite keplérienne. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=eccentricity&formSubmit=Search&showAll=1 ) The amount by which the orbit deviates from circularity: e = c/a, where c is the distance from the center to a focus and a the semi-major axis. If e = 0, the orbit is a circle. If e < 1, the orbit is an ellipse, if e > 1 it is a hyperbola, and if e = 1 it is a parabola. The eccentricity is one of the six orbital elements that define a Keplerian orbit. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=eccentricity&formSubmit=Search&showAll=1 ) colour excess Color excess Excès couleur Excès couleurs color excesses colour excesses excès de couleurs color excess excès de couleur La différence entre l'indice de couleur observé d'une étoile et l'indice de couleur intrinsèque correspondant à son type spectral. Il indique la modification apportée à l'indice de couleur par l'absorption interstellaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=color+excess&formSubmit=Search&showAll=1 ) The difference between the observed color index of a star and the intrinsic color index corresponding to its spectral type. It indicates the modification brought to a color index by the interstellar absorption. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=color+excess&formSubmit=Search&showAll=1 ) astrobiologie exobiology Exobiologie Exobiology astrobiologies astrobiologies exobiologies exobiologies astrobiology exobiologie L’exobiologie (ou astrobiologie) est une science interdisciplinaire qui a pour objet l'étude des facteurs et processus, notamment géochimiques et biochimiques, pouvant mener à l'apparition de la vie, d'une manière générale, et à son évolution. Ceci s’applique aussi bien à l'émergence de la vie sur Terre, il y a 3 à 4 milliards d'années, qu'à la possibilité de vie ailleurs dans le Système solaire, voire sur d'éventuelles exoplanètes (ou planètes extrasolaires) ou autre. Elle s'attache à rechercher d'éventuels processus présidant à l’évolution de la matière organique simple (biomolécules : chaînes peptidiques, nucléiques ou lipidiques) vers des structures plus complexes (premières cellules, premiers systèmes génétiques, etc.) autant que d'éventuelles traces ou possibilité de vie sur d'autres astres connaissant des environnements radicalement différents du nôtre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Exobiologie ) The study of life throughout the Universe, also known as exobiology. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astrobiology&formSubmit=Search&showAll=1 ) couronne terrestre géocouronne Exosphere Exosphère couronnes terrestres exospheres exosphères géocouronnes exosphere exosphère L'exosphère est la couche la plus externe de l'atmosphère d'un corps céleste. Cette couche s'étend théoriquement à l'infini. Il suffit donc de définir l'altitude à laquelle elle commence, appelée thermopause ou exobase. L'exosphère se définit comme la région de l'atmosphère où la densité de particules est assez faible pour que l'effet des collisions entre particules soit négligeable en comparaison de l'effet de leur cinétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Exosph%C3%A8re ) 1) The outermost portion of the Earth's atmosphere. Extremely tenuous, it lies above the ionosphere from a height of about 500 km, to the edge of interplanetary space. 2) An extremely tenuous kind of atmosphere surrounding a solar system body. Since the mean free path is much greater than the atmospheric scale height. The atoms or molecules never collide with each other. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=exosphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) Expansion univers expansions des univers expansions of the universe universe expansion universe expansions expansion de l'univers expansion of the universe En cosmologie, l'expansion de l'Univers est le nom du phénomène qui voit à grande échelle les objets composant l'Univers (galaxies, amas…) s'éloigner les uns des autres. Cet écartement mutuel, que l'on pourrait prendre pour un mouvement des galaxies dans l'espace, s'interprète en réalité par un gonflement, une dilatation, de l'espace lui-même, les objets célestes étant de ce fait amenés à s'éloigner les uns des autres. À plus petite échelle, l'expansion n'affecte pas la taille des galaxies elles-mêmes, la gravité "intérieure" ayant un effet prédominant. L'expansion de l'Univers est la solution théorique trouvée par Alexander Friedmann pour rendre compte du fait que l'Univers ne se soit pas déjà effondré sous l'effet de la gravitation. Elle permet de faire l'économie de la constante cosmologique, artifice introduit par Albert Einstein, fermement attaché à l'idée d'un univers statique. Du point de vue observationnel, l'expansion se traduit par une augmentation de la longueur d'onde de la lumière émise par les galaxies : c'est le phénomène de décalage vers le rouge. Ce décalage n'est pas homologue à l'effet Doppler, qui est dû au déplacement à travers l'espace de l'objet observé ; il s'agit ici de l'expansion de l'espace lui-même. On parle de décalage spectral cosmologique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Expansion_de_l%27Univers ) The expansion of the universe is the increase in distance between any two given gravitationally unbound parts of the observable universe with time. It is an intrinsic expansion whereby the scale of space itself changes. The universe does not expand "into" anything and does not require space to exist "outside" it. This expansion involves neither space nor objects in space "moving" in a traditional sense, but rather it is the metric (which governs the size and geometry of spacetime itself) that changes in scale. As the spatial part of the universe's spacetime metric increases in scale, objects become more distant from one another at ever-increasing speeds. To any observer in the universe, it appears that all of space is expanding, and that all but the nearest galaxies (which are bound by gravity) recede at speeds that are proportional to their distance from the observer. While objects within space cannot travel faster than light, this limitation does not apply to the effects of changes in the metric itself. Objects that recede beyond the cosmic event horizon will eventually become unobservable, as no new light from them will be capable of overcoming the universe's expansion, limiting the size of our observable universe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Expansion_of_the_universe ) star explosion Explosion stellaire Explosion stellaires Stellar explosion explosions stellaires star explosions stellar explosions explosion stellaire stellar explosion supernovae explosion Explosion supernova Explosion supernovas Supernovae explosion explosions de supernovas supernova explosions supernovae explosions explosion de supernova supernova explosion Le phénomène violent et très court qui survient lorsqu'une étoile subit un effondrement du noyau ou un emballement thermonucléaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=supernova+explosion&formSubmit=Search&showAll=1 ) The very short and violent phenomenon that occurs when a star undergoes core collapse or thermonuclear runaway. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=supernova+explosion&formSubmit=Search&showAll=1 ) exposant de Lyapounov Exposant Lyapunov exposants de Lyapounov exposants de Lyapunov Lyapunov exponent exposant de Lyapunov Dans l'analyse d'un système dynamique, l'exposant de Liapounov permet de quantifier la stabilité ou l'instabilité de ses mouvements. Un exposant de Liapounov peut être soit un nombre réel fini, soit +∞ ou –∞. Un mouvement instable a un exposant de Liapounov positif, un mouvement stable correspond à un exposant de Liapounov négatif. Les mouvements bornés d'un système linéaire ont un exposant de Liapounov négatif ou nul. L'exposant de Liapounov peut servir à étudier la stabilité (ou l'instabilité) des points d'équilibre des systèmes non linéaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Exposant_de_Liapounov ) In mathematics, the Lyapunov exponent or Lyapunov characteristic exponent of a dynamical system is a quantity that characterizes the rate of separation of infinitesimally close trajectories. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lyapunov_exponent ) extension du champ extensions de corps extensions des champs field extensions extension de corps field extension En mathématiques, plus particulièrement en algèbre, une extension d'un corps commutatif K est un corps L qui contient K comme sous-corps. Par exemple, le corps ℂ des nombres complexes est une extension du corps ℝ des nombres réels, lequel est lui-même une extension du corps ℚ des nombres rationnels. On note parfois L/K pour indiquer que L est une extension de K. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Extension_de_corps ) In mathematics, particularly in algebra, a field extension is a pair of fields K ⊆ L , such that the operations of K are those of L restricted to K. In this case, L is an extension field of K and K is a subfield of L. For example, under the usual notions of addition and multiplication, the complex numbers are an extension field of the real numbers; the real numbers are a subfield of the complex numbers. Field extensions are fundamental in algebraic number theory, and in the study of polynomial roots through Galois theory, and are widely used in algebraic geometry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Field_extension ) Extinction interstellaire Extinction interstellaires Interstellar extinction extinctions interstellaires interstellar extinctions extinction interstellaire interstellar extinction La baisse de la lumière traversant l'espace interstellaire en raison des effets combinés de l'absorption et de la diffusion par des particules de poussière interstellaire. L'extinction interstellaire augmente à des longueurs d'onde plus courtes (plus bleues), résultant en un rougissement interstellaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+extinction&formSubmit=Search&showAll=1 ) The dimming of light traveling in the interstellar space due to the combined effects of absorption and scattering by interstellar dust particles. Interstellar extinction increases at shorter (bluer) wavelengths, resulting in interstellar reddening. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+extinction&formSubmit=Search&showAll=1 ) Facteur échelle Facteur échelles Scale factor cosmic scale factors facteurs d'échelles cosmologiques cosmic scale factor facteur d'échelle cosmologique En cosmologie, le facteur d'échelle mesure la façon dont la distance entre deux objets, en pratique prise entre deux objets célestes distants, varie avec le temps du fait de l'expansion de l'Univers. Le concept est utilisé quand on considère un modèle cosmologique satisfaisant au principe cosmologique c’est-à-dire homogène et isotrope. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Facteur_d%27%C3%A9chelle ) The relative expansion of the universe is parametrized by a dimensionless scale factor a. Also known as the cosmic scale factor or sometimes the Robertson Walker scale factor, this is a key parameter of the Friedmann equations. In the early stages of the Big Bang, most of the energy was in the form of radiation, and that radiation was the dominant influence on the expansion of the universe. Later, with cooling from the expansion the roles of matter and radiation changed and the universe entered a matter-dominated era. Recent results suggest that we have already entered an era dominated by dark energy, but examination of the roles of matter and radiation are most important for understanding the early universe. Using the dimensionless scale factor to characterize the expansion of the universe, the effective energy densities of radiation and matter scale differently. This leads to a radiation-dominated era in the very early universe but a transition to a matter-dominated era at a later time and, since about 4 billion years ago, a subsequent dark-energy-dominated era. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Scale_factor_(cosmology) ) Facteur Franck Condon Franck Condon factor facteur Franck Condon facteurs Franck Condon facteurs Franck-Condon Franck-Condon factor facteur Franck-Condon coefficient de réflexion pouvoir réflecteur pouvoir réfléchissant reflection coefficient reflectivity réflectance réflectivité Facteur réflexion Facteur réflexions Reflectance coefficients de réflexions facteurs de réflexions pouvoirs réflecteurs pouvoirs réfléchissants reflectances reflection coefficients reflectivities réflectances réflectivités facteur de réflexion reflectance En photométrie, la réflectance, également nommée facteur de réflexion, est la proportion de lumière réfléchie par la surface d'un matériau. La réflectance d'une surface varie généralement en fonction de la longueur d'onde de la lumière incidente. La courbe représentant la réflectance en fonction de la longueur d'onde est appelée spectre de réflexion. La réflectance s'utilise en optique et en infographie, où elle désigne la proportion de lumière réfléchie par la surface d'un modèle infographique. En astronomie, le spectre de réflexion dans l'infrarouge est utilisé pour caractériser la nature minéralogique de la surface des corps célestes, notamment des petits corps du Système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9flectance ) The reflectance of the surface of a material is its effectiveness in reflecting radiant energy. It is the fraction of incident electromagnetic power that is reflected at the boundary. Reflectance is a component of the response of the electronic structure of the material to the electromagnetic field of light, and is in general a function of the frequency, or wavelength, of the light, its polarization, and the angle of incidence. The dependence of reflectance on the wavelength is called a reflectance spectrum or spectral reflectance curve. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Reflectance ) factoring factorisation Factorisation Factorization factorings factorisations factorisations factorizations factorisation factorization En mathématiques, la factorisation consiste à écrire une expression algébrique (notamment une somme), un nombre, une matrice sous la forme d'un produit. Les enjeux de la factorisation sont très divers : à un niveau élémentaire, le but peut être de ramener la résolution d'une équation à celle d'une équation produit-nul, ou la simplification d'une écriture fractionnaire ; à un niveau intermédiaire, la difficulté algorithmique présumée de la factorisation des nombres entiers en produit de facteurs premiers est à la base de la fiabilité du cryptosystème RSA. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Factorisation ) In mathematics, factorization (or factorisation, see English spelling differences) or factoring consists of writing a number or another mathematical object as a product of several factors, usually smaller or simpler objects of the same kind. For example, 3 × 5 is a factorization of the integer 15, and (x – 2)(x + 2) is a factorization of the polynomial x²– 4. Factorization is not usually considered meaningful within number systems possessing division, such as the real or complex numbers, since any x can be trivially written as (xy) × (1/y) whenever y is not zero. However, a meaningful factorization for a rational number or a rational function can be obtained by writing it in lowest terms and separately factoring its numerator and denominator. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Factorization ) LU factorisation LU factorization Lower-Upper decomposition factorisation LU Factorisation LU décompositions LU factorisations LU LU decomposition décomposition LU En algèbre linéaire, la décomposition LU est une méthode de décomposition d'une matrice comme produit d'une matrice triangulaire inférieure L (comme lower, inférieure en anglais) par une matrice triangulaire supérieure U (comme upper, supérieure). Cette décomposition est utilisée en analyse numérique pour résoudre des systèmes d'équations linéaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9composition_LU ) In numerical analysis and linear algebra, lower–upper (LU) decomposition or factorization factors a matrix as the product of a lower triangular matrix and an upper triangular matrix (see matrix decomposition). The product sometimes includes a permutation matrix as well. LU decomposition can be viewed as the matrix form of Gaussian elimination. Computers usually solve square systems of linear equations using LU decomposition, and it is also a key step when inverting a matrix or computing the determinant of a matrix. The LU decomposition was introduced by the Polish mathematician Tadeusz Banachiewicz in 1938. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/LU_decomposition ) factorisation matricielle matrix factorisation matrix factorization Factorisation matricielle Factorisation matricielles Matrix factorization décompositions matricielles factorisations matricielles matrix decompositions matrix factorisations matrix factorizations décomposition matricielle matrix decomposition Dans la discipline mathématique de l'algèbre linéaire, une décomposition matricielle ou une factorisation matricielle est une factorisation d'une matrice dans un produit de matrices. Il existe de nombreuses décompositions matricielles différentes; Chacune d'elles trouve son utilité parmi une classe particulière de problèmes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Matrix_decomposition ) In the mathematical discipline of linear algebra, a matrix decomposition or matrix factorization is a factorization of a matrix into a product of matrices. There are many different matrix decompositions; each finds use among a particular class of problems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Matrix_decomposition ) QR factorisation QR factorization factorisation QR Factorisation QR décompositions QR factorisations QR QR decomposition décomposition QR En algèbre linéaire, une décomposition QR, également connue sous le nom de factorisation QR ou de factorisation QU, est une décomposition d'une matrice A en un produit A = QR d'une matrice orthogonale Q et une matrice triangulaire supérieure R. La décomposition QR est souvent utilisée pour résoudre le problème des moindres carrés linéaires et est la base d'un algorithme de valeur propre particulière, l'algorithme QR. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/QR_decomposition ) In linear algebra, a QR decomposition, also known as a QR factorization or QU factorization, is a decomposition of a matrix A into a product A = QR of an orthogonal matrix Q and an upper triangular matrix R. QR decomposition is often used to solve the linear least squares problem and is the basis for a particular eigenvalue algorithm, the QR algorithm. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/QR_decomposition ) extinctions optiques optical extinctions extinction optique optical extinction faisceau d'atomes Atomic beam Faisceau atomique Faisceau atomiques atomic beams faisceaux atomiques faisceaux d'atomes atomic beam faisceau atomique Un faisceau atomique est un cas particulier de faisceau de particules; Il s'agit du flux collimaté (faisceau) des atomes neutres. Les systèmes d'imagerie utilisant les faisceaux atomiques lents peuvent utiliser la plaque de la zone de Fresnel (lentille de diffraction de Fresnel) d'un miroir de diffraction de Fresnel comme élément de mise au point. Le système d'imagerie avec faisceau atomique pourrait fournir la résolution de sous-micrométrique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Atomic_beam ) Atomic beam is special case of particle beam; it is the collimated flux (beam) of neutral atoms. The imaging systems using the slow atomic beams can use the Fresnel zone plate (Fresnel diffraction lens) of a Fresnel diffraction mirror as focusing element. The imaging system with atomic beam could provide the sub-micrometre resolution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atomic_beam ) Electron beam Faisceau électron Faisceau électrons electron beams faisceaux d'électrons electron beam faisceau d'électrons Faisceau ion Faisceau ions Ion beam faisceaux d'ions ion beams faisceau d'ions ion beam faisceau de molécules jet moléculaire Faisceau moléculaire Faisceau moléculaires Molecular beam faisceaux de molécules faisceaux moléculaires jets moléculaires molecular beams faisceau moléculaire molecular beam Un faisceau moléculaire est produit en permettant à un gaz à une pression élevée de se diffuser à travers un petit orifice dans une chambre à une pression plus faible pour former un faisceau de particules (atomes, radicaux libres, molécules ou ions) se déplaçant à des vitesses approximativement égales, avec très peu de collisions entre les particules. Les faisceaux moléculaires sont utiles pour fabriquer des couches minces dans l'épitaxie des faisceaux moléculaires et les structures artificielles telles que les puits quantiques, les fils quantiques et les points quantiques. Les faisceaux moléculaires ont également été appliqués sous forme de faisceaux moléculaires croisés. Les molécules du faisceau moléculaire peuvent être manipulées par des champs électriques et des champs magnétiques. Les molécules peuvent être décélérées dans un décélérateur de Stark ou dans un décélérateur de Zeeman. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Molecular_beam ) A molecular beam is produced by allowing a gas at higher pressure to expand through a small orifice into a chamber at lower pressure to form a beam of particles (atoms, free radicals, molecules or ions) moving at approximately equal velocities, with very few collisions between the particles. Molecular beams are useful for fabricating thin films in molecular beam epitaxy and artificial structures such as quantum wells, quantum wires, and quantum dots. Molecular beams have also been applied as crossed molecular beams. The molecules in the molecular beam can be manipulated by electrical fields and magnetic fields. Molecules can be decelerated in a Stark decelerator or in a Zeeman slower. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Molecular_beam ) Faisceau neutrino Faisceau neutrinos Neutrino beam faisceaux de neutrinos neutrino beams faisceau de neutrinos neutrino beam Faisceau neutron Faisceau neutrons Neutron beam faisceaux de neutrons neutron beams faisceau de neutrons neutron beam Charged particle beam Faisceau particule chargée Faisceau particules chargées charged particle beams faisceaux de particules chargées charged particle beam faisceau de particules chargées Faisceau proton Faisceau protons Proton beam faisceaux de protons proton beams faisceau de protons proton beam Fermion Fermion fermions fermions fermion fermion En physique des particules, un fermion (nom attribué par Paul Dirac d'après Enrico Fermi) est une particule de spin demi-entier (c'est-à-dire 1/2, 3/2, 5/2...). Elle obéit à la statistique de Fermi-Dirac. Un fermion peut être une particule élémentaire, tel l'électron, ou une particule composite, tel le proton, ou toutes leurs antiparticules. Toutes les particules élémentaires observées sont soit des fermions, soit des bosons (l'hypothétique matière noire, encore non observée en 2022, n'est actuellement pas catégorisée). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fermion ) A fermion is any particle of matter that is characterized by spin in odd half-integer quantum units (1/2, 3/2, 5/2, etc). Fermions were named by Paul Dirac in 1947 after the Italian physicist Enrico Fermi. They obey the Pauli exclusion principle and Fermi-Dirac statistics, and have antisymmetric wavefunctions. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/fermion.html ) Ferromagnetism Ferromagnétisme ferromagnetisms ferromagnétismes ferromagnetism ferromagnétisme Le ferromagnétisme est le mécanisme fondamental par lequel certains matériaux (fer, cobalt, nickel…) sont attirés par des aimants ou forment des aimants permanents. On distingue en physique différents types de magnétismes. Le ferromagnétisme (qui inclut le ferrimagnétisme) se trouve être celui à l’origine des champs les plus importants : c’est celui qui crée des forces suffisamment importantes pour être senties et qui est responsable du phénomène bien connu de magnétisme dans les aimants de la vie quotidienne. La matière répond faiblement aux champs magnétiques selon trois autres types de magnétismes : le paramagnétisme, le diamagnétisme et l’antiferromagnétisme, mais les forces mises en jeu sont le plus souvent très faibles au point qu’elles ne peuvent être détectées que par des instruments de laboratoire particulièrement sensibles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ferromagn%C3%A9tisme ) Ferromagnetism is a property of certain materials (such as iron) that results in a significant, observable magnetic permeability, and in many cases, a significant magnetic coercivity, allowing the material to form a permanent magnet. Ferromagnetic materials are familiar metals that are noticeably attracted to a magnet, a consequence of their substantial magnetic permeability. Magnetic permeability describes the induced magnetization of a material due to the presence of an external magnetic field. This temporarily induced magnetization, for example, inside a steel plate, accounts for its attraction to the permanent magnet. Whether or not that steel plate acquires a permanent magnetization itself depends not only on the strength of the applied field but on the so-called coercivity of the ferromagnetic material, which can vary greatly. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ferromagnetism ) Feuilletage topologique Feuilletage topologiques Topological foliation feuilletages foliations feuilletage foliation En mathématiques, et plus précisément en géométrie différentielle, on dit qu'une variété est feuilletée, ou munie d'un feuilletage, si elle se décompose en sous-variétés de même dimension, appelées feuilles, qui localement, s'empilent comme les sous-espaces ℝn × ℝm-n. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Feuilletage ) In topology, a foliation is a decoration of a manifold in which the manifold is partitioned into sheets of some lower dimension, and the sheets are locally parallel. More technically, the foliated manifold is locally homeomorphic to a vector space decorated by co-sets of a subspace. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/foliation.html ) Cotangent bundle Fibré cotangent Fibré cotangents cotangent bundles fibrés cotangents cotangent bundle fibré cotangent En géométrie différentielle, le fibré cotangent associé à une variété différentielle M est le fibré vectoriel dual T*M de son fibré tangent TM : en tout point m de M, l'espace cotangent est défini comme l'espace dual de l'espace tangent : T*_mM = (T_mM)* (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fibr%C3%A9_cotangent ) In mathematics, especially differential geometry, the cotangent bundle of a smooth manifold is the vector bundle of all the cotangent spaces at every point in the manifold. It may be described also as the dual bundle to the tangent bundle. This may be generalized to categories with more structure than smooth manifolds, such as complex manifolds, or (in the form of cotangent sheaf) algebraic varieties or schemes. In the smooth case, any Riemannian metric or symplectic form gives an isomorphism between the cotangent bundle and the tangent bundle, but they are not in general isomorphic in other categories. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cotangent_bundle ) Fibré tangent Fibré tangents Tangent bundle fibrés tangents tangent bundles fibré tangent tangent bundle En mathématiques, et plus précisément en géométrie différentielle, le fibré tangent TM associé à une variété différentielle M est la somme disjointe de tous les espaces tangents en tous les points de la variété. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fibr%C3%A9_tangent ) In differential geometry, the tangent bundle of a differentiable manifold M is a manifold TM which assembles all the tangent vectors in M. As a set, it is given by the disjoint union of the tangent spaces of M. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tangent_bundle ) Fibré vectoriel Fibré vectoriels Vector bundle fibrés vectoriels vector bundles fibré vectoriel vector bundle En topologie différentielle, un fibré vectoriel est une construction géométrique ayant une parenté avec le produit cartésien, mais apportant une structure globale plus riche. Elle fait intervenir un espace topologique appelé base et un espace vectoriel modèle appelé fibre modèle. À chaque point de la base est associée une fibre copie de la fibre modèle, l'ensemble formant un nouvel espace topologique : l'espace total du fibré. Celui-ci admet localement la structure d'un produit cartésien de la base par la fibre modèle, mais peut avoir une topologie globale plus compliquée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fibr%C3%A9_vectoriel ) In mathematics, a vector bundle is a topological construction that makes precise the idea of a family of vector spaces parameterized by another space X (for example X could be a topological space, a manifold, or an algebraic variety): to every point x of the space X we associate (or "attach") a vector space V(x) in such a way that these vector spaces fit together to form another space of the same kind as X (e.g. a topological space, manifold, or algebraic variety), which is then called a vector bundle over X. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vector_bundle ) Fibril Fibrille fibrilles fibrils fibril fibrille Un motif linéaire dans la chromosphère du Soleil, tel qu'observé à travers un filtre H-alpha, se produisant au voisinage de taches solaires et de plages intenses ou dans les canaux des filaments. Ce sont des tubes magnétiquement confinés de plasma chaud. Individuellement, ils mesurent environ 10 000 km de long et durent 10 à 20 minutes. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=fibril&formSubmit=Search&showAll=1 ) A linear pattern in the chromosphere of the Sun, as seen through an H-alpha filter, occurring near strong sunspots and plages or in filament channels. They are magnetically confined tubes of hot plasma. Individually, they are about 10,000 km long and last for 10 to 20 minutes. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=fibril&formSubmit=Search&showAll=1 ) geometric object objet géométrique figures géométriques geometric figures geometric objects objets géométriques figure géométrique geometric figure Filament Filament filaments filaments filament filament Un filament solaire est une structure magnétisée de l'atmosphère du Soleil, située dans la couronne mais dont la densité de matière est beaucoup plus importante que le milieu environnant. La matière est principalement composée d'hydrogène, de calcium, et de divers métaux sous forme de plasma. Ils se découpent en structure sombre sur le disque du Soleil, on dit qu'ils sont en absorption en Hα alors. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Filament_solaire ) A filament is a strand of relatively cool gas suspended by magnetic fields over the solar photosphere so that it appears as a dark line over the Sun's disk. A filament on the limb of the Sun seen in emission against the dark sky is called a prominence. Filaments often mark areas of magnetic shearing and can be seen only in the centers of strong spectral lines, such as H-alpha or the H and K lines of calcium. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/filament.html ) Filament intergalactique Filament intergalactiques Intergalactic filament cosmic filaments filaments cosmiques cosmic filament filament cosmique Cold fission Fission froide Fission froides cold fissions fissions froides cold fission fission froide La fission froide ou la fission nucléaire froide est définie comme impliquant des événements de fission pour lesquels les fragments de fission ont une énergie d'excitation si faible qu'il n'y a pas d'émission de neutrons ou de gammas. Les événements de fission froide ont une probabilité d'apparition si faible qu'il est nécessaire d'utiliser un réacteur nucléaire à flux élevé pour les étudier. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cold_fission ) Cold fission or cold nuclear fission is defined as involving fission events for which fission fragments have such low excitation energy that no neutrons or gammas are emitted. Cold fission events have so low a probability of occurrence that it is necessary to use a high-flux nuclear reactor to study them. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cold_fission ) Fission nucléaire Fission nucléaires Nuclear fission fissions nucléaires nuclear fissions fission nucléaire nuclear fission La fission nucléaire est le phénomène par lequel un noyau atomique lourd (c'est-à-dire formé d'un grand nombre de nucléons – comme l'uranium, le plutonium, etc.) est scindé en deux ou en quelques nucléides plus légers. Cette réaction nucléaire s'accompagne de l'émission de neutrons (en général deux ou trois) et d'un dégagement d'énergie très important (≈ 200 MeV par atome fissionné, donc beaucoup plus que celui des réactions chimiques, de l'ordre de l'eV par atome ou molécule réagissant). L'émission de neutrons peut entraîner une réaction en chaîne, phénomène mis en œuvre dans les centrales nucléaires pour la production d'électricité et dans les bombes atomiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fission_nucl%C3%A9aire ) Nuclear fission is a process in which a heavy atomic nucleus splits into two more-or-less equal fragments accompanied by the release of large amounts of energy. A chain reaction results when the neutrons released during fission cause other nearby nuclei to break apart. Fission may occur spontaneously or may be induced by capture of bombarding particles. In addition to the fission fragments, neutrons and gamma rays are usually produced during fission. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/fissionnuc.html ) Fast fission Fission rapide Fission rapides fast fissions fissions rapides fast fission fission rapide Une fission rapide est une fission nucléaire se produisant lorsqu'un atome lourd absorbe un neutron à haute énergie appelé neutron rapide (ayant un niveau d'énergie cinétique au moins égale à une valeur voisine de 1 MeV), et se divise. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fission_rapide ) Fast fission is fission that occurs when a heavy atom absorbs a high-energy neutron, called a fast neutron, and splits. Most fissionable materials need thermal neutrons, which move more slowly. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fast_fission ) Fission spontanée Fission spontanées Spontaneous fission fissions spontanées spontaneous fissions fission spontanée spontaneous fission La fission spontanée est une forme de désintégration radioactive caractéristique des isotopes très lourds au cours de laquelle un noyau lourd se divise, sans apport d'énergie extérieur, en au moins deux noyaux plus légers. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fission_spontan%C3%A9e ) Spontaneous fission (SF) is a form of radioactive decay that is found only in very heavy chemical elements. The nuclear binding energy of the elements reaches its maximum at an atomic mass number of about 56 (e.g., iron-56); spontaneous breakdown into smaller nuclei and a few isolated nuclear particles becomes possible at greater atomic mass numbers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spontaneous_fission ) Fixation jauge Fixation jauges Gauge fixing fixations de jauges gauge fixings fixation de jauge gauge fixing En physique de la théories des jauges, la fixation de jauge (également appelée choix d'une jauge) indique une procédure mathématique pour faire face à des degrés de liberté redondants dans les variables de champ. Par définition, une théorie de jauge représente chaque configuration physiquement distincte du système en tant que classe d'équivalence de configurations de champ locales détaillées. Deux configurations détaillées dans la même classe d'équivalence sont liées par une transformation de jauge, équivalente à un cisaillement le long des axes non physiques dans l'espace de configuration. La plupart des prédictions physiques quantitatives d'une théorie de jauge ne peuvent être obtenues que sous une prescription cohérente pour supprimer ou ignorer ces degrés de liberté non physiques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Gauge_fixing ) In the physics of gauge theories, gauge fixing (also called choosing a gauge) denotes a mathematical procedure for coping with redundant degrees of freedom in field variables. By definition, a gauge theory represents each physically distinct configuration of the system as an equivalence class of detailed local field configurations. Any two detailed configurations in the same equivalence class are related by a gauge transformation, equivalent to a shear along unphysical axes in configuration space. Most of the quantitative physical predictions of a gauge theory can only be obtained under a coherent prescription for suppressing or ignoring these unphysical degrees of freedom. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gauge_fixing ) flavour Flaveur Flavor flavors flavours saveurs flavor saveur La saveur, en physique des particules, est une caractéristique permettant de distinguer différents types de leptons et de quarks, deux sous-familles des fermions. Les leptons se déclinent en trois saveurs et les quarks en six saveurs. Les saveurs permettent de distinguer certaines classes de particules dont les autres propriétés (charge électrique, interactivité, etc.) sont similaires. Les dénominations des saveurs ont été introduites par Murray Gell-Mann, baptisant le quark étrange lors de la détection du kaon en 1964. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Saveur_(physique) ) "Flavor" is the name used for the different types of quark and the different types of lepton. The six flavors of quarks are up (u), down (d), strange (s), charm (c), bottom (b), and top (t), in increasing order of mass. These govern the weak interaction dynamics of the quarks, the flavors being essentially the 'weak charges' on the quarks. The flavors of charged leptons are the electron, muon, and tau, again in increasing order of mass. For each charged lepton flavor there is a corresponding neutrino flavor. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/flavor.html ) time arrow Arrow of time Flèche temps arrows of time flèches des temps time arrows arrow of time flèche du temps La flèche du temps est une expression introduite en 1928 par Arthur Eddington pour décrire le phénomène selon lequel le temps semble s'écouler toujours dans la même direction. Cette expression recouvre un ensemble de théories qui explique pourquoi le temps s'écoule de manière unidirectionnelle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fl%C3%A8che_du_temps ) The arrow of time is the direction, apparently inviolable, of the "flow" of time that distinguishes the past from the future. There has been much debate as to the physical origin of of the arrow of time. Most of physics does not distinguish between a forward and a reverse direction of time. The one exception is the second law of thermodynamics which states that entropy must increase with time. One possibility is that the overall arrow of time in the universe is due to its beginning in a state of very low entropy. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/arrow_of_time.html ) Fluctuation quantique Fluctuation quantiques Quantum fluctuation fluctuations quantiques quantum fluctuations fluctuation quantique quantum fluctuation En physique quantique, une fluctuation quantique, ou fluctuation quantique du vide, est le changement temporaire du niveau d'énergie à un certain point de l'espace, expliqué par le principe d'incertitude de Heisenberg qui permet la création spontanée d'une paire virtuelle constituée d'une particule et d'une antiparticule. Pour comprendre ce phénomène, il faut comprendre la nature du vide spatial conformément à la théorie des champs quantiques. Le vide est rempli d’ondes électromagnétiques fluctuantes. Le vide serait comme un océan où les fluctuations seraient représentées par des vaguelettes à sa surface. L'ensemble apparait à première vue plat, mais de plus près nous voyons des petites fluctuations. Les ondes produites ont toutes les longueurs d'onde possibles. Le vide contient donc une certaine quantité d’énergie due à des photons à une échelle atomique appelée "énergie du point zéro". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fluctuation_quantique ) In quantum physics, a quantum fluctuation (also known as a vacuum state fluctuation or vacuum fluctuation) is the temporary random change in the amount of energy in a point in space, as prescribed by Werner Heisenberg's uncertainty principle. They are minute random fluctuations in the values of the fields which represent elementary particles, such as electric and magnetic fields which represent the electromagnetic force carried by photons, W and Z fields which carry the weak force, and gluon fields which carry the strong force. Vacuum fluctuations appear as virtual particles, which are always created in particle–antiparticle pairs. Since they are created spontaneously without a source of energy, vacuum fluctuations and virtual particles are said to violate the conservation of energy. This is theoretically allowable because the particles annihilate each other within a time limit determined by the uncertainty principle so they are not directly observable. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_fluctuation ) Fluorescence Fluorescence fluorescences fluorescences fluorescence fluorescence La fluorescence est une émission lumineuse provoquée par l'excitation des électrons d'une molécule (ou atome), généralement par absorption d'un photon immédiatement suivie d'une émission spontanée. Fluorescence et phosphorescence sont deux formes différentes de luminescence qui diffèrent notamment par la durée de l'émission après excitation : la fluorescence cesse très rapidement tandis que la phosphorescence perdure plus longtemps. La fluorescence peut entre autres servir à caractériser un matériau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fluorescence ) Fluorescence is the emission of light by a substance that has absorbed light or other electromagnetic radiation. It is a form of luminescence. In most cases, the emitted light has a longer wavelength, and therefore a lower photon energy, than the absorbed radiation. A perceptible example of fluorescence occurs when the absorbed radiation is in the ultraviolet region of the electromagnetic spectrum (invisible to the human eye), while the emitted light is in the visible region; this gives the fluorescent substance a distinct color that can only be seen when the substance has been exposed to UV light. Fluorescent materials cease to glow nearly immediately when the radiation source stops, unlike phosphorescent materials, which continue to emit light for some time after. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fluorescence ) Fluorescence induite par laser Fluorescence induites par lasers Laser induced fluorescence fluorescences induites par lasers laser induced fluorescence laser induced fluorescences laser-induced fluorescences fluorescence induite par laser laser-induced fluorescence La fluorescence induite par laser est une méthode de diagnostic laser utilisée principalement pour la caractérisation d'écoulements fluides. On l'utilise également en chimie analytique pour le dosage des traces. L'avantage principal réside dans le fait qu'il s'agisse d'une méthode non intrusive, ce qui fait qu'elle est souvent employée pour la recherche en combustion pour la mesure de champs de température dans une flamme ou dans des gouttelettes de combustible. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fluorescence_induite_par_laser ) Laser-induced fluorescence (LIF) or laser-stimulated fluorescence (LSF) is a spectroscopic method in which an atom or molecule is excited to a higher energy level by the absorption of laser light followed by spontaneous emission of light. It was first reported by Zare and coworkers in 1968.LIF is used for studying structure of molecules, detection of selective species and flow visualization and measurements. The wavelength is often selected to be the one at which the species has its largest cross section. The excited species will after some time, usually in the order of few nanoseconds to microseconds, de-excite and emit light at a wavelength longer than the excitation wavelength. This fluorescent light is typically recorded with a photomultiplier tube (PMT) or filtered photodiodes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Laser-induced_fluorescence ) rayonnement de résonance resonance radiation Fluorescence résonance Fluorescence résonances Resonance fluorescence fluorescences de résonances rayonnements de résonances resonance fluorescences resonance radiations fluorescence de résonance resonance fluorescence La fluorescence de résonance est le processus dans lequel un système d'atomes à deux niveaux interagit avec le champ électromagnétique quantique si le champ est entraîné à une fréquence près de la fréquence propre de l'atome. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Resonance_fluorescence ) Resonance fluorescence is the process in which a two-level atom system interacts with the quantum electromagnetic field if the field is driven at a frequency near to the natural frequency of the atom. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Resonance_fluorescence ) Fluorescence RX X ray fluorescence fluorescences X X-ray fluorescence fluorescence X La spectrométrie de fluorescence des rayons X (SFX ou FX, ou en anglais XRF pour X-ray fluorescence) est une technique d'analyse chimique utilisant une propriété physique de la matière, la fluorescence de rayons X. Lorsque l'on bombarde de la matière avec des rayons X, la matière réémet de l'énergie sous la forme, entre autres, de rayons X ; c'est la fluorescence X, ou émission secondaire de rayons X. Le spectre des rayons X émis par la matière est caractéristique de la composition de l'échantillon, en analysant ce spectre, on peut en déduire la composition élémentaire, c'est-à-dire les concentrations massiques en éléments. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spectrom%C3%A9trie_de_fluorescence_des_rayons_X ) X-ray fluorescence (XRF) is the emission of characteristic "secondary" (or fluorescent) X-rays from a material that has been excited by being bombarded with high-energy X-rays or gamma rays. The phenomenon is widely used for elemental analysis and chemical analysis, particularly in the investigation of metals, glass, ceramics and building materials, and for research in geochemistry, forensic science, archaeology and art objects such as paintings. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_fluorescence ) Fonction Airy fonctions d'Airy Airy function fonction d'Airy La fonction d'Airy Ai est une des fonctions spéciales en mathématiques, c'est-à-dire une des fonctions remarquables apparaissant fréquemment dans les calculs. Elle porte le nom de l'astronome britannique George Biddell Airy, qui l'introduisit pour ses calculs d'optique, notamment lors de l'étude de l'arc-en-ciel. La fonction d'Airy Ai et la fonction Bi, qu'on appelle fonction d'Airy de seconde espèce, sont des solutions de l'équation différentielle linéaire d'ordre deux y ″ − x y = 0 connue sous le nom d'équation d'Airy. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_d%27Airy ) In the physical sciences, the Airy function (or Airy function of the first kind) Ai(x) is a special function named after the British astronomer George Biddell Airy (1801–1892). The function Ai(x) and the related function Bi(x), are linearly independent solutions to the differential equation y''-xy = 0 known as the Airy equation or the Stokes equation. This is the simplest second-order linear differential equation with a turning point (a point where the character of the solutions changes from oscillatory to exponential). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Airy_function ) analytical function Analytical function Fonction analytique Fonction analytiques analytic functions analytical functions fonctions analytiques analytic function fonction analytique En mathématiques, et plus précisément en analyse, une fonction analytique est une fonction d'une variable réelle ou complexe qui est développable en série entière au voisinage de chacun des points de son domaine de définition, c'est-à-dire que pour tout x_0 de ce domaine, il existe une suite (a_n) donnant une expression de la fonction, valable pour tout x assez proche de x_0, sous la forme d'une série convergente. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_analytique ) In mathematics, an analytic function is a function that is locally given by a convergent power series. There exist both real analytic functions and complex analytic functions. Functions of each type are infinitely differentiable, but complex analytic functions exhibit properties that do not generally hold for real analytic functions. A function is analytic if and only if its Taylor series about x0 converges to the function in some neighborhood for every x0 in its domain. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Analytic_function ) Fonction Bessel fonctions de Bessel Bessel function fonction de Bessel En mathématiques, et plus précisément en analyse, les fonctions de Bessel, appelées aussi quelquefois fonctions cylindriques, découvertes par le mathématicien suisse Daniel Bernoulli, portent le nom du mathématicien allemand Friedrich Wilhelm Bessel. Bessel développa l'analyse de ces fonctions en 1816 dans le cadre de ses études du mouvement des planètes induit par l'interaction gravitationnelle, généralisant les découvertes antérieures de Bernoulli. Ces fonctions sont des solutions canoniques y(x) de l'équation différentielle de Bessel : x²y″ + xy′ + (x²- α²y = 0 pour tout nombre réel ou complexe α. Le plus souvent, α est un entier naturel (alors appelé l'ordre de la fonction), ou un demi-entier. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_Bessel ) Bessel functions, first defined by the mathematician Daniel Bernoulli and then generalized by Friedrich Bessel, are canonical solutions y(x) of Bessel's differential equation x²y″ + xy′ + (x²- α²y = 0 for an arbitrary complex number α , the order of the Bessel function. Although α and − α produce the same differential equation, it is conventional to define different Bessel functions for these two values in such a way that the Bessel functions are mostly smooth functions of α. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bessel_function ) Beta function Fonction bêta Fonction bêtas beta functions fonctions bêtas beta function fonction bêta En mathématiques, la fonction bêta, également appelée intégration Euler de première espèce, est une fonction spéciale qui est étroitement liée à la fonction gamma et aux coefficients binomiaux. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_function ) In mathematics, the beta function, also called the Euler integral of the first kind, is a special function that is closely related to the gamma function and to binomial coefficients. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_function ) 2023-01-31 quartic function Biquadratic function Fonction biquadratique Fonction biquadratiques biquadratic functions fonctions biquadratiques biquadratic function fonction biquadratique En algèbre, une fonction quartique est fonction de la forme f(x) = ax⁴ + bx³+ cx²+ dx + e, où a est non nul, qui est définie par un polynôme de degré quatre, appelé polynôme quartique . Parfois, le terme biquadratique est utilisé à la place du quartique, mais, généralement, la fonction biquadratique se réfère à une fonction quadratique d'un carré (ou, de manière équivalente, à la fonction définie par un polynôme quartique sans termes de degré impair), ayant la forme f(x) = ax⁴ + cx²+ e. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Quartic_function ) In algebra, a quartic function is a function of the form f(x) = ax⁴ + bx³+ cx²+ dx + e, where a is nonzero, which is defined by a polynomial of degree four, called a quartic polynomial. Sometimes the term biquadratic is used instead of quartic, but, usually, biquadratic function refers to a quadratic function of a square (or, equivalently, to the function defined by a quartic polynomial without terms of odd degree), having the form f(x) = ax⁴ + cx²+ e. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quartic_function ) complex variable function fonction à variable complexe Complex function Fonction complexe Fonction complexes complex functions complex variable functions fonctions complexes fonctions à variables complexes complex function fonction complexe Une fonction dont les variables sont des nombres complexes. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=complex+function&formSubmit=Search&showAll=1 ) A function whose variables are complex numbers. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=complex+function&formSubmit=Search&showAll=1 ) Convex function Fonction convexe Fonction convexes convex functions fonctions convexes convex function fonction convexe En mathématiques, une fonction réelle d'une variable réelle est dite convexe : · si quels que soient deux points A et B du graphe de la fonction, le segment [ A B ] est entièrement situé au-dessus du graphe, c’est-à-dire que la courbe représentative de la fonction se situe toujours en dessous de ses cordes; · ou si l'épigraphe de la fonction (l'ensemble des points qui sont au-dessus de son graphe) est un ensemble convexe; · ou si vu d'en dessous, le graphe de la fonction est en bosse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_convexe ) In mathematics, a real-valued function is called convex if the line segment between any two points on the graph of the function lies above the graph between the two points. Equivalently, a function is convex if its epigraph (the set of points on or above the graph of the function) is a convex set. A twice-differentiable function of a single variable is convex if and only if its second derivative is nonnegative on its entire domain. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Convex_function ) Correlation function Fonction corrélation Fonction corrélations correlation functions fonctions de corrélations correlation function fonction de corrélation Une fonction de corrélation est une fonction qui donne la corrélation statistique entre les variables aléatoires, contingente sur la distance spatiale ou temporelle entre ces variables. Si l'on considère la fonction de corrélation entre les variables aléatoires représentant la même quantité mesurée à deux points différents, alors ceci est souvent appelé une fonction d'autocorrélation, qui est composée d'autocorrélations. Les fonctions de corrélation de différentes variables aléatoires sont parfois appelées fonctions de corrélation croisée pour souligner que différentes variables sont considérées et parce qu'elles sont composées de corrélations croisées. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Correlation_function ) A correlation function is a function that gives the statistical correlation between random variables, contingent on the spatial or temporal distance between those variables. If one considers the correlation function between random variables representing the same quantity measured at two different points, then this is often referred to as an autocorrelation function, which is made up of autocorrelations. Correlation functions of different random variables are sometimes called cross-correlation functions to emphasize that different variables are being considered and because they are made up of cross-correlations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Correlation_function ) streamfunction Fonction courant Fonction courants Stream function fonctions de courants stream functions streamfunctions fonction de courant stream function La fonction de courant en physique, en particulier en mécanique des fluides, est une fonction (à valeurs complexes) définie pour des écoulements de différents types. Elle donne le paramètre de la composante non divergente de n'importe quel champ de vitesse dont la valeur est constante le long de chaque ligne de courant. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_courant ) The stream function is defined for incompressible (divergence-free) flows in two dimensions – as well as in three dimensions with axisymmetry. The flow velocity components can be expressed as the derivatives of the scalar stream function. The stream function can be used to plot streamlines, which represent the trajectories of particles in a steady flow. The two-dimensional Lagrange stream function was introduced by Joseph Louis Lagrange in 1781. The Stokes stream function is for axisymmetrical three-dimensional flow, and is named after George Gabriel Stokes. Considering the particular case of fluid dynamics, the difference between the stream function values at any two points gives the volumetric flow rate (or volumetric flux) through a line connecting the two points. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stream_function ) distribution de Dirac fonction δ de Dirac δ function Delta function Fonction delta Fonction deltas distributions de Dirac fonctions deltas de Dirac fonctions δ de Dirac δ functions Dirac delta function fonction delta de Dirac En mathématiques, plus précisément en analyse, la distribution de Dirac, aussi appelée par abus de langage fonction δ de Dirac, introduite par Paul Dirac, peut être informellement considérée comme une fonction qui prend une « valeur » infinie en 0, et la valeur zéro partout ailleurs, et dont l'intégrale sur ℝ est égale à 1. La représentation graphique de la "fonction" δ peut être assimilée à l'axe des abscisses en entier et le demi axe des ordonnées positives. D'autre part, δ est égale à la dérivée (au sens des distributions) de la fonction de Heaviside. Cette "fonction" δ de Dirac n'est pas une fonction mais c'est une mesure de Borel, donc une distribution. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Distribution_de_Dirac ) A function of x defined as being zero for all values of x other than x =x_0 and having the definite integral from x = -∞ to x = +∞ equal to unity. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=Dirac+function ) Fonction densité probabilité Fonction densités probabilités Probability density function fonctions de densités de probabilités probability density functions fonction de densité de probabilité probability density function En théorie des probabilités, une variable aléatoire à densité est une variable aléatoire réelle ou vectorielle pour laquelle la probabilité d’appartenance à un domaine se calcule à l’aide d’une intégrale sur ce domaine. La fonction à intégrer est alors appelée fonction de densité ou densité de probabilité, égale (dans le cas réel) à la dérivée de la fonction de répartition. Les densités de probabilité sont les fonctions essentiellement positives et intégrables d’intégrale 1. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Variable_al%C3%A9atoire_%C3%A0_densit%C3%A9 ) A mathematical function whose integral over any interval gives the probability that a continuousrandom variable has values in this interval. Also known as density function, frequency function, probability function. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=probability+density+function&formSubmit=Search&showAll=1 ) fonction échelon unité unit step function Fonction échelon Fonction échelons Step function fonctions de Heaviside fonctions échelons unités unit step functions Heaviside step function fonction de Heaviside En mathématiques, la fonction de Heaviside (également fonction échelon unité, fonction marche d'escalier), du nom d’Oliver Heaviside, est la fonction indicatrice de R^+. C'est donc la fonction H (discontinue en 0) prenant la valeur 1 pour tous les réels strictement positifs et la valeur 0 pour les réels strictement négatifs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_Heaviside ) The Heaviside step function, or the unit step function, usually denoted by H or θ (but sometimes u, 1), is a step function, named after Oliver Heaviside (1850–1925), the value of which is zero for negative arguments and one for positive arguments. It is an example of the general class of step functions, all of which can be represented as linear combinations of translations of this one. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Heaviside_step_function ) elliptical function Elliptic function Fonction elliptique Fonction elliptiques elliptic functions elliptical functions fonctions elliptiques elliptic function fonction elliptique En mathématiques, et plus particulièrement en analyse complexe, une fonction elliptique est, grossièrement parlant, une fonction définie sur le plan complexe qui est doublement périodique (périodique dans deux directions). Elle peut être vue comme analogue à une fonction trigonométrique (qui a une seule période). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_elliptique ) In the mathematical field of complex analysis, elliptic functions are a special kind of meromorphic functions, that satisfy two periodicity conditions. They are named elliptic functions because they come from elliptic integrals. Originally those integrals occurred at the calculation of the arc length of an ellipse. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Elliptic_function ) réponse impulsionnelle spatiale Fonction étalement point Fonction étalements points Point spread function fonctions d'étalements des points point spread functions réponses impulsionnelles spatiales fonction d'étalement d'un point point spread function La fonction d'étalement du point (point spread function ou PSF en anglais), ou réponse impulsionnelle spatiale, est une fonction mathématique qui décrit la réponse d'un système d'imagerie à une source ponctuelle. Elle est utilisée dans divers domaines pouvant relever de l'optique (astronomie, microscopie, ophtalmologie) ou d'autres techniques d'imagerie (radiographie, échographie, IRM). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_d%27%C3%A9talement_du_point ) The point spread function (PSF) describes the response of a focused optical imaging system to a point source or point object. A more general term for the PSF is the system's impulse response; the PSF is the impulse response or impulse response function (IRF) of a focused optical imaging system. The PSF in many contexts can be thought of as the extended blob in an image that represents a single point object, that is considered as a spatial impulse. In functional terms, it is the spatial domain version (i.e., the inverse Fourier transform) of the optical transfer function (OTF) of an imaging system. It is a useful concept in Fourier optics, astronomical imaging, medical imaging, electron microscopy and other imaging techniques such as 3D microscopy (like in confocal laser scanning microscopy) and fluorescence microscopy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Point_spread_function ) Exponential function Fonction exponentielle Fonction exponentielles exponential functions fonctions exponentielles exponential function fonction exponentielle La fonction exponentielle est une fonction mathématique désignée par f(x) = exp(x) ou e^x (où l'argument x est écrit comme un exposant). Sauf indication contraire, le terme fait généralement référence à la fonction à valeur positive d'une variable réelle, bien qu'elle puisse être étendue aux nombres complexes ou généralisés à d'autres objets mathématiques comme les matrices ou les algèbres de Lie. La fonction exponentielle provenait de la notion d'exponentiation (multiplication répétée), mais les définitions modernes (il existe plusieurs caractérisations équivalentes) lui permettent d'être rigoureusement étendue à tous les arguments réels, y compris des nombres irrationnels. Son occurrence omniprésente en mathématiques pure et appliquée a conduit le mathématicien Walter Rudin à suggérer que la fonction exponentielle est "la fonction la plus importante en mathématiques". (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Exponential_function ) The exponential function is a mathematical function denoted by f(x) = exp(x) or e^x (where the argument x is written as an exponent). Unless otherwise specified, the term generally refers to the positive-valued function of a real variable, although it can be extended to the complex numbers or generalized to other mathematical objects like matrices or Lie algebras. The exponential function originated from the notion of exponentiation (repeated multiplication), but modern definitions (there are several equivalent characterizations) allow it to be rigorously extended to all real arguments, including irrational numbers. Its ubiquitous occurrence in pure and applied mathematics led mathematician Walter Rudin to opine that the exponential function is "the most important function in mathematics". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Exponential_function ) Fonction gamma Gamma function fonctions gamma gamma functions fonction gamma gamma function En mathématiques, la fonction gamma (notée par la lettre grecque Γ) est une fonction complexe, considérée également comme une fonction spéciale. Elle prolonge la fonction factorielle à l'ensemble des nombres complexes (à l'exception des entiers négatifs) : on a pour tout entier n > 0 : Γ(n) = (n–1)! = 1×2×...×(n–1). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_gamma ) In mathematics, the gamma function (represented by Γ, the capital letter gamma from the Greek alphabet) is one commonly used extension of the factorial function to complex numbers. The gamma function is defined for all complex numbers except the non-positive integers. For every positive integer n, Γ(n) = (n − 1) ! . (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_function ) Fonction Green fonctions de Green Green function fonction de Green Fonction holomorphe Fonction holomorphes Holomorphic function fonctions holomorphes holomorphic functions fonction holomorphe holomorphic function En analyse complexe, une fonction holomorphe est une fonction à valeurs complexes, définie et dérivable en tout point d'un sous-ensemble ouvert du plan complexe ℂ. Cette condition est beaucoup plus forte que la dérivabilité réelle. Elle entraîne (via la théorie de Cauchy) que la fonction est analytique : elle est infiniment dérivable et est égale, au voisinage de tout point de l'ouvert, à la somme de sa série de Taylor. Un fait remarquable en découle : les notions de fonction analytique complexe et de fonction holomorphe coïncident. Pour cette raison, les fonctions holomorphes constituent le pilier central de l'analyse complexe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_holomorphe ) In mathematics, a holomorphic function is a complex-valued function of one or more complex variables that is complex differentiable in a neighbourhood of each point in a domain in complex coordinate space C^n. The existence of a complex derivative in a neighbourhood is a very strong condition: it implies that a holomorphic function is infinitely differentiable and locally equal to its own Taylor series (analytic). Holomorphic functions are the central objects of study in complex analysis. Though the term analytic function is often used interchangeably with "holomorphic function", the word "analytic" is defined in a broader sense to denote any function (real, complex, or of more general type) that can be written as a convergent power series in a neighbourhood of each point in its domain. That all holomorphic functions are complex analytic functions, and vice versa, is a major theorem in complex analysis. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Holomorphic_function ) Fonction hypergéométrique Fonction hypergéométriques Hypergeometric function fonctions hypergéométriques hypergeometric functions fonction hypergéométrique hypergeometric function En mathématiques, le terme de fonction hypergéométrique, parfois sous le nom "fonction hypergéométrique de Gauss", désigne généralement une fonction spéciale particulière, dépendant de trois paramètres a, b, c, notée ₂F₁(a, b, c ; z), parfois notée sans indice quand il n'y a pas d'ambigüité, et qui s'exprime sous la forme de la série hypergéométrique (lorsque celle-ci converge). Selon les valeurs prises par les paramètres, cette fonction correspond à de nombreuses fonctions usuelles ou spéciales, notamment des polynômes orthogonaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_hyperg%C3%A9om%C3%A9trique ) In mathematics, the Gaussian or ordinary hypergeometric function ₂F₁(a,b;c;z) is a special function represented by the hypergeometric series, that includes many other special functions as specific or limiting cases. It is a solution of a second-order linear ordinary differential equation (ODE). Every second-order linear ODE with three regular singular points can be transformed into this equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hypergeometric_function ) Fonction masse initiale Fonction masses initiales Initial mass function fonctions de masses initiales initial mass functions fonction de masse initiale initial mass function En astronomie, la fonction initiale de masse (initial mass function, abrégée en IMF en anglais) est la relation qui décrit la distribution des masses des étoiles pour une population d'étoiles nouvellement formées. Elle fournit le nombre d'étoiles de masse M par unité de masse. Elle peut être obtenue par la fonction de luminosité en utilisant la relation masse-luminosité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_masse_initiale ) In astronomy, the initial mass function (IMF) is an empirical function that describes the initial distribution of masses for a population of stars. The IMF is an output of the process of star formation. The IMF is often given as a probability distribution function (PDF) for the mass at which a star enters the main sequence (begins hydrogen fusion). The distribution function can then be used to construct the mass distribution (the histogram of stellar masses) of a population of stars. It differs from the present day mass function (PDMF), the current distribution of masses of stars, due to the evolution and death of stars which occurs at different rates for different masses as well as dynamical mixing in some populations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Initial_mass_function ) Mathieu equation équation de Mathieu Fonction Mathieu fonctions de Mathieu équations de Mathieu Mathieu function fonction de Mathieu En physique mathématique, on appelle équation de Mathieu une équation mise en évidence par Émile Mathieu au XIXe siècle. C'est un cas particulier de l'équation de Hill : x″ + G(t)x = 0 est une fonction périodique, avec : G(t)=a - 2qcos(2t), périodique de période T=π. Son comportement est assez particulier (résonance paramétrique, existence de sous-harmoniques, etc.). Émile Mathieu l'a rencontrée (1865) en étudiant les vibrations d'une membrane elliptique. Ses solutions seront appelées les fonctions de Mathieu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Mathieu ) In mathematics, Mathieu functions, sometimes called angular Mathieu functions, are solutions of Mathieu's differential equation y″ + (a - 2qcos(2x))y = 0 where a and q are parameters. They were first introduced by Émile Léonard Mathieu, who encountered them while studying vibrating elliptical drumheads. They have applications in many fields of the physical sciences, such as optics, quantum mechanics, and general relativity. They tend to occur in problems involving periodic motion, or in the analysis of partial differential equation boundary value problems possessing elliptic symmetry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mathieu_function ) Fonction méromorphe Fonction méromorphes Meromorphic function fonctions méromorphes meromorphic functions fonction méromorphe meromorphic function En mathématiques, et plus précisément en analyse complexe, une fonction méromorphe est une fonction holomorphe dans tout le plan complexe, sauf éventuellement sur un ensemble de points isolés dont chacun est un pôle pour la fonction. Cette terminologie s'explique par le fait qu'en grec ancien, meros (μέρος) signifie "partie" et holos (ὅλος) signifie "entier". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_m%C3%A9romorphe ) In the mathematical field of complex analysis, a meromorphic function on an open subset D of the complex plane is a function that is holomorphic on all of D except for a set of isolated points, which are poles of the function. The term comes from the Greek meros (μέρος), meaning "part". Every meromorphic function on D can be expressed as the ratio between two holomorphic functions (with the denominator not constant 0) defined on D: any pole must coincide with a zero of the denominator. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Meromorphic_function ) fonction à n variables n variable function real multivariate function Fonction n variables N variable function fonctions de plusieurs variables fonctions à n variables n variable functions real multivariate functions fonction de plusieurs variables function of several real variables En mathématiques et plus spécialement en analyse vectorielle, une fonction numérique à plusieurs variables réelles est une fonction dont l'ensemble de départ E est une partie de Rⁿ. L'ensemble d'arrivée F peut être R ou R^p. Le second cas peut se ramener au premier cas en considérant qu'il s'agit en réalité de p fonctions de Rⁿ dans R appelées fonctions coordonnées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_plusieurs_variables ) In mathematical analysis and its applications, a function of several real variables or real multivariate function is a function with more than one argument, with all arguments being real variables. This concept extends the idea of a function of a real variable to several variables. The "input" variables take real values, while the "output", also called the "value of the function", may be real or complex. However, the study of the complex-valued functions may be easily reduced to the study of the real-valued functions, by considering the real and imaginary parts of the complex function. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Function_of_several_real_variables ) Fonction orthogonale Fonction orthogonales Orthogonal function fonctions orthogonales orthogonal functions fonction orthogonale orthogonal function Un ensemble de fonctions, dont deux au hasard, par analogie avec les vecteurs orthogonaux, disparaissent si leur produit est additionné par intégration sur un intervalle spécifié. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=orthogonal+functions&formSubmit=Search&showAll=1 ) A set of functions, any two of which, by analogy to orthogonal vectors, vanish if their product is summed by integration over a specified interval. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=orthogonal+functions&formSubmit=Search&showAll=1 ) Fonction rationnelle Fonction rationnelles Rational function fonctions rationnelles rational functions fonction rationnelle rational function En mathématiques, une fonction rationnelle est une fonction définie par une fraction rationnelle, c'est-à-dire une fraction algébrique dont le numérateur et le dénominateur sont des polynômes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_rationnelle ) In mathematics, a rational function is any function that can be defined by a rational fraction, which is an algebraic fraction such that both the numerator and the denominator are polynomials. The coefficients of the polynomials need not be rational numbers; they may be taken in any field K. In this case, one speaks of a rational function and a rational fraction over K. The values of the variables may be taken in any field L containing K. Then the domain of the function is the set of the values of the variables for which the denominator is not zero, and the codomain is L. The set of rational functions over a field K is a field, the field of fractions of the ring of the polynomial functions over K. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rational_function ) fonctions réelles d'une variables réelles real valued function real valued functions real-valued functions fonction réelle d'une variable réelle real-valued function En mathématiques, une fonction numérique est une fonction à valeurs réelles, c'est-à-dire qu'elle associe à toute valeur possible de ses variables un résultat numérique. Le terme est souvent employé pour désigner une fonction réelle d'une variable réelle, notamment dans l'enseignement secondaire, mais il recouvre aussi les notions de fonction de plusieurs variables ou de fonctions définies sur d’autres espaces topologiques comme les variétés différentiables, ou sur des structures discrètes comme les graphes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_num%C3%A9rique ) In mathematics, a real-valued function is a function whose values are real numbers. In other words, it is a function that assigns a real number to each member of its domain. Real-valued functions of a real variable (commonly called real functions) and real-valued functions of several real variables are the main object of study of calculus and, more generally, real analysis. In particular, many function spaces consist of real-valued functions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Real-valued_function ) Fonction singulière Fonction singulières Singular function fonctions singulières singular functions fonction singulière singular function fonctions spéciales special functions fonction spéciale special function L'analyse mathématique regroupe sous le terme de fonctions spéciales un ensemble de fonctions analytiques non élémentaires, qui sont apparues au XIXe siècle comme solutions d'équations de la physique mathématique, particulièrement les équations aux dérivées partielles d'ordre deux et quatre. Comme leurs propriétés ont été étudiées extensivement (et continuent de l'être), on dispose à leur sujet d'une multitude d'informations. Non seulement elles interviennent dans l'expression des solutions exactes de certaines équations aux dérivées partielles pour des conditions aux limites particulières, mais elles fournissent, par le biais des méthodes spectrales, les meilleures approximations numériques pour des conditions aux limites quelconques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_sp%C3%A9ciale ) Special functions are particular mathematical functions that have more or less established names and notations due to their importance in mathematical analysis, functional analysis, geometry, physics, or other applications. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Special_functions ) Fonction thêta Fonction thêtas Theta function fonctions thêtas theta functions fonction thêta theta function En mathématiques, on appelle fonctions thêta certaines fonctions spéciales d'une ou de plusieurs variables complexes. Elles apparaissent dans plusieurs domaines, comme l'étude des variétés abéliennes, des espaces de modules, et les formes quadratiques. Elles ont aussi des applications à la théorie des solitons. Leurs généralisations en algèbre extérieure apparaissent dans la théorie quantique des champs, plus précisément dans la théorie des cordes et des D-branes. Les fonctions thêtas les plus courantes sont celles qui apparaissent en théorie des fonctions elliptiques. Elles vérifient par rapport à l'une de leurs variables (traditionnellement z) certaines relations fonctionnelles qui traduisent les formules d'addition des périodes des fonctions elliptiques associées (quelquefois appelée quasi-périodicité, à ne pas confondre avec la notion homonyme en dynamique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_th%C3%AAta ) In mathematics, theta functions are special functions of several complex variables. They show up in many topics, including Abelian varieties, moduli spaces, quadratic forms, and solitons. As Grassmann algebras, they appear in quantum field theory.The most common form of theta function is that occurring in the theory of elliptic functions. With respect to one of the complex variables (conventionally called z), a theta function has a property expressing its behavior with respect to the addition of a period of the associated elliptic functions, making it a quasiperiodic function. In the abstract theory this quasiperiodicity comes from the cohomology class of a line bundle on a complex torus, a condition of descent. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Theta_function ) Fonction vertex Vertex function fonctions vertex vertex functions fonction vertex vertex function En électrodynamique quantique, la fonction vertex décrit le couplage entre un photon et un électron au-delà de l'ordre principal de la théorie des perturbations. En particulier, c'est la fonction de corrélation irréductible à une particule impliquant le fermion ψ, l'antifermion ψ¯ et le potentiel vecteur A. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Vertex_function ) In quantum electrodynamics, the vertex function describes the coupling between a photon and an electron beyond the leading order of perturbation theory. In particular, it is the one particle irreducible correlation function involving the fermion ψ, the antifermion ψ¯, and the vector potential A. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vertex_function ) 2023-03-16 Voigt distribution Fonction Voigt Voigt function Voigt profile loi de Voigt En théorie des probabilités et en statistique, la loi de Voigt est la loi de probabilité continue dépendant de paramètres σ et γ dont la densité est donnée par la fonction de Voigt. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Voigt ) The Voigt profile (named after Woldemar Voigt) is a probability distribution given by a convolution of a Cauchy-Lorentz distribution and a Gaussian distribution. It is often used in analyzing data from spectroscopy or diffraction. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Voigt_profile ) Fonction Wannier fonctions de Wannier Wannier function fonction de Wannier Les fonctions de Wannier constituent un ensemble complet de fonctions orthogonales utilisé en physique du solide. Elles ont été introduites dans la discipline par le physicien suisse Gregory Wannier. Les fonctions de Wannier pour différents sites d'un réseau cristallin sont orthogonales, constituant une base ad-hoc pour le développement des états électroniques dans certains régimes. Ces fonctions ont un usage varié et important, comme dans l'analyse des forces de liaison agissant sur les électrons. On a prouvé qu'elles sont en général localisées, au moins pour les isolants. Ces fonctions sont aussi utilisées de manière spécifique dans l'analyse des excitons et de la matière condensée de Rydberg. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_Wannier ) The Wannier functions are a complete set of orthogonal functions used in solid-state physics. They were introduced by Gregory Wannier in 1937. Wannier functions are the localized molecular orbitals of crystalline systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wannier_function ) Fonction Weierstrass fonctions de Weierstrass Weierstrass function fonction de Weierstrass La fonction de Weierstrass, aussi appelée fonction de Weierstrass-Hardy, fut en 1872 le premier exemple publié d'une fonction réelle d'une variable réelle qui est continue partout, mais dérivable nulle part. On le doit à Karl Weierstrass et Leopold Kronecker ; les hypothèses ont été améliorées par G. H. Hardy. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_de_Weierstrass ) In mathematics, the Weierstrass function is an example of a real-valued function that is continuous everywhere but differentiable nowhere. It is an example of a fractal curve. It is named after its discoverer Karl Weierstrass. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weierstrass_function ) Poynting-Robertson drag Poynting-Robertson effect effet Poynting-Robertson Force Poynting Robertson Poynting Robertson force effet Poynting Robertson effets Poynting Robertson effets Poynting-Robertson force de Poynting Robertson forces de Poynting Robertson forces de Poynting-Robertson Poynting-Robertson force force de Poynting-Robertson L'effet Poynting-Robertson, nommé d'après John Henry Poynting et Howard Percy Robertson, est un processus par lequel le rayonnement solaire provoque la descente en spirale des particules de poussière dans un système solaire. L'effet est dû au fait que le mouvement orbital des grains de poussières provoque un léger décalage de la pression radiale du rayonnement solaire, ce qui diminue le moment cinétique orbital. L'effet peut être interprété de deux manières, selon le référentiel choisi. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Poynting-Robertson ) The Poynting–Robertson effect, also known as Poynting–Robertson drag, named after John Henry Poynting and Howard P. Robertson, is a process by which solar radiation causes a dust grain orbiting a star to lose angular momentum relative to its orbit around the star. This is related to radiation pressure tangential to the grain's motion. This causes dust that is small enough to be affected by this drag, but too large to be blown away from the star by radiation pressure, to spiral slowly into the star. In the case of the Solar System, this can be thought of as affecting dust grains from 1 μm to 1 mm in diameter. Larger dust is likely to collide with another object long before such drag can have an effect. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poynting%E2%80%93Robertson_effect ) 2022-10-06 Meteorites Météorite meteorites météorites meteorite météorite Unea météorite est un objet solide d'origine extraterrestre qui en traversant l'atmosphère terrestre n'a pas perdu toute sa masse, et qui en a atteint la surface solide sans y être entièrement volatilisé lors de l'impact avec cette surface. La définition s'applique aussi à des objets arrivant sur la surface solide d'autres astres (planètes, satellites naturels ou astéroïdes) ; il a ainsi été trouvé sur la planète Mars plusieurs météorites, et sur la Lune un fragment de granite d'origine terrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9t%C3%A9orite ) A meteorite is the solid portion of a meteoroid that survives its fall to Earth, or some other body. Meteorites are classified as stony meteorites, iron meteorites, and stony iron meteorites, and further categorized according to their mineralogical content as shown in the table (see individual entries for each of these types). They range in size from microscopic to many meters across. Of the several tens of tons of cosmic material entering Earth's atmosphere each day, only about one ton reaches the ground – an object's survival chances depending on its initial mass, speed of entry, and composition. Incoming meteoroids with masses between 10^(–6) g and 1 kg tend to burn up completely as meteors. Smaller objects are dramatically slowed down without being incinerated and fall as a continuous, gentle, invisible rain of micrometeorites. Larger objects, up to 1,000 tons, are decelerated to a lesser extent, fall through the lower atmosphere at high speed, causing them to glow brightly as a fireball. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/meteorite.html ) Lyman-α forest Lyα forest forêt Lyman-α Forêt Lyman alpha Lyman alpha forest forêt Lyman alpha forêt Lyman α forêts Lyman alpha forêts Lyman α forêts Lyman-alpha forêts Lyman-α Lyman-alpha forest forêt Lyman-alpha En cosmologie, la forêt Lyman-α désigne l'ensemble des structures observées dans les spectres des galaxies et quasars lointains, et qui sont dues à l'absorption par le milieu intergalactique d'une partie de la lumière émise par ces objets. Les photons absorbés sont ceux qui permettent une transition entre différents états excités de l'hydrogène neutre (non ionisé), partant de son état fondamental, ce qui correspond en spectroscopie à ce que l'on appelle la série de Lyman. En pratique, c'est surtout la transition vers le premier état excité qui est observée, ce qui correspond à la raie Lyman-α. Par ailleurs, les structures observées dans les spectres révèlent une abondance très élevée de ces raies d'absorption, correspondant à des absorbeurs répartis à différentes distances sur la ligne de visée, d'où le terme de "forêt". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/For%C3%AAt_Lyman-%CE%B1 ) The appearance of many differentially redshifted Lyman alpha lines in absorption in quasar's spectrum, caused by intervening hydrogen clouds along our line of sight to the quasar. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=lyman+alpha+forest&formSubmit=Search&showAll=1 ) Formalisme Newman Penrose Newman Penrose formalism formalisme de Newman Penrose formalismes de Newman Penrose formalismes de Newman-Penrose Newman-Penrose formalism formalisme de Newman-Penrose Le formalisme de Newman-Penrose (NP) est un ensemble de notations développé par Ezra T. Newman et Roger Penrose pour la relativité générale (GR). Leur notation est un effort pour traiter la relativité générale en termes de notation spinorielle, qui introduit des formes complexes des variables habituelles utilisées dans GR. Le formalisme NP est lui-même un cas particulier du formalisme tétrade, où les tenseurs de la théorie sont projetés sur une base vectorielle complète à chaque point de l'espace-temps. Habituellement, cette base vectorielle est choisie pour refléter une certaine symétrie de l'espace-temps, conduisant à des expressions simplifiées pour les observables physiques. Dans le cas du formalisme NP, la base vectorielle choisie est une tétrade nulle : un ensemble de quatre vecteurs nuls - deux réels et une paire conjuguée complexe. Les deux membres réels pointent asymptotiquement radialement vers l'intérieur et radialement vers l'extérieur, et le formalisme est bien adapté au traitement de la propagation du rayonnement dans l'espace-temps courbe. Les scalaires Weyl, dérivés du tenseur de Weyl, sont souvent utilisés. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Newman%E2%80%93Penrose_formalism ) The Newman–Penrose (NP) formalism is a set of notation developed by Ezra T. Newman and Roger Penrose for general relativity (GR). Their notation is an effort to treat general relativity in terms of spinor notation, which introduces complex forms of the usual variables used in GR. The NP formalism is itself a special case of the tetrad formalism, where the tensors of the theory are projected onto a complete vector basis at each point in spacetime. Usually this vector basis is chosen to reflect some symmetry of the spacetime, leading to simplified expressions for physical observables. In the case of the NP formalism, the vector basis chosen is a null tetrad: a set of four null vectors—two real, and a complex-conjugate pair. The two real members asymptotically point radially inward and radially outward, and the formalism is well adapted to treatment of the propagation of radiation in curved spacetime. The Weyl scalars, derived from the Weyl tensor, are often used. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Newman%E2%80%93Penrose_formalism ) Auroral form Forme aurorale Forme aurorales auroral forms formes aurorales auroral form forme aurorale Differential form Forme différentielle Forme différentielles differential forms formes différentielles differential form forme différentielle En géométrie différentielle, une forme différentielle est la donnée d'un champ d'applications multilinéaires alternées sur les espaces tangents d'une variété différentielle possédant une certaine régularité. Le degré des formes différentielles désigne le degré des applications multilinéaires. La différentielle d'une fonction numérique peut être regardée comme un champ de formes linéaires : c'est le premier exemple de formes différentielles. Au-delà de cet exemple, non seulement les formes différentielles interviennent naturellement dans les problèmes de géométrie différentielle, mais elles permettent de définir des structures importantes, comme les formes volumes, les formes symplectiques, les formes de contact ou encore les connexions. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Forme_diff%C3%A9rentielle ) In mathematics, differential forms provide a unified approach to define integrands over curves, surfaces, solids, and higher-dimensional manifolds. The modern notion of differential forms was pioneered by Élie Cartan. It has many applications, especially in geometry, topology and physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Differential_form ) 1-forme différentielle covecteur covector forme différentielle de degré un one-form 1 forme différentielle 1 formes différentielles 1-formes différentielles Forme linéaire Forme linéaires Linear form covecteurs covectors formes différentielles de degrés un formes linéaires linear forms one form one forms one-forms forme linéaire linear form En algèbre linéaire, une forme linéaire sur un espace vectoriel est une application linéaire sur son corps de base. En dimension finie, elle peut être représentée par une matrice ligne qui permet d’associer à son noyau une équation cartésienne. Dans le cadre du calcul tensoriel, une forme linéaire est aussi appelée covecteur, en lien avec l’action différente des matrices de changement de base. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Forme_lin%C3%A9aire ) In mathematics, a linear form (also known as a linear functional, a one-form, or a covector) is a linear map from a vector space to its field of scalars (often, the real numbers or the complex numbers). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Linear_form ) ensemble fractal Fractal Fractal ensembles fractaux fractales fractals fractal fractale Une figure fractale est un objet mathématique qui présente une structure similaire à toutes les échelles. C'est un objet géométrique 'infiniment morcelé" dont des détails sont observables à une échelle arbitrairement choisie. En zoomant sur une partie de la figure, il est possible de retrouver toute la figure ; on dit alors qu’elle est "auto similaire". Les fractales sont définies de manière paradoxale, un peu à l'image des poupées russes qui renferment une figurine plus ou moins identique à l'échelle près : les objets fractals peuvent être envisagés comme des structures gigognes en tout point – et pas seulement en un certain nombre de points. Cette conception hologigogne (gigogne en tout point) des fractales implique cette définition récursive : un objet fractal est un objet dont chaque élément est aussi un objet fractal (similaire). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fractale ) In mathematics, a fractal is a geometric shape containing detailed structure at arbitrarily small scales, usually having a fractal dimension strictly exceeding the topological dimension. Many fractals appear similar at various scales, as illustrated in successive magnifications of the Mandelbrot set. This exhibition of similar patterns at increasingly smaller scales is called self-similarity, also known as expanding symmetry or unfolding symmetry; if this replication is exactly the same at every scale, as in the Menger sponge, the shape is called affine self-similar. Fractal geometry lies within the mathematical branch of measure theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fractal ) Gaine magnétosphérique Gaine magnétosphériques Magnetosheath gaines magnétosphériques magnetosheaths gaine magnétosphérique magnetosheath La magnétogaine est la région de l'espace située entre la magnétopause et l'arc de choc de la magnétosphère d'une planète. Le champ magnétique régulièrement organisé généré par la planète devient faible et irrégulier dans la magnétogaine en raison de son interaction avec le vent solaire entrant, et est incapable de dévier complètement les particules fortement chargées. La densité des particules dans cette région est considérablement inférieure à celle trouvée au-delà de l'arc de choc, mais supérieure à celle de la magnétopause, et peut être considérée comme un état transitoire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9togaine ) The region between a planet's magnetopause and the bow shock caused by the solar wind. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetosheath&formSubmit=Search&showAll=1 ) Neptune VI Neptune VI Galatea Galatea Galatée Galatée est le quatrième satellite naturel de Neptune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galat%C3%A9e_(lune) ) Galatea is the fourth moon of Neptune in order from the planet. Galatea was discovered by the Voyager Imaging Team in July 1989. It is named after one of the Nereids of Greek legend and is also known as Neptune VI. Like the five other inner moons discovered during the 1989 flyby of Voyager 2, Galatea is among the darkest objects in the solar system. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galatea.html ) 2022-10-06 cosmic γ-ray source gamma ray burst source source Rγ cosmique source Rγ à sursauts source de rayons gamma cosmique source γ cosmique γ ray burst source γ ray burster Cosmic gamma source Source gamma cosmique Source gamma cosmiques cosmic gamma sources cosmic γ ray source cosmic γ ray sources cosmic γ-ray sources gamma ray burst sources sources Rγ cosmiques sources Rγ à sursauts sources de rayons gamma cosmiques sources gamma cosmiques sources γ cosmiques γ ray burst sources γ ray bursters cosmic gamma source source gamma cosmique 2022-10-05 Galaxies en interaction Galaxies en interactions Interacting galaxies galaxies en interactions galaxies en interaction interacting galaxies L'interaction de galaxies est le résultat de la perturbation d'une galaxie par le champ gravitationnel d'une deuxième et réciproquement. Un exemple d'interaction mineure est le cas d'une galaxie satellite perturbant les bras d'une galaxie spirale primaire. Un exemple majeur d'une interaction serait la collision et la réunion de deux galaxies. À notre échelle, les galaxies sont tellement loin que nous avons peine à nous imaginer la distance, mais à l'échelle galactique, certaines sont plus proches que d'autres, ce qui donne lieu à des interactions massives. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxies_en_interaction ) Interacting galaxies (colliding galaxies) are galaxies whose gravitational fields result in a disturbance of one another. An example of a minor interaction is a satellite galaxy disturbing the primary galaxy's spiral arms. An example of a major interaction is a galactic collision, which may lead to a galaxy merger. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interacting_galaxy ) galaxie à flambée d'étoiles Galaxies à flambée Galaxies à flambées Starburst galaxy galaxies à flambées galaxies à flambées d'étoiles starburst galaxies galaxie à flambée starburst galaxy Une galaxie à sursaut de formation d'étoiles ou galaxie à flambée (de formation) d'étoiles (starburst galaxy en anglais) est une galaxie présentant un taux exceptionnel de formation d'étoiles par rapport aux taux observés dans la plupart des galaxies. Ce phénomène est limité dans le temps et constitue une étape dans la vie d'une galaxie. On déduit des observations que les sursauts de formation d'étoiles dans une galaxie résultent principalement d'une collision, ou d'une interaction avec une ou plusieurs galaxies proches. Le taux de formation d'étoiles dans une galaxie subissant un starburst est si grand que, si le taux était maintenu, les réservoirs de gaz à l'origine des étoiles se consumeraient sur des périodes beaucoup plus courtes que la durée de vie dynamique de la galaxie. Pour cette raison, on présume que ces sursauts sont temporaires. Parmi les galaxies starburst bien connues, on compte M82, les galaxies des Antennes et IC 10. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_%C3%A0_sursauts_de_formation_d%27%C3%A9toiles ) A starburst galaxy is one undergoing an exceptionally high rate of star formation, as compared to the long-term average rate of star formation in the galaxy or the star formation rate observed in most other galaxies. For example, the star formation rate of the Milky Way galaxy is approximately 3 M☉/yr, while starburst galaxies can experience star formation rates that are more than a factor of 33 times greater. In a starburst galaxy, the rate of star formation is so large that the galaxy will consume all of its gas reservoir, from which the stars are forming, on a timescale much shorter than the age of the galaxy. As such, the starburst nature of a galaxy is a phase, and one that typically occupies a brief period of a galaxy's evolution. The majority of starburst galaxies are in the midst of a merger or close encounter with another galaxy. Starburst galaxies include M82, NGC 4038/NGC 4039 (the Antennae Galaxies), and IC 10. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Starburst_galaxy ) HSBG Galaxies à grande brillance de surface Galaxies à grandes brillances de surfaces High surface brightness galaxies galaxies à grandes brillances de surfaces high surface brightness galaxies high surface brightness galaxy high surface-brightness galaxies galaxie à grande brillance de surface high surface-brightness galaxy 2022-10-10 Active galaxy Galaxies actives active galaxies galaxies actives active galaxy galaxie active En astronomie, une galaxie active est une galaxie abritant un noyau actif (plus précisément noyau actif de galaxie, abrégé NAG, ou en anglais : Active Galactic Nucleus, abrégé AGN). Ce noyau est une région compacte localisée au centre de la galaxie et dont la luminosité est beaucoup plus intense que la normale dans au moins quelque domaine du spectre électromagnétique (ondes radio, infrarouge, lumière visible, ultraviolet, rayons X ou rayons gamma), présentant des caractéristiques qui montrent que cette forte luminosité n'est pas d'origine stellaire. Le rayonnement du NAG résulterait théoriquement de l'accrétion par un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie-hôte. Les NAG sont les sources continues de rayonnement électromagnétique les plus lumineuses de l'Univers et, comme telles, permettent la détection d'objets distants ; leur évolution en fonction du temps cosmique constitue aussi des contraintes aux modèles cosmologiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_active ) A galaxy that produces huge amounts of energy at its center, which cannot be attributed to normal processes from stars, interstellar medium, and their interactions. There are several types of active galaxies: Seyfert galaxies, quasars, and blazars. All of these objects show brightness variations, some as short as 3 hours. These fluctuations indicate a relatively very small size for the central object, because an object cannot vary in brightness faster than light can travel across it. For example, an object that is one light-year in diameter cannot vary significantly in brightness over a period of less than one year. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=active+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-10 Molecular cloud Nuage moléculaire Nuage moléculaires molecular clouds nuages moléculaires molecular cloud nuage moléculaire En astronomie, les nuages moléculaires sont des nébuleuses interstellaires qui ont une densité et une taille suffisante pour permettre la formation d'hydrogène moléculaire, H2. Cependant, il est difficile de le détecter et le moyen le plus employée pour tracer les molécules de H2 est l'utilisation du monoxyde de carbone CO. En effet, le rapport entre la luminosité du CO et la masse de H2 est presque constant. Cependant, l'utilisation du CO comme traceur de H2 par ailleurs invisible, pose encore de nombreuses questions fondamentales, notamment, comment lier l'évolution d'un nuage moléculaire à l'évolution d'une galaxie dans son ensemble. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_mol%C3%A9culaire ) A molecular cloud is a cold, dense interstellar cloud that contains a high fraction of molecules, of which close to 200 different types have been discovered in space (see interstellar molecules). It is widely believed that the relatively high density of dust particles in these clouds plays an important role in the formation and protection of the molecules. The emission of molecular lines often shows several distinct intensity peaks, each representing individual clumps or clouds of gas and dust in a region that may extend in total between about 15 and 600 light-years across and is often associated with T Tauri stars – young, pre-main-sequence stars – and also hot massive stars and the ionized gas around them. Two distinct types, of molecular cloud are known, both associated with star formation: giant molecular clouds and dwarf (or small) molecular clouds. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/molcloud.html ) galaxie en anneau galaxie à anneau Galaxies annulaires Ring galaxy galaxies annulaires galaxies en anneaux galaxies à anneaux ring galaxies galaxie annulaire ring galaxy Une galaxie à anneau est une galaxie ayant une forme d'anneau. L'anneau est constitué d'étoiles bleues massives et relativement jeunes, qui sont extrêmement brillantes. La région centrale contient de la matière relativement peu lumineuse. Les astronomes pensent que les galaxies à anneau se forment quand une galaxie traverse le centre d'une plus grande galaxie. Comme une galaxie est constituée essentiellement d'espace vide, cette "collision" conduit très rarement à des collisions réelles entre les étoiles. Cependant les perturbations gravitationnelles causées par un tel événement peuvent provoquer une onde de formation d'étoiles qui se propage à travers la plus grande galaxie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_%C3%A0_anneau ) A ring galaxy is a galaxy with a circle-like appearance. Hoag's Object, discovered by Art Hoag in 1950, is an example of a ring galaxy. The ring contains many massive, relatively young blue stars, which are extremely bright. The central region contains relatively little luminous matter. Some astronomers believe that ring galaxies are formed when a smaller galaxy passes through the center of a larger galaxy. Because most of a galaxy consists of empty space, this "collision" rarely results in any actual collisions between stars. However, the gravitational disruptions caused by such an event could cause a wave of star formation to move through the larger galaxy. Other astronomers think that rings are formed around some galaxies when external accretion takes place. Star formation would then take place in the accreted material because of the shocks and compressions of the accreted material. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ring_galaxy ) Compact galaxy Galaxies compactes compact galaxies galaxies compactes compact galaxy galaxie compacte Une galaxie sans disque ni fond nébuleux et une brillance de surface élevée qui n'apparaît à peine plus grande qu'un point semblable à une étoile sur une photographie d'un relevé du ciel. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) A galaxy with no disk or nebulous background and a high surface brightness that appears only barely larger than a star-like point on a sky survey photograph. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) galaxie compagnon Galaxies compagnons Satellite galaxy galaxies compagnons galaxies satellites satellite galaxies galaxie satellite satellite galaxy Une galaxie satellite gravite autour d'une plus grande galaxie. Dans une paire de galaxies en orbite, si l'une est nettement plus grande que l'autre, alors, la plus grosse est la galaxie primaire et la plus petite, la galaxie satellite. Si deux galaxies en orbite sont de taille plus ou moins équivalentes, on dit qu'elles forment un système binaire, comparable (mais à une tout autre échelle) à un système binaire d'étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_satellite ) A satellite galaxy is a smaller companion galaxy that travels on bound orbits within the gravitational potential of a more massive and luminous host galaxy (also known as the primary galaxy). Satellite galaxies and their constituents are bound to their host galaxy, in the same way that planets within our own solar system are gravitationally bound to the Sun. While most satellite galaxies are dwarf galaxies, satellite galaxies of large galaxy clusters can be much more massive. The Milky Way is orbited by about fifty satellite galaxies, the largest of which is the Large Magellanic Cloud. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Satellite_galaxy ) disc galaxy Disk galaxy Galaxies disques disc galaxies disk galaxies galaxies à disques disk galaxy galaxie à disque Une galaxie à disque est une galaxie caractérisée par la présence d'un disque galactique autour d'un bulbe galactique qui en matérialise le centre et renferme généralement un trou noir supermassif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_%C3%A0_disque ) A disk galaxy is a galaxy with a prominent wide, thin disk of stars. This description applies to spiral galaxies (including barred spirals) and lenticular galaxies, but not to elliptical galaxies, dwarf spheroidals, and some peculiar galaxies. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/disk.html#disk_galaxy ) Elliptical galaxy Galaxies elliptiques elliptical galaxies galaxies elliptiques elliptical galaxy galaxie elliptique Une galaxie elliptique est un type de galaxie qui regroupe des concentrations sphéroïdales de milliards d’étoiles qui ressemblent à des amas globulaires à grande échelle. Elles ont une très petite structure interne et la densité des étoiles diminue doucement du centre très lumineux vers des bords diffus. Elles sont classées dans la séquence de Hubble en tant que type E et se déclinent selon leur forme du type E0 (circulaire), au type E7 (fortement elliptique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_elliptique ) An elliptical galaxy is a galaxy that has a superficially smooth, featureless appearance and an ellipsoidal shape. Giant ellipticals, such as M87, may contain over 10 trillion solar masses in the form of stars, are among the largest of galaxies, and are often found at the heart of rich clusters of galaxies, i.e. those containing large numbers of galaxies in a relatively compact volume of space. Dwarf ellipticals, on the other hand, such as M32 (a satellite of the Andromeda Galaxy) may have masses as low as 10 million solar masses and lie at the bottom end of the galactic size range. Normal ellipticals are quite rare throughout much of space, but form the majority in big clusters. It used to be thought that ellipticals were the oldest galaxies, but more recent studies, including computer simulations, suggest that they have formed from collisions and mergers between spiral galaxies. So-called starburst galaxies appear to show this process in action. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/ellipgal.html ) Galaxies en coalescence Galaxies en coalescences Merging galaxies galaxies en coalescences galaxies en coalescence merging galaxies Deux galaxies ou plus qui entrent en collision et fusionnent en une seule galaxie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=merging+galaxies&formSubmit=Search&showAll=1 ) Two or more galaxies that collide and merge into one galaxy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=merging+galaxies&formSubmit=Search&showAll=1 ) LSBG Galaxies faible brillance surface Galaxies faibles brillances surfaces Low surface brightness galaxy galaxies à faibles brillances de surfaces low surface brightness galaxies low surface brightness galaxy low surface-brightness galaxies galaxie à faible brillance de surface low surface-brightness galaxy Galaxies Haro galaxies de Haro Haro galaxy galaxie de Haro Un type de galaxies caractérisé par une forte émission dans les régions bleues et violettes du spectre. Elles sont souvent elliptiques ou lenticulaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=haro+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) A type of galaxies characterized by strong emission in the blue and violet regions of the spectrum. They are often elliptical or lenticular. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=haro+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) Galaxies infrarouges Infrared galaxy galaxies infrarouges infrared galaxies galaxie infrarouge infrared galaxy Une galaxie infrarouge est une galaxie chargée de poussière qui apparaît brillante aux longueurs d'onde infrarouges. Beaucoup de ces galaxies ne sont visibles que dans l'infrarouge. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/infrared_galaxy.html ) An infrared galaxy is a dust-laden galaxy that appears bright at infrared wavelengths. Many such galaxies are visible only in the infrared. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/infrared_galaxy.html ) galaxie de type Magellan Galaxies Ir I Ir I galaxy galaxies de type Ir I galaxies de type Magellan ir I tiespe galaxies galaxie de type Ir I ir I type galaxy La classification de Hubble reconnaît deux types de galaxies irrégulières : Irr I et Irr II. Les galaxies Irr I possèdent quelques structures mais pas assez pour les classer clairement parmi les autres classes. Elles ont un aspect irrégulier mais la répartition des gaz est régulière à l'intérieur. Elles sont considérées comme des galaxies spirales n'ayant pas réussi à finir leur formation (exemple : grand nuage de Magellan). Certaines sont classées Im, c'est-à-dire de type magellanique. Elles présentent un début de bras. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_irr%C3%A9guli%C3%A8re ) An Irr-I galaxy (Irr I) is an irregular galaxy that features some structure but not enough to place it cleanly into the Hubble sequence. Subtypes with some spiral structure are called Sm galaxies. Subtypes without spiral structure are called Im galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Irregular_galaxy#Types ) Galaxies Ir II Ir II galaxy galaxies de type Ir II ir II tiespe galaxies galaxie de type Ir II ir II type galaxy La classification de Hubble reconnaît deux types de galaxies irrégulières : Irr I et Irr II. Les galaxies Irr II ne présentent aucune structure permettant de les classer. Leur irrégularité se fait à tous les niveaux : visuel et répartition de matière. Ces irrégularités peuvent venir d'une collision entre galaxies ou d'une forte activité interne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_irr%C3%A9guli%C3%A8re ) An Irr-II galaxy (Irr II) is an irregular galaxy that does not appear to feature any structure that can place it into the Hubble sequence. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Irregular_galaxy#Types ) Galaxies irrégulières Irregular galaxy galaxies irrégulières irregular galaxies galaxie irrégulière irregular galaxy Une galaxie irrégulière est une galaxie qui ne montre aucune structure régulière ou discernable et qui pour cette raison est classée à part dans la classification de Hubble des galaxies. La plupart des galaxies irrégulières sont des galaxies naines (elles contiennent de 10 millions à un milliard d'étoiles). Leur luminosité n'est pas affectée par leur forme irrégulière car elles sont souvent riches en jeunes étoiles brillantes, mais leur petite taille les rend difficiles à détecter, c'est pourquoi on ne détecte que celles plutôt proches de nous. Elles orbitent souvent autour de galaxies plus grosses (galaxies spirales) qui créent des ondes de compression (dues à la gravitation) qui traversent les nébuleuses et y déclenchent des formations d'étoiles très rapides. Elles auraient été très nombreuses jadis dans l'univers, mais leur nombre aurait décru à la suite des collisions (elles constitueraient 10 % des galaxies). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_irr%C3%A9guli%C3%A8re ) An irregular galaxy is a galaxy, with a poorly-defined structure, that falls outside the categories of disk galaxy or elliptical galaxy. Only about 3% of observed galaxies fall into this category. Two main types are recognized in the Hubble classification scheme. Type Irr I galaxies are less massive (10⁸to 10¹⁰ solar masses) than large ellipticals or spirals and often have a high gas content and show evidence of extensive star formation. Type Irr II galaxies make up a catchall group that may, in some cases, include interacting and merging systems. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/irregular_galaxy.html ) galaxie irrégulière grumeleuse Clumpy irregular galaxy Galaxies irrégulières à grumeaux clumpies irregular galaxies galaxies irrégulières grumeleuses galaxies irrégulières à grumeaux clumpy irregular galaxy galaxie irrégulière à grumeaux Une galaxie de forme irrégulière, à grumaux, siège de formation stellaire, qui ne tombe nulle part sur la séquence de Hubble et apparaît fréquemment aux décalages vers le rouge z ~ 1-4. Des galaxies à z ≤ 1 avec des morphologies similaires et une formation stellaire accrue ont été identifiées, mais deviennent moins fréquentes avec une décalage vers le rouge décroissant. Les galaxies à grumaux sont proéminentes dans l'univers primordial. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=clumpy+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) An irregularly shaped, clumpy star-forming galaxy that does not fall anywhere on the Hubble sequence and appears frequently at redshifts z ~ 1-4. Galaxies at z ≤ 1 with similar morphologies and enhanced star formation have been identified, but become less common with decreasing redshift. Clumpy galaxies are prominent in the early Universe. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=clumpy+galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) Galaxies lenticulaires Lenticular galaxy galaxies lenticulaires lenticular galaxies galaxie lenticulaires lenticular galaxy Les galaxies lenticulaires (S0 ou SB0) sont des galaxies à disque sans bras spiraux bien définis. Elles représentent la transition entre une galaxie elliptique et une galaxie spirale dans la séquence de Hubble. Formellement, elles ressemblent à des galaxies spirales dénuées de bras spiraux bien qu'elles possèdent un bulbe galactique d'une taille beaucoup plus importante que celui d'une galaxie spirale standard. Les galaxies lenticulaires ont perdu ou transformé la majorité de leur matière interstellaire, si bien qu'on n'y observe que très peu de formation d'étoiles, alors même qu'elles peuvent contenir une grande quantité de poussière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_lenticulaire ) A lenticular galaxy (denoted S0) is a type of galaxy intermediate between an elliptical (denoted E) and a spiral galaxy in galaxy morphological classification schemes. It contains a large-scale disc but does not have large-scale spiral arms. Lenticular galaxies are disc galaxies that have used up or lost most of their interstellar matter and therefore have very little ongoing star formation. They may, however, retain significant dust in their disks. As a result, they consist mainly of aging stars (like elliptical galaxies). Despite the morphological differences, lenticular and elliptical galaxies share common properties like spectral features and scaling relations. Both can be considered early-type galaxies that are passively evolving, at least in the local part of the Universe. Connecting the E galaxies with the S0 galaxies are the ES galaxies with intermediate-scale discs. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lenticular_galaxy ) Galaxies Markarian galaxies de Markarian Markarian galaxy galaxie de Markarian Les galaxies de Markarian sont un type de galaxies actives avec un noyau émettant une grande quantité d'ultraviolets (UV) par rapport à d'autres galaxies. Elles sont nommées d'après Benjamin Markarian, qui les a étudiées à partir du début des années 1960. Les entrées du catalogue de Markarian sont présentées sous la forme « Markarian #### ». On s'y réfère fréquemment à l'aide des abréviations Mrk, Mkr, Mkn, et parfois avec Ma, Mk et Mark. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_de_Markarian ) The Markarian galaxies are a class of galaxies that have nuclei with excessive amounts of ultraviolet emissions compared with other galaxies. Benjamin Markarian drew attention to these types of galaxies starting in 1963. The nuclei of the galaxies had a blue colour, associated to stars in the classes from O to A. This blue core did not match the rest of the galaxy. The spectrum in detail tends to show a continuum that Markarian concluded was produced non-thermally. Most of these have emission lines and are characterized by highly energetic activity. Markarian Catalogue entries are of the form "Markarian ####", and can frequently use the abbreviations Mrk, Mkr, Mkn; and rarely Ma, Mk, Mark. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Markarian_galaxies ) Cluster member galaxy Galaxies membres cluster member galaxies galaxies membres cluster member galaxy galaxie membre Dwarf galaxy Galaxies naines dwarf galaxies galaxies naines dwarf galaxy galaxie naine Une galaxie naine est une petite galaxie composée de 100 millions à quelques milliards d'étoiles, un nombre relativement faible par rapport aux 200 à 400 milliards d'étoiles estimés de la Voie lactée. Ces galaxies gravitent souvent autour de galaxies plus importantes comme la Voie lactée, la galaxie d'Andromède ou la galaxie du Triangle. La Voie lactée possède plus d'une trentaine de galaxies naines connues qui gravitent autour d'elle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_naine ) A dwarf galaxy is a small, faint galaxy, of which there are two main types. Dwarf irregular galaxies tend to contain a lot of gas and usually show strong signs of ongoing star formation, whereas dwarf elliptical galaxies (of which dwarf spheroidal galaxies are a subcategory) tend to be gas-poor, lower in mass and luminosity, and quiescent. Dwarf galaxies are the commonest variety in the Local Group and, almost certainly, in the Universe as a whole. In fact, evidence of very extensive halos of thousands of small dwarf systems around large galaxies has been uncovered in a study of gravitational lensing. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dwarfgal.html ) Galaxies naines type Sculptor Sculptor type dwarf galaxy galaxies naines elliptiques des Sculpteur Sculptor dwarf elliptical galaxy galaxie naine elliptique du Sculpteur Une galaxie elliptique naine qui est un satellite de notre Voie lactée. Elle se trouve à environ 285 000 années-lumière dans la constellation du Sculpteur, possède une magnitude absolue de -11.28 et une masse d'environ 3 millions de masses solaires. La galaxie naine du Sculpteur est une galaxie déficiente en métal contenant seulement 4% des éléments en oxygène et carbone de notre propre galaxie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Sculptor+Dwarf+Elliptical+Galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) A dwarf elliptical galaxy that is a satellite of our Milky Way. It lies about 285,000 light-years away in the constellation Sculptor, and has an absolute magnitude of -11.28 and a mass of about 3 million solar masses. The Sculptor Dwarf is a metal-deficient galaxy containing only 4 percent of the oxygen and carbon elements in our own Galaxy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Sculptor+Dwarf+Elliptical+Galaxy&formSubmit=Search&showAll=1 ) Galaxies particulières Peculiar galaxy galaxies particulières peculiar galaxies galaxie particulière peculiar galaxy Une galaxie particulière est une galaxie qui n'entre pas dans les catégories classiques (elliptique, spirale, spirale barrée, lenticulaire), mais qui conserve une forme régulière. Certaines de ces galaxies ont pour origine des interactions voire des collisions avec des galaxies voisines qui leur ont donné leur aspect inhabituel. On parle alors de galaxie en interaction. Elle ne doit pas être confondue avec la galaxie irrégulière : celle-ci n'entre pas non plus dans les types précisés plus haut, mais sa forme n'est pas harmonieuse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_particuli%C3%A8re ) A peculiar galaxy is a galaxy of unusual size, shape, or composition. Between five and ten percent of known galaxies are categorized as peculiar. Astronomers have identified two types of peculiar galaxies: interacting galaxies and active galactic nuclei (AGN). When two galaxies come close to each other, their mutual gravitational forces can cause them to acquire highly irregular shapes. The terms 'peculiar galaxy' and 'interacting galaxy' have now become synonymous because the majority of peculiar galaxies attribute their forms to such gravitational forces. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Peculiar_galaxy ) first-type galaxy Early type galaxy Galaxies premier type Galaxies premiers type earlies tiespe galaxies earlies-tiespe galaxies early type galaxy first tiespe galaxies first type galaxy first-tiespe galaxies galaxies de premiers type early-type galaxy galaxie de premier type Dans la classification de Hubble, les galaxies sur la partie gauche de la séquence de Hubble. Les galaxies de premier type ont tendance à avoir des couleurs plus rouges, des brillances de surface moyenne plus élevées et une teneur en hydrogène neutre plus faible que les galaxies de type avancé. Cette terminologie est basée sur l'idée obsolète et erronée que les galaxies elliptiques et lenticulaires pourraient être des précurseurs évolutifs des galaxies spirales et spirales barrées. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=early-type+galaxy+%28ETG%29&formSubmit=Search&showAll=1 ) In the Hubble classification, galaxies on the left part of the Hubble sequence. Early-type galaxies tend to have redder colors, higher average surface brightnesses, and lower neutral hydrogen content than late-type galaxies. This terminology is based on the obsolete and erroneous idea that elliptical and lenticular galaxies might be evolutionary precursors to spiral and barred spiral galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=early-type+galaxy+%28ETG%29&formSubmit=Search&showAll=1 ) Galaxies Seyfert type 1 galaxies de Seyfert de type 1 Seyfert 1 galaxy galaxie de Seyfert de type 1 Les galaxies de Seyferts de type I sont des sources très lumineuses de lumière ultraviolette et de rayons X en plus de la lumière visible provenant de leurs noyaux. Elles ont deux ensembles de raies d'émission sur leurs spectres : des raies étroites avec des largeurs (mesurées en unités de vitesse) de plusieurs centaines de km/s et des raies larges avec des largeurs jusqu'à 104 km/s. Les raies larges proviennent du dessus du disque d'accrétion du trou noir supermassif supposé alimenter la galaxie, tandis que les raies étroites se produisent au-delà de la région à raies larges du disque d'accrétion. Les deux émissions sont causées par des gaz fortement ionisés. L'émission à raies larges provient d'une région de 0.1 à 1 parsec d'étendue. La région d'émission à raies larges peut être estimée à partir du délai correspondant au temps pris par la lumière pour voyager de la source de continuum au gaz émetteur des raies. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Seyfert_galaxy#Type_I_Seyfert_galaxies ) Type I Seyferts are very bright sources of ultraviolet light and X-rays in addition to the visible light coming from their cores. They have two sets of emission lines on their spectra: narrow lines with widths (measured in velocity units) of several hundred km/s, and broad lines with widths up to 104 km/s. The broad lines originate above the accretion disc of the supermassive black hole thought to power the galaxy, while the narrow lines occur beyond the broad line region of the accretion disc. Both emissions are caused by heavily ionised gas. The broad line emission arises in a region 0.1–1 parsec across. The broad line emission region, RBLR, can be estimated from the time delay corresponding to the time taken by light to travel from the continuum source to the line-emitting gas. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Seyfert_galaxy#Type_I_Seyfert_galaxies ) Galaxies Seyfert type 2 galaxies de Seyfert de type 2 Seyfert 2 galaxy galaxie de Seyfert de type 2 Les galaxies de Seyfert de type II possèdent un noyau brillant caractéristique, et apparaissent également brillantes lorsqu'elles sont vues à des longueurs d'onde infrarouges. Leurs spectres contiennent des raies étroites associées à des transitions interdites et des raies plus larges associées à des transitions dipolaires fortes permises ou d'intercombination. NGC 3147 est considéré comme la meilleure candidate pour être une véritable galaxie de Seyfert de type II. Dans certaines galaxies de Seyfert de type II, une analyse avec une technique appelée spectro-polarimétrie (spectroscopie de composante de lumière polarisée) a révélé des régions obscurcies de type I. Dans le cas de NGC 1068, la lumière nucléaire réfléchie sur un nuage de poussière a été mesurée, ce qui a conduit les scientifiques à postuler la présence d'un tore de poussière obscurcissant autour d'un noyau de continuum brillant et de raies d'émission large. Lorsque la galaxie est vue de côté, le noyau est indirectement observé à travers la réflexion par le gaz et la poussière au-dessus et en dessous du tore. Cette réflexion provoque la polarisation. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Seyfert_galaxy#Type_II_Seyfert_galaxies ) Type II Seyfert galaxies have the characteristic bright core, as well as appearing bright when viewed at infrared wavelengths. Their spectra contain narrow lines associated with forbidden transitions, and broader lines associated with allowed strong dipole or intercombination transitions. NGC 3147 is considered the best candidate to be a true Type II Seyfert galaxy. In some Type II Seyfert galaxies, analysis with a technique called spectro-polarimetry (spectroscopy of polarised light component) revealed obscured Type I regions. In the case of NGC 1068, nuclear light reflected off a dust cloud was measured, which led scientists to believe in the presence of an obscuring dust torus around a bright continuum and broad emission line nucleus. When the galaxy is viewed from the side, the nucleus is indirectly observed through reflection by gas and dust above and below the torus. This reflection causes the polarisation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Seyfert_galaxy#Type_II_Seyfert_galaxies ) Dwarf spheroidal galaxy Galaxies sphérosïdales naines Galaxies sphéroïdales naines dwarf spheroidal galaxies galaxies sphérosïdales naines dwarf spheroidal galaxy galaxie sphéroïdale naine Une galaxie est classée sphéroïdale naine, notée dSph pour l'anglais dwarf spheroidal galaxy, si ses étoiles ont une distribution spatiale plus ou moins sphérique et si elle est de petite taille, c'est-à-dire constituée de quelques millions à quelques centaines de millions d'étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_naine_sph%C3%A9ro%C3%AFdale ) A dwarf spheroidal galaxy (dSph) is a term in astronomy applied to small, low-luminosity galaxies with very little dust and an older stellar population. They are found in the Local Group as companions to the Milky Way and to systems that are companions to the Andromeda Galaxy (M31). While similar to dwarf elliptical galaxies in appearance and properties such as little to no gas or dust or recent star formation, they are approximately spheroidal in shape and generally have lower luminosity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_spheroidal_galaxy ) Galaxies spirales Spiral galaxy galaxies spirales spiral galaxies galaxie spirale spiral galaxy Une galaxie spirale est un type de galaxie contenant jusqu'à plusieurs centaines de milliards d'étoiles et qui adopte la forme aplatie d'un disque, avec un renflement central sphérique lumineux appelé le bulbe. Les galaxies spirales contiennent également, et de façon variable, des quantités importantes de gaz et de poussières. Autour du disque, il existe également un halo moins dense et plus discret, aux étoiles fréquemment regroupées en amas globulaires. Le disque contient typiquement plusieurs bras lumineux, où se trouvent les étoiles les plus jeunes et les plus lumineuses. Ces bras s'enroulent autour du centre en formant une spirale, donnant leur nom aux galaxies. Les galaxies spirales sont considérées comme faisant partie des plus beaux objets du ciel et sont souvent utilisées en guise d'illustration dans la presse et l'édition grand public, y compris en dehors du domaine de l'astronomie. La galaxie M51, dite aussi "galaxie du Tourbillon" ou "galaxie des Chiens de Chasse" en constitue l'un des représentants parmi les plus emblématiques. Les galaxies spirales appartiennent aux trois classes principales de galaxies établies par Edwin Hubble dans son ouvrage de 1936, Le royaume des nébuleuses. En tant que telles, elles appartiennent à la séquence de Hubble. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_spirale ) Spiral galaxies form a class of galaxy originally described by Edwin Hubble in his 1936 work The Realm of the Nebulae and, as such, form part of the Hubble sequence. Most spiral galaxies consist of a flat, rotating disk containing stars, gas and dust, and a central concentration of stars known as the bulge. These are often surrounded by a much fainter halo of stars, many of which reside in globular clusters. Spiral galaxies are named by their spiral structures that extend from the center into the galactic disc. The spiral arms are sites of ongoing star formation and are brighter than the surrounding disc because of the young, hot OB stars that inhabit them. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spiral_galaxy ) Barred galaxy Galaxies spirales barrées barred spiral galaxies galaxies spirales barrées barred spiral galaxy galaxie spirale barrée Une galaxie spirale barrée est une galaxie spirale dont les bras spiraux n’émergent pas du centre de la galaxie, mais d’une bande d’étoiles traversant ce centre. Les bras spiraux semblent émerger des bouts de la barre de ces galaxies, tandis qu’elles paraissent émerger directement du noyau d’une galaxie spirale ordinaire. Edwin Hubble classifia ces types de galaxies spirales comme SB ("spirale barrée") dans sa séquence de Hubble. Il les a répertoriées en trois sous-catégories, elles-mêmes basées sur la forme et la manière dont se disposent les bras de la spirale. Les types SBa présentent des bras étroitement liés entre eux. À l’inverse, les types SBc présentent des bras très peu liés donc très détachés. Enfin, les types SBb se situent entre les deux. Un quatrième type, SBm, est ensuite créé pour décrire les spirales barrées irrégulières, comme celles des Nuages de Magellan, qui furent autrefois classées comme galaxies irrégulières. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_spirale_barr%C3%A9e ) A barred spiral galaxy is a spiral galaxy with a central bar-shaped structure composed of stars. Bars are found in about two thirds of all spiral galaxies, and generally affect both the motions of stars and interstellar gas within spiral galaxies and can affect spiral arms as well. The Milky Way Galaxy, where the Solar System is located, is classified as a barred spiral galaxy. Edwin Hubble classified spiral galaxies of this type as "SB" (spiral, barred) in his Hubble sequence and arranged them into sub-categories based on how open the arms of the spiral are. SBa types feature tightly bound arms, while SBc types are at the other extreme and have loosely bound arms. SBb-type galaxies lie in between the two. SB0 is a barred lenticular galaxy. A new type, SBm, was subsequently created to describe somewhat irregular barred spirals, such as the Magellanic Clouds, which were once classified as irregular galaxies, but have since been found to contain barred spiral structures. Among other types in Hubble's classifications for the galaxies are the spiral galaxy, elliptical galaxy and irregular galaxy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Barred_spiral_galaxy ) Galaxies type avancé Galaxies type avancés Late type galaxy galaxies de type avancés late tiespe galaxies late type galaxy late-tiespe galaxies galaxie de type avancé late-type galaxy Dans la classification de Hubble, une galaxie se siuant sur la partie gauche de la séquence de Hubble. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=late-type+galaxy+%28LTG%29&formSubmit=Search&showAll=1 ) In the Hubble classification, a galaxy on the left part of the Hubble sequence. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=late-type+galaxy+%28LTG%29&formSubmit=Search&showAll=1 ) Jupiter III Jupiter III Ganymede Ganymede Ganymède Ganymède, de nom international Jupiter III Ganymede, est un satellite naturel de Jupiter. Sur l'échelle des distances au centre de Jupiter, il s'agit du septième satellite naturel connu de la planète et du troisième satellite galiléen. Terminant une orbite en approximativement sept jours terrestres, il participe à une résonance orbitale dite de Laplace, de type 1:2:4, avec Europe et Io. Avec son diamètre de 5 268 kilomètres, dépassant de 8 % celui de la planète Mercure et de 2 % celui de Titan, la plus grande lune de Saturne, Ganymède est le plus gros satellite naturel de Jupiter mais également le plus gros de tout le Système solaire. Étant constitué en quantités à peu près égales de roches silicatées et de glace d'eau, sa masse n'est que 45 % de celle de Mercure (constituée de roches et de métaux), mais reste la plus importante de tous les satellites planétaires du Système solaire, atteignant 2,02 fois celle de la Lune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ganym%C3%A8de_(lune) ) Ganymede is the largest satellite of Jupiter and of the entire solar system, slightly bigger even than Mercury (but with only half its mass) and three-quarters the size of Mars. It was discovered by Galileo and, independently, by Simon Marius in 1610. Ganymede appears to have a differentiated internal structure, with a small molten iron or iron-sulfur core surrounded by a rocky silicate mantle with an icy shell on top. Its surface is a roughly equal mixture of two types of terrain: very old, highly cratered dark regions, and somewhat younger, lighter regions marked with an extensive array of grooves and ridges. Groove ridges as high as 700 m (2,000 ft) have been observed stretching for thousands of kilometers. Their origin is clearly of a tectonic nature, but the details are unknown. In this respect, Ganymede may be more akin to Earth than is either Venus or Mars, though there are no signs of recent tectonic activity. The Galileo spacecraft discovered that Ganymede has a magnetic field. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Ganymede.html ) jaugino Gaugino Gaugino gauginos gauginos jauginos gaugino gaugino En physique des particules, un jaugino (graphie anglaise gaugino) est le superpartenaire hypothétique d'un boson de jauge, prévu par la théorie de jauge combiné avec la supersymétrie. Ce sont des fermions. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Jaugino ) In supersymmetry theories of particle physics, a gaugino is the hypothetical fermionic supersymmetric field quantum (superpartner) of a gauge field, as predicted by gauge theory combined with supersymmetry. All gauginos have spin 1/2, except for gravitino (spin 3/2). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gaugino ) Gaz intergalactique Gaz intergalactiques Intergalactic gas gazs intergalactiques intergalactic gases gaz intergalactique intergalactic gas Gaz interplanétaire Gaz interplanétaires Interplanetary gases gazs interplanétaires interplanetary gases gaz interplanétaire interplanetary gas Gaz interstellaire Gaz interstellaires Interstellar gas gazs interstellaires interstellar gases gaz interstellaire interstellar gas Lorentz gases Lorentzian gas Lorentzian gases Gaz Lorentz gazs de Lorentz Lorentz gas gaz de Lorentz gaz sur réseau lattice gas automata lattice gas cellular automata lattice gas cellular automaton Gaz réticulaire Gaz réticulaires Lattice gas gazs réticulaires gazs surs réseaux lattice gas automatas lattice gas automatons lattice gas cellular automatas lattice gas cellular automatons gaz réticulaire lattice gas automaton Un gaz sur réseau est un type d'automate cellulaire destiné à simuler le comportement d'un fluide. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gaz_sur_r%C3%A9seau ) Lattice gas automata (LGCA), or lattice gas cellular automata, are a type of cellular automaton used to simulate fluid flows, pioneered by Hardy–Pomeau–de Pazzis and Frisch–Hasslacher–Pomeau. They were the precursor to the lattice Boltzmann methods. From lattice gas automata, it is possible to derive the macroscopic Navier–Stokes equations. Interest in lattice gas automaton methods levelled off in the early 1990s, as the interest in the lattice Boltzmann started to rise. However, an LGCA variant, termed BIO-LGCA, is still widely used to model collective migration in biology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lattice_gas_automaton ) RGB star red giant star étoile géante rouge Géante rouge Géante rouges Red giant géantes rouges red giant stars red giants étoiles géantes rouges géante rouge red giant Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9ante_rouge ) A red giant is an evolved giant star with a surface temperature of 2,500 to 3,500°C, a spectral type of M or K, and a diameter between 10 and 100 times times that of the Sun. Red giants represent a late stage in the evolution of stars with a range of masses, from just under the mass of the Sun to tens of solar masses (see evolution of stars). The largest red giants, which form from the most massive of stars, are known as red supergiants. A red giant has exhausted its core supply of hydrogen and is now fusing hydrogen to helium in a shell outside the core. The nearest red giant to the Sun is Gacrux (Gamma Crucis). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/redgiant.html ) geodesic line ligne géodésique Geodesics Géodésique geodesic lines geodesics géodésiques lignes géodésiques geodesic géodésique En géométrie, une géodésique est la généralisation d'une ligne droite sur une surface. En particulier, le chemin le plus court ou un des plus courts chemins, s'il en existe plusieurs, entre deux points d'un espace pourvu d'une métrique est une géodésique. Si on change cette notion de distance, les géodésiques de l'espace peuvent prendre une allure très différente. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9od%C3%A9sique ) A geodesic is a path on a given surface that is as straight as possible; in other words, a path that doesn't deviate either to the left or to the right, and only bends when forced to do so by the curvature (if any) of the surface. If the surface is an ordinary plane, the geodesics are straight lines; on a sphere the geodesics are great circles. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/geodesic.html ) geometries géométries geometry géométrie La géométrie est à l'origine la branche des mathématiques étudiant les figures du plan et de l'espace (géométrie euclidienne). Depuis la fin du XVIIIe siècle, la géométrie étudie également les figures appartenant à d'autres types d'espaces (géométrie projective, géométrie non euclidienne, par exemple). Depuis le début du XXe siècle, certaines méthodes d'étude de figures de ces espaces se sont transformées en branches autonomes des mathématiques : topologie, géométrie différentielle et géométrie algébrique, par exemple. Si l'on veut englober toutes ces acceptions, il est difficile de définir ce qu'est, aujourd'hui, la géométrie. C'est que l'unité des diverses branches de la "géométrie contemporaine" réside plus dans des origines historiques que dans une communauté de méthodes ou d'objets. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie ) Geometry (from Ancient Greek γεωμετρία (geōmetría) 'land measurement'; from γῆ (gê) 'earth, land', and μέτρον (métron) 'a measure') is, with arithmetic, one of the oldest branches of mathematics. It is concerned with properties of space such as the distance, shape, size, and relative position of figures. A mathematician who works in the field of geometry is called a geometer. Until the 19th century, geometry was almost exclusively devoted to Euclidean geometry, which includes the notions of point, line, plane, distance, angle, surface, and curve, as fundamental concepts. During the 19th century several discoveries enlarged dramatically the scope of geometry. One of the oldest such discoveries is Carl Friedrich Gauss' Theorema Egregium ("remarkable theorem") that asserts roughly that the Gaussian curvature of a surface is independent from any specific embedding in a Euclidean space. This implies that surfaces can be studied intrinsically, that is, as stand-alone spaces, and has been expanded into the theory of manifolds and Riemannian geometry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Geometry ) affine geometries géométries affines affine geometry géométrie affine La géométrie affine est la géométrie des espaces affines : il s'agit grossièrement d'ensembles de points définis par des propriétés spécifiques permettant de parler d'alignement, de parallélisme, d'intersection. Les notions de longueur et d'angle lui sont toutefois étrangères : elles dépendent de structures supplémentaires, traitées dans le cadre de la géométrie euclidienne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_affine ) Affine geometry is the study of properties of geometric objects that remain unchanged after parallel projection from one plane to another. During such a projection, first studied by Leonhard Euler, each point (x, y) is mapped to a new point (ax + cy + e, bx + dy + f). Circles, angles, and distances are altered by affine transformations and so are of no interest in affine geometry. Affine transformations do, however, preserve collinearity of points: if three points belong to the same straight line, their images under affine transformations also belong to the same line and, in addition, the middle point remains between the other two points. Similarly, under affine transformations, parallel lines remain parallel, concurrent lines remain concurrent (images of intersecting lines intersect), the ratio of lengths of line segments of a given line remains constant, the ratio of areas of two triangles remains constant, and ellipses, parabolas, and hyperbolas continue to be ellipses, parabolas, and hyperbolas. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/affine_geometry.html ) Algebraic geometry Géométrie algébrique Géométrie algébriques algebraic geometries géométries algébriques algebraic geometry géométrie algébrique La géométrie algébrique est un domaine des mathématiques qui, historiquement, s'est d'abord intéressé à des objets géométriques (courbes, surfaces…) composés des points dont les coordonnées vérifiaient des équations ne faisant intervenir que des sommes et des produits (par exemple le cercle unité dans le plan rapporté à un repère orthonormé admet pour équation x²+ y²= 1). La simplicité de cette définition fait qu'elle embrasse un grand nombre d'objets et qu'elle permet de développer une théorie riche. Les besoins théoriques ont contraint les mathématiciens à introduire des objets plus généraux dont l'étude a eu des applications bien au-delà de la simple géométrie algébrique ; en théorie des nombres par exemple, cela a conduit à une preuve du grand théorème de Fermat. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_alg%C3%A9brique ) Algebraic geometry is a branch of mathematics, classically studying zeros of multivariate polynomials. Modern algebraic geometry is based on the use of abstract algebraic techniques, mainly from commutative algebra, for solving geometrical problems about these sets of zeros. The fundamental objects of study in algebraic geometry are algebraic varieties, which are geometric manifestations of solutions of systems of polynomial equations. Examples of the most studied classes of algebraic varieties are: plane algebraic curves, which include lines, circles, parabolas, ellipses, hyperbolas, cubic curves like elliptic curves, and quartic curves like lemniscates and Cassini ovals. A point of the plane belongs to an algebraic curve if its coordinates satisfy a given polynomial equation. Basic questions involve the study of the points of special interest like the singular points, the inflection points and the points at infinity. More advanced questions involve the topology of the curve and relations between the curves given by different equations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Algebraic_geometry ) arithmetic geometry géométrie arithmétique Arithmetic algebraic geometry Géométrie algébrique arithmétique Géométrie algébriques arithmétiques arithmetic algebraic geometries arithmetic geometries géométries algébriques arithmétiques géométries arithmétiques arithmetic algebraic geometry géométrie algébrique arithmétique La géométrie arithmétique est une branche de la théorie des nombres, qui utilise des outils de géométrie algébrique pour s'attaquer à des problèmes arithmétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_arithm%C3%A9tique ) In mathematics, arithmetic geometry is roughly the application of techniques from algebraic geometry to problems in number theory. Arithmetic geometry is centered around Diophantine geometry, the study of rational points of algebraic varieties. In more abstract terms, arithmetic geometry can be defined as the study of schemes of finite type over the spectrum of the ring of integers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Arithmetic_geometry ) Géométrie algébrique réelle Géométrie algébriques réelles Real algebraic geometry géométries algébriques réelles real algebraic geometries géométrie algébrique réelle real algebraic geometry En mathématiques, la géométrie algébrique réelle est la sous-branche de la géométrie algébrique étudiant des ensembles algébriques réels, c'est-à-dire des solutions réelles à des équations algébriques avec des coefficients de nombres réels et des applications entre elles (en particulier les applications polynomiales réelles). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Real_algebraic_geometry ) In mathematics, real algebraic geometry is the sub-branch of algebraic geometry studying real algebraic sets, i.e. real-number solutions to algebraic equations with real-number coefficients, and mappings between them (in particular real polynomial mappings). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Real_algebraic_geometry ) Differential geometry Géométrie différentielle Géométrie différentielles differential geometries géométries différentielles differential geometry géométrie différentielle En mathématiques, la géométrie différentielle est l'application des outils du calcul différentiel à l'étude de la géométrie. Les objets d'étude de base sont les variétés différentielles, ensembles ayant une régularité suffisante pour envisager la notion de dérivation, et les fonctions définies sur ces variétés. La géométrie différentielle trouve sa principale application physique dans la théorie de la relativité générale où elle permet une modélisation d'une courbure de l'espace-temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_diff%C3%A9rentielle ) Differential geometry is the study of geometry using calculus; it has many applications in physics, especially in the general theory of relativity. The objects studied by differential geometry are known as Riemannian manifolds. These are geometrical objects, such as surfaces, that locally look like Euclidean space and therefore allow the definition of analytical concepts such as tangent vectors and tangent space, differentiability, and vector and tensor fields. Riemannian manifolds have a metric, which opens the door to measurement because it allows distances and angles to be evaluated locally and concepts such as geodesics, curvature, and torsion to be defined. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/differential_geometry.html ) Discrete geometry Géométrie discrète Géométrie discrètes discrete geometries géométries discrètes discrete geometry géométrie discrète La géométrie discrète est une branche de la géométrie. On parle de géométrie discrète pour la distinguer de la géométrie "continue". Tout comme cette dernière, elle peut être analytique, les objets sont dans ce cas décrits par des inéquations. Un exemple simple : la géométrie continue en deux dimensions permet de définir des droites, des cercles dans un plan. Ces objets sont des ensembles de points qui sont des couples de nombres réels. Dans ce contexte, la géométrie discrète se proposera de définir et de manipuler des ensembles de points à coordonnées entières qui formeront des droites ou des cercles discrets. L'essor de cette discipline est due à l'essor de l'informatique qui permet de manipuler exactement des objets discrets. Les principales applications de la géométrie discrète sont la synthèse d'image, l'analyse et la reconnaissance de formes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_discr%C3%A8te ) Discrete geometry and combinatorial geometry are branches of geometry that study combinatorial properties and constructive methods of discrete geometric objects. Most questions in discrete geometry involve finite or discrete sets of basic geometric objects, such as points, lines, planes, circles, spheres, polygons, and so forth. The subject focuses on the combinatorial properties of these objects, such as how they intersect one another, or how they may be arranged to cover a larger object. Discrete geometry has a large overlap with convex geometry and computational geometry, and is closely related to subjects such as finite geometry, combinatorial optimization, digital geometry, discrete differential geometry, geometric graph theory, toric geometry, and combinatorial topology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_geometry ) Euclidean space espace euclidien Géométrie euclidienne Géométrie euclidiennes espaces euclidiens géométries euclidiennes Euclidean geometry géométrie euclidienne La géométrie euclidienne commence avec les Éléments d'Euclide, qui est à la fois une somme des connaissances géométriques de l'époque et une tentative de formalisation mathématique de ces connaissances. Les notions de droite, de plan, de longueur, d'aire y sont exposées et forment le support des cours de géométrie élémentaire. La conception de la géométrie est intimement liée à la vision de l'espace physique ambiant au sens classique du terme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_euclidienne ) The geometry based on the postulates or descriptions of Euclid. One of the critical assumptions of the Euclidean geometry is given in his fifth postulate: through a point not on a line, one and only one line be drawn parallel to the given line. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=euclidean+geometry&formSubmit=Search&showAll=1 ) espace non commutatif noncommutative space espaces nons commutatifs géométries nons commutatives noncommutative geometries noncommutative spaces géométrie non commutative noncommutative geometry La géométrie non commutative, développée par Alain Connes, est une branche des mathématiques, et plus précisément un type de géométrie algébrique distincte de la géométrie algébrique telle qu'on l'entend habituellement (celle développée par Alexandre Grothendieck), car s'intéressant à des objets définis à partir de structures algébriques non commutatives. L'idée principale est qu'un espace au sens de la géométrie usuelle peut être décrit par l'ensemble des fonctions numériques définies sur cet espace. Cet ensemble de fonctions forme une algèbre associative sur un corps, qui est aussi commutative : le produit de deux fonctions ne dépend pas du choix d'un ordre. On peut alors songer à voir les algèbres associatives non commutatives comme des "algèbres de fonctions" sur des "espaces non commutatifs", comme le tore non commutatif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_non_commutative ) Noncommutative geometry (NCG) is a branch of mathematics concerned with a geometric approach to noncommutative algebras, and with the construction of spaces that are locally presented by noncommutative algebras of functions (possibly in some generalized sense). A noncommutative algebra is an associative algebra in which the multiplication is not commutative, that is, for which xy does not always equal yx; or more generally an algebraic structure in which one of the principal binary operations is not commutative; one also allows additional structures, e.g. topology or norm, to be possibly carried by the noncommutative algebra of functions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Noncommutative_geometry ) Géometrie non euclidienne Géometrie nons euclidiennes Noneuclidean geometry géometries nons euclidiennes non Euclidean geometries non Euclidean geometry non-Euclidean geometries géometrie non euclidienne non-Euclidean geometry En mathématiques, on appelle géométrie non euclidienne une théorie géométrique ayant recours à tous les axiomes et postulats posés par Euclide dans les Éléments, sauf le postulat des parallèles. Les différentes géométries non euclidiennes sont issues de la volonté de démontrer le cinquième postulat (le postulat d'Euclide, qui semble peu satisfaisant car trop complexe était peut-être redondant). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_non_euclidienne ) Any of several geometries which do not follow the postulates and results of Euclidean geometry. For example, in a non-Euclidean geometry through a point several lines can be drawn parallel to another line. Or, the sum of the interior angles of a triangle differs from 180 degrees. According to Einstein's general relativity theory, gravity distorts space into a non-Euclidean geometry. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=non-euclidean+geometry&formSubmit=Search&showAll=1 ) symplectic topology topologie symplectique Géométrie symplectique Géométrie symplectiques Symplectic geometry géométries symplectiques siesmplectic geometries siesmplectic topologies topologies symplectiques géométrie symplectique symplectic geometry La géométrie symplectique est un domaine actif de la recherche mathématique, né de la volonté d'une formulation mathématique naturelle de la mécanique classique. Elle est à la rencontre de la géométrie différentielle et des systèmes dynamiques. En mathématiques, elle trouve des applications en géométrie algébrique, en géométrie riemannienne et en géométrie de contact. Formellement, elle est définie comme l'étude des 2-formes différentielles fermées non dégénérées — appelées formes symplectiques — sur les variétés différentielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/G%C3%A9om%C3%A9trie_symplectique ) Symplectic geometry is a branch of differential geometry and differential topology that studies symplectic manifolds; that is, differentiable manifolds equipped with a closed, nondegenerate 2-form. Symplectic geometry was founded by the Russian mathematician Vladimir Arnold and has its origins in the Hamiltonian formulation of classical mechanics where the phase space of certain classical systems takes on the structure of a symplectic manifold. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Symplectic_geometry ) Cascade shower Gerbe cascade Gerbe cascades cascade showers gerbes en cascades cascade shower gerbe en cascades Des générations multiples de rayons cosmiques secondaires lorsque les particules primaires produisent une succession de secondaires qui ont les mêmes effets que les primaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cascade+shower&formSubmit=Search&showAll=1 ) Multiple generations of secondary cosmic rays when the primary particles produce a succession of secondaries which have the same effects as the primary. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cascade+shower&formSubmit=Search&showAll=1 ) air shower cosmic ray shower cosmic-ray shower gerbe atmosphérique Cosmic shower Gerbe cosmique Gerbe cosmiques air showers cosmic ray showers cosmic showers cosmic-ray showers gerbes atmosphériques gerbes cosmiques cosmic shower gerbe cosmique Globule Bok globules de Bok Bok globule globule de Bok Un globule de Bok est un amas sombre de poussières et de gaz du milieu interstellaire au sein duquel peut commencer la naissance des étoiles. Ils sont courants dans les régions HII et ont typiquement une masse d'environ 10 à 50 masses solaires contenue dans un volume d'environ une année-lumière. Ils contiennent de l'hydrogène moléculaire (H2), des oxydes de carbone, de l'hélium et environ 1 % (en masse) de poussières de silicates. Les globules de Bok conduisent le plus souvent à la formation de systèmes d'étoiles doubles ou multiples. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Globule_de_Bok ) A small, roughly spherical cloud of interstellar dust and gas that appears as a dark compact globule when viewed against the background of an H II region. Bok globules range in mass from about 1 to 1,000 or more solar masses, and in size from about 10,000 astronomical units to 3 light-years. They typically have temperatures of around 10 Kelvin. Bok globules are thought to represent a stage in the collapse of a dense fragment of molecular clouds that are in the process of forming new stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=bok&formSubmit=Search&showAll=1 ) Cometary globule Globule cométaire Globule cométaires cometary globules globules cométaires cometary globule globule cométaire Un nuage relativement petit de poussière et de gaz dans le milieu interstellaire en forme de comète avec une tête à bordée brillante. Les globules cométaires sont situés près de jeunes étoiles massives avec un fort vent stellaire. Le vent ionise les gaz sur le côté faisant face aux étoiles O et pousse le gaz à basse densité vers la queue. On pense que les globules cométaires sont des condensations de nuages moléculaires, qui sont si denses qu'elles ne sont pas perturbées lorsqu'une région H II se développe dans le nuage moléculaire qui l'entoure. La nébuleuse de la Rosette est un bon exemple de région H II qui montre une abondance de globules cométaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cometary+globule&formSubmit=Search&showAll=1 ) A relatively small cloud of dust and gas in the interstellar medium shaped like a comet with a bright-rimmed head. Cometary globules are situated near young massive stars with a strong stellar wind. The wind ionizes gases on the side facing the O stars and sweep away the low-density gas toward the tail. Cometary globules are believed to be molecular cloud condensations, which are so dense that they are not disrupted when an H II region expands into the molecular cloud surrounding it. The Rosette nebula is a good example of an H II region which shows an abundance of cometary globules. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cometary+globule&formSubmit=Search&showAll=1 ) Gluon Gluon gluons gluons gluon gluon En physique, les gluons sont les bosons de jauge responsables de l'interaction forte. Les gluons confinent les quarks ensemble en les liant très fortement. Ils permettent ainsi l'existence des protons et des neutrons, ainsi que des autres hadrons, et donc de l'univers que nous connaissons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gluon ) A gluon is an elementary particle that acts as the exchange particle (or gauge boson) for the strong force between quarks. It is analogous to the exchange of photons in the electromagnetic force between two charged particles. Gluons bind quarks together, forming hadrons such as protons and neutrons. Gluons are vector gauge bosons that mediate strong interactions of quarks in quantum chromodynamics (QCD). Gluons themselves carry the color charge of the strong interaction. This is unlike the photon, which mediates the electromagnetic interaction but lacks an electric charge. Gluons therefore participate in the strong interaction in addition to mediating it, making QCD significantly harder to analyze than quantum electrodynamics (QED). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gluon ) Goldstino Goldstino goldstinos goldstinos goldstino goldstino Le goldstino est un fermion de Golstone issue de la brisure spontanée de la supersymétrie. Dans les théories où la supersymétrie est une symétrie globale, le goldstino est une particule ordinaire. Dans les théories où la supersymétrie est une symétrie locale, le goldstino est absorbé par le gravitino, devenant son composant longitudinal et lui donnant une masse non nulle. Ce mécanisme serait analogue à la manière dont le champ de Higgs donne une masse non nulle aux bosons W et Z. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Goldstino ) The goldstino is the Nambu−Goldstone fermion emerging in the spontaneous breaking of supersymmetry. It is the close fermionic analog of the Nambu−Goldstone bosons controlling the spontaneous breakdown of ordinary bosonic symmetries. As in the case of Goldstone bosons, it is massless, unless there is, in addition, a small explicit supersymmetry breakdown involved, on top of the basic spontaneous breakdown; in this case it develops a small mass, analogous to that of Pseudo-Goldstone bosons of chiral symmetry breaking. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Goldstino ) Grain interstellaire Grain interstellaires Interstellar grain grains interstellaires interstellar grains grain interstellaire interstellar grain Des grains de poussière de forme irrégulière qui sont présents dans le milieu interstellaire. Ils sont principalement composés de carbone et/ou de silicates et mesurent une fraction de micron de part en part. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+grain&formSubmit=Search&showAll=1 ) Irregularly shaped dust grains that occur in the interstellar medium. They are mostly composed of carbon and/or silicates and measure a fraction of micron across. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+grain&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 dust grain grain de poussière Interstellar dust Poussière interstellaire Poussière interstellaires dust grains grains de poussières interstellar dusts poussières interstellaires interstellar dust poussière interstellaire Une agrégation de grains de poussière dans l'espace entre les étoiles. La poussière interstellaire absorbe, disperse et polarise la lumière des étoiles éloignées, provoquant l'extinction interstellaire. De grandes régions sombres dans le plan de la Voie lactée et d'autres galaxies sont causées par des nuages de poussière intermédiaires. La preuve concluante de la présence d'une absorption interstellaire générale et sélective est due à R. J. Trumpler (1930) (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+dust&formSubmit=Search&showAll=1 ) An aggregation of dust grains in the space between stars. Interstellar dust absorbs, scatters, and polarizes the light from distant stars, causing the interstellar extinction. Large dark regions in the plane of the Milky Way and other galaxies are caused by intervening clouds of dust. The conclusive proof for the presence of a general and selective interstellar absorption is due to R. J. Trumpler (1930) (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+dust&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-29 dimension des grains taille des grains Grain size Grosseur grain Grosseur grains dimensions des grains grain sizes grosseurs des grains tailles des grains grain size grosseur des grains 2022-09-28 Brightness temperature Température brillance Température brillances brightness temperatures températures de brillances brightness temperature température de brillance En radio-astronomie, la température d'une source calculée sur l'hypothèse qu'il s'agit d'un rayonnement émis par un corps noir de l'intensité observée à une longueur d'onde donnée. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brightness+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) In radio astronomy, the temperature of a source calculated on the assumption that it is a blackbody emitting radiation of the observed intensity at a given wavelength (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brightness+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-29 Meteoric dust Poussière météorique Poussière météoriques meteoric dusts poussières météoriques meteoric dust poussière météorique Grand attracteur Grand attracteurs Great attractor Grand Attracteur Great Attractor Le Grand attracteur (Great Attractor) est une anomalie gravitationnelle de l'espace intergalactique se trouvant au centre du superamas Laniakea et dans le voisinage du superamas de l'Hydre-Centaure. Cette anomalie dévoile l'existence d'une concentration locale de masses équivalente à des dizaines de milliers de fois la masse de notre galaxie, la Voie lactée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Grand_attracteur ) The Great Attractor is a hypothesized large mass, about 150 million light-years away in the direction of the Virgo-Hydra-Centaurus supercluster, that seems to be affecting the motions of many nearby galaxies. The amount of mass proposed amounts to tens of thousands of galaxies. However, the nature and even the existence of the Great Attractor are subjects of debate. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Great_Attractor.html ) LMC LMC Grand Nuage Magellan Grand Nuage de Magellan Large Magellanic Cloud Le Grand Nuage de Magellan, en abrégé GNM (on trouve aussi souvent LMC dans la littérature en référence à l'anglais Large Magellanic Cloud), est une galaxie naine de type SB(s)m appartenant au Groupe local et située dans les constellations de la Dorade et de la Table. Satellite de la Voie lactée, il s'agit d'une petite galaxie spirale magellanique, caractérisée par une grande barre et un seul bras spiral. La base de données NASA/IPAC rapporte un échantillon de près de 25 000 mesures dont la moyenne donne une distance de 50 ± 3 kpc (∼163 000 a.l.). En 2019, cette distance est déterminée avec une précision de 1 % : 49,59 ± 0,54 kpc5. C'est la troisième galaxie la plus proche de la Voie lactée, après les galaxies naines du Grand Chien et du Sagittaire. D'un diamètre de ∼14 000 a.l. (∼4 290 pc), c'est la quatrième plus massive du Groupe local après la galaxie d'Andromède (M31), la Voie lactée et la galaxie du Triangle (M33). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Grand_Nuage_de_Magellan ) The Large Magellanic Cloud (LMC) is one of the two Magellanic Clouds – dwarf irregular galaxies – visible in the southern hemisphere, that orbit the Milky Way Galaxy; it spans 8° of the sky in Dorado and Mensa. The LMC is about 20,000 light-years (ly) in diameter, has a visible mass of about one-tenth that of our own galaxy, and, at a distance of some 180,000 ly, was long considered to be the nearest external galaxy before losing that distinction to the Sagittarius Dwarf Elliptical. It displays a noticeable bar of stars, some of which, including S Doradus, are extremely luminous; from the ends of the bar project a weak spiral structure. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/LMC.html ) Extensive air shower Grande gerbe atmosphérique Grande gerbes atmosphériques extensive air showers grandes gerbes atmosphériques extensive air shower grande gerbe atmosphérique Une gerbe atmosphérique (en anglais, extensive air shower) est une cascade de particules créée par l'interaction d'un rayon cosmique avec l'atmosphère. Cette interaction crée des particules secondaires, qui interagissent elles-mêmes avec l'atmosphère, créant ainsi d'autres particules, etc., jusqu'à ce que l'énergie des particules ne soit plus suffisante pour créer de nouvelles particules. On distingue les gerbes électromagnétiques, constituées de leptons et de photons, des gerbes hadroniques, qui contiennent également des hadrons. Les premières sont principalement dues aux photons de très haute énergie, et les secondes aux protons et noyaux du rayonnement cosmique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gerbe_atmosph%C3%A9rique ) An air shower is an extensive (many kilometres wide) cascade of ionized particles and electromagnetic radiation produced in the atmosphere when a primary cosmic ray (i.e. one of extraterrestrial origin) enters the atmosphere. When a particle, which could be a proton, a nucleus, an electron, a photon, or (rarely) a positron, strikes an atom's nucleus in the air it produces many energetic hadrons. The unstable hadrons decay in the air speedily into other particles and electromagnetic radiation, which are part of the particle shower components. The secondary radiation rains down, including x-rays, muons, protons, antiprotons, alpha particles, pions, electrons, positrons, and neutrons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Air_shower_(physics) ) solar granule Granulation solaire Granulation solaires Solar granulation granulations solaires solar granulations solar granules granulation solaire solar granulation La granulation solaire est visible à la surface du Soleil (sur la photosphère) comme une structure de grains brillants (chauds) cernés par des zones plus sombres et étroites, les intergranules. Elle est constituée de cellules ascendantes de plasma chaud (de 5 000 à 6 000 kelvins) entourées de plasma plus froid (environ 400 kelvins de moins que le centre des granules). La taille de ces granules est comprise entre quelques centaines de kilomètres pour les plus petits jusqu’à environ 2 000 km pour les plus gros. Leur taille moyenne généralement admise est de 1 000 km (soit environ 1,3 arcsec vu depuis la Terre). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Granulation_solaire ) A granule is a convection cell in the Sun's photosphere. They are caused by convection currents of plasma in the Sun's convective zone, directly below the photosphere. The grainy appearance of the solar photosphere is produced by the tops of these convective cells and is called granulation. The rising part of the granules is located in the center where the plasma is hotter. The outer edge of the granules is darker due to the cooler descending plasma. (The terms darker and cooler are strictly by comparison to the brighter, hotter plasma. According to the Stefan–Boltzmann law, luminosity increases with the fourth power of temperature leading to even a small loss of heat producing a large luminosity contrast.) In addition to the visible appearance, which would be explained by convective motion, Doppler shift measurements of the light from individual granules provides evidence for the convective nature of the granules. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_granule ) 2022-09-30 star granulation star granule stellar granule Granulation stellaire Granulation stellaires Stellar granulation granulations stellaires star granulations star granules stellar granulations stellar granules granulation stellaire stellar granulation gravité quantique Gravitation quantique Gravitation quantiques Quantum gravity gravitations quantiques gravités quantiques quantum gravities gravitation quantique quantum gravity La gravité quantique est une branche de la physique théorique tentant d'unifier la mécanique quantique et la relativité générale. Une telle théorie permettrait notamment de comprendre les phénomènes impliquant de grandes quantités de matière ou d'énergie sur de petites dimensions spatiales, tels que les trous noirs ou l'origine de l'Univers. L'approche générale utilisée pour obtenir une théorie de la gravité quantique est, présumant que la théorie sous-jacente doit être simple et élégante, d'examiner les symétries et indices permettant de combiner mécanique quantique et la relativité générale en une théorie globale unifiée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gravit%C3%A9_quantique ) A theory of gravity, yet to be developed, that would properly include quantum mechanics. Because of the tensor nature of general relativity, it is not renormalizable as a field theory in perturbation from flat space. So far various attempts to quantize general relativity have been unsuccessful. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quantum+gravity&formSubmit=Search&showAll=1 ) Gravitation quantique à boucles Gravitation quantiques à boucles Loop quantum gravity gravitations quantiques à boucles loop quantum gravities gravitation quantique à boucles loop quantum gravity La gravitation quantique à boucles (Loop Quantum Gravity en anglais) est une tentative de formuler une théorie de la gravitation quantique, et donc d'unifier la théorie de la relativité générale et les concepts de la physique quantique. Elle est fondée sur la quantification canonique directe de la relativité générale dans une formulation hamiltonienne (l'équation de Wheeler-DeWitt), les trois autres interactions fondamentales n'étant pas considérées dans un premier temps. Une difficulté de l'approche est qu'il n'y a ni espace ni temps de référence et que la covariance générale des équations n'est plus manifeste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gravitation_quantique_%C3%A0_boucles ) Loop quantum gravity (LQG) is a theory of quantum gravity, which aims to merge quantum mechanics and general relativity, incorporating matter of the Standard Model into the framework established for the pure quantum gravity case. It is an attempt to develop a quantum theory of gravity based directly on Einstein's geometric formulation rather than the treatment of gravity as a force. As a theory LQG postulates that the structure of space and time is composed of finite loops woven into an extremely fine fabric or network. These networks of loops are called spin networks. The evolution of a spin network, or spin foam, has a scale above the order of a Planck length, approximately 10⁻³⁵ meters, and smaller scales are meaningless. Consequently, not just matter, but space itself, prefers an atomic structure. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Loop_quantum_gravity ) champ de pesanteur gravitational acceleration pesanteur Gravity Gravité champs de pesanteurs gravitational accelerations gravities gravités pesanteurs gravity gravité En physique, la gravité (du latin gravitas "poids") est une interaction fondamentale qui provoque une attraction mutuelle entre toutes choses avec une masse ou de l'énergie. La gravité est, de loin, la plus faible des quatre interactions fondamentales, environ 10³⁸ fois plus faible que l'interaction forte, 10³⁶ fois plus faible que la force électromagnétique et 10²⁹ fois plus faible que l'interaction faible . En conséquence, elle n'a aucune influence significative au niveau des particules subatomiques. Cependant, la gravité est l'interaction la plus significative entre les objets à l'échelle macroscopique, et elle détermine le mouvement des planètes, des étoiles, des galaxies et même de la lumière. Sur Terre, la gravité donne le poids aux objets physiques, et la gravité de la Lune est responsable des marées sublunaires dans les océans (la marée antipodale correspondante est causée par l'inertie de la Terre et de la Lune en orbites mutuelles). La gravité a également de nombreuses fonctions biologiques importantes, contribuant à guider la croissance des plantes à travers le processus de gravitropisme et à influencer la circulation des fluides dans les organismes multicellulaires. L'étude des effets de l'apesanteur a montré que la gravité peut jouer un rôle dans la fonction du système immunitaire et la différenciation cellulaire au sein du corps humain. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Gravity ) In physics, gravity (from Latin gravitas 'weight') is a fundamental interaction which causes mutual attraction between all things with mass or energy. Gravity is, by far, the weakest of the four fundamental interactions, approximately 10³⁸ times weaker than the strong interaction, 10³⁶ times weaker than the electromagnetic force and 10²⁹ times weaker than the weak interaction. As a result, it has no significant influence at the level of subatomic particles. However, gravity is the most significant interaction between objects at the macroscopic scale, and it determines the motion of planets, stars, galaxies, and even light. On Earth, gravity gives weight to physical objects, and the Moon's gravity is responsible for sublunar tides in the oceans (the corresponding antipodal tide is caused by the inertia of the Earth and Moon orbiting one another). Gravity also has many important biological functions, helping to guide the growth of plants through the process of gravitropism and influencing the circulation of fluids in multicellular organisms. Investigation into the effects of weightlessness has shown that gravity may play a role in immune system function and cell differentiation within the human body. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravity ) Gravitino Gravitino gravitinos gravitinos gravitino gravitino Le gravitino est le superpartenaire du graviton, prédit par la combinaison de la relativité générale et de la supersymétrie, c'est-à-dire les théories de la supergravité. S'il existe, c'est un fermion de spin 3/2 et qui obéit à l'équation de Rarita-Schwinger. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gravitino ) In supergravity theories combining general relativity and supersymmetry, the gravitino (G͂) is the gauge fermion supersymmetric partner of the hypothesized graviton. It has been suggested as a candidate for dark matter. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitino ) Graviton Graviton gravitons gravitons graviton graviton Le graviton est une particule élémentaire hypothétique qui transmettrait la gravité, prévue dans la plupart des systèmes de gravité quantique. Il serait donc le quantum de la force gravitationnelle. En langage courant, on peut dire que les gravitons sont les messagers de la gravité, ou les supports de la force. Pour matérialiser cette force, on pourrait prendre l'exemple d'une fronde avec la ficelle (graviton) qui tient la pierre. Plus il y en a dans un champ gravitationnel, plus ce champ est puissant. Il n'est pas encore intégré dans le modèle standard, regroupant toutes les particules connues a ce jour ( fermions et bosons ) (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Graviton ) The graviton is a boson that is believed to act as the exchange particle for the gravitational force. If it exists, the graviton must be massless since the gravitational force has unlimited range and must have a spin of 2 because gravity is a second-rank tensor field. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/graviton.html ) commutative group groupe commutatif Groupe abélien Groupe abéliens commutative groups groupes abéliens groupes commutatifs Abelian group groupe abélien En mathématiques, plus précisément en algèbre, un groupe abélien (du nom de Niels Abel), ou groupe commutatif, est un groupe dont la loi de composition interne est commutative. Vu autrement, un groupe commutatif peut aussi être défini comme un module sur l'anneau commutatif Z des entiers relatifs ; l'étude des groupes abéliens apparaît alors comme un cas particulier de la théorie des modules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Groupe_ab%C3%A9lien ) In mathematics, an abelian group, also called a commutative group, is a group in which the result of applying the group operation to two group elements does not depend on the order in which they are written. That is, the group operation is commutative. With addition as an operation, the integers and the real numbers form abelian groups, and the concept of an abelian group may be viewed as a generalization of these examples. Abelian groups are named after early 19th century mathematician Niels Henrik Abel. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Abelian_group ) Algebraic group Groupe algébrique Groupe algébriques algebraic groups groupes algébriques algebraic group groupe algébrique En géométrie algébrique, la notion de groupe algébrique est un équivalent des groupes de Lie en géométrie différentielle ou complexe. Un groupe algébrique est une variété algébrique munie d'une loi de groupe compatible avec sa structure de variété algébrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Groupe_alg%C3%A9brique ) In mathematics, an algebraic group is an algebraic variety endowed with a group structure which is compatible with its structure as an algebraic variety. Thus the study of algebraic groups belongs both to algebraic geometry and group theory. Many groups of geometric transformations are algebraic groups; for example, orthogonal groups, general linear groups, projective groups, Euclidean groups, etc. Many matrix groups are also algebraic. Other algebraic groups occur naturally in algebraic geometry, such as elliptic curves and Jacobian varieties. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Algebraic_group ) Groupe Lie groupes de Lie Lie group groupe de Lie En mathématiques, un groupe de Lie est un groupe qui est aussi une variété différentielle. D'une part, un groupe est une structure algébrique munie d'une opération binaire, typiquement une multiplication et son inverse la division, ou alors une addition et son inverse la soustraction. D'autre part, une variété est un espace qui localement ressemble à un espace euclidien. Ici, on s'intéresse à un ensemble qui est à la fois un groupe et une variété : nous pouvons multiplier les éléments entre eux, calculer l'inverse d'un élément. Si ces opérations de groupe — multiplication et inversion — sont continues, on obtient un groupe continu. Si en plus, ces opérations de groupes sont différentiables, il s'agit d'un groupe de Lie. Les groupes de Lie sont nommés ainsi en l'honneur du mathématicien norvégien Sophus Lie, qui les introduisit afin d'étudier certaines propriétés des équations différentielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Groupe_de_Lie ) In mathematics, a Lie group is a group that is also a differentiable manifold. A manifold is a space that locally resembles Euclidean space, whereas groups define the abstract concept of a binary operation along with the additional properties it must have to be a group, for instance multiplication and the taking of inverses (division), or equivalently, the concept of addition and the taking of inverses (subtraction). Combining these two ideas, one obtains a continuous group where multiplying points and their inverses are continuous. If the multiplication and taking of inverses are smooth (differentiable) as well, one obtains a Lie group. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lie_group ) 2022-10-10 amas local groupe local de galaxies local group of galaxies Groupe local Groupe locaux Local group amas locaux groupes locaux groupes locaux de galaxies Local Group groupe local Le Groupe local de galaxies ou, plus simplement, le Groupe local est le groupe de plus de 60 galaxies auquel appartient la Voie lactée. Son diamètre est d’environ 3 millions de parsecs (soit environ 10 millions d'années-lumière). Le Groupe local semble être un représentant typique des groupes de galaxies qui se trouvent dans l’univers. Il possède à peu près tous les types usuels de galaxies, à l’exception des galaxies elliptiques géantes qui ne sont jamais présentes dans des structures aussi petites. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Groupe_local ) The Local Group is the galaxy group that includes the Milky Way. It has a total diameter of roughly 3 megaparsecs (10 million light-years; 9×10¹⁹ kilometres), and a total mass of the order of 2×10¹² solar masses (4×10⁴² kg). It consists of two collections of galaxies in a "dumbbell" shape: the Milky Way and its satellites form one lobe, and the Andromeda Galaxy and its satellites constitute the other. The two collections are separated by about 800 kiloparsecs (3 million light-years; 2×10¹⁹ kilometres) and are moving toward one another with a velocity of 123 km/s. The group itself is a part of the larger Virgo Supercluster, which may be a part of the Laniakea Supercluster. The exact number of galaxies in the Local Group is unknown as some are occluded by the Milky Way; however, at least 80 members are known, most of which are dwarf galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Local_Group ) Poincaré invariance Poincaré symmetry invariance de Poincaré symétrie de Poincaré Groupe Poincaré groupes de Poincaré invariances de Poincaré symétries de Poincaré Poincaré group groupe de Poincaré Le groupe de Poincaré ou symétrie de Poincaré est l'ensemble des isométries de l'espace-temps de Minkowski. Il a la propriété d'être un groupe de Lie non compact à 10 dimensions. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Groupe_de_Poincar%C3%A9_(transformations) ) The Poincaré group, named after Henri Poincaré (1906), was first defined by Hermann Minkowski (1908) as the group of Minkowski spacetime isometries. It is a ten-dimensional non-abelian Lie group that is of importance as a model in our understanding of the most basic fundamentals of physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poincar%C3%A9_group ) sunspot group Groupe tache Groupe taches Spot group groupes de taches spot groups sunspot groups groupe de taches spot group 2022-09-29 cosmic particle cosmic radiation particule cosmique Cosmic radiation Rayonnement cosmique Rayonnement cosmiques cosmic particles cosmic radiations cosmic rays particules cosmiques rayonnements cosmiques cosmic ray rayonnement cosmique Le rayonnement cosmique est le flux de noyaux atomiques et de particules de haute énergie (c'est-à-dire relativistes) qui circulent dans le milieu interstellaire. Le rayonnement cosmique est principalement constitué de particules chargées : protons (88 %), noyaux d'hélium (9 %), antiprotons, électrons, positrons et particules neutres (rayons gamma, neutrinos et neutrons). La source de ce rayonnement se situe selon les cas dans le Soleil, à l'intérieur ou à l'extérieur de notre galaxie. Certaines des astroparticules qui composent le rayonnement cosmique ont une énergie qui dépasse 10²⁰ eV et qui n'est expliquée par aucun processus physique identifié. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_cosmique ) Cosmic rays are subatomic particles and nuclei that move through space close to the speed of light. Their origin is one of the major unsolved mysteries of astrophysics, although researchers are moving closer to a solution. Cosmic rays consist of about 85% protons, 14% alpha particles (helium nuclei), about 1% electrons and other elementary particles, and a tiny smattering of nuclei heavier than helium. Their energies range from 10 million eV to one million trillion eV – equivalent, at the high end, to the punch of a major league baseball pitch. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cosmicrays.html ) 2022-09-29 gamma radiation rayon gamma rayon γ rayonnement γ émission de rayons γ émission γ γ radiation γ-ray emission Gamma radiation Rayonnement gamma gamma radiations gamma rays rayonnements gamma rayonnements γ rayons gamma rayons γ émissions de rayons γ émissions γ γ radiations γ ray emission γ ray emissions γ-ray emissions gamma ray rayonnement gamma Un rayon gamma (ou rayon γ) est un rayonnement électromagnétique à haute fréquence émis lors de la désexcitation d'un noyau atomique résultant d'une désintégration. Les photons émis sont caractérisés par des énergies allant de quelques keV à plusieurs centaines de GeV voire jusqu'à 450 TeV pour le plus énergétique jamais observé. La découverte des rayons gamma en 1900 est due à Paul Villard, chimiste français. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayon_gamma ) A gamma ray, also known as gamma radiation (symbol γ), is a penetrating form of electromagnetic radiation arising from the radioactive decay of atomic nuclei. It consists of the shortest wavelength electromagnetic waves, typically shorter than those of X-rays. With frequencies above 30 exahertz (3×10¹⁹ Hz), it imparts the highest photon energy. Paul Villard, a French chemist and physicist, discovered gamma radiation in 1900 while studying radiation emitted by radium. In 1903, Ernest Rutherford named this radiation gamma rays based on their relatively strong penetration of matter; in 1900 he had already named two less penetrating types of decay radiation (discovered by Henri Becquerel) alpha rays and beta rays in ascending order of penetrating power. Gamma rays from radioactive decay are in the energy range from a few kiloelectronvolts (keV) to approximately 8 megaelectronvolts (MeV), corresponding to the typical energy levels in nuclei with reasonably long lifetimes. The energy spectrum of gamma rays can be used to identify the decaying radionuclides using gamma spectroscopy. Very-high-energy gamma rays in the 100–1000 teraelectronvolt (TeV) range have been observed from sources such as the Cygnus X-3 microquasar. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_ray ) 2022-09-29 Earth-ionosphere waveguide cavité Terre-ionosphère Guide onde Terre ionosphère Guide ondes Terre ionosphères Ionospheric duct cavité Terre ionosphère cavités Terre ionosphère cavités Terre-ionosphère guide d'onde Terre ionosphère guides d'ondes Terre ionosphère guides d'ondes Terre-ionosphère ionospheric ducts guide d'onde Terre-ionosphère ionospheric duct Hadron Hadron hadrons hadrons hadron hadron En physique des particules, un hadron est une particule composite, composée de particules subatomiques régies par l'interaction forte. Par exemple, les protons ou les neutrons sont des hadrons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hadron ) A hadron is any particle made of quarks and gluons. Hadrons include mesons, which are quark doublets, and baryons (such as the proton and neutron), which are quark triplets. Hadrons can interact via the strong force. Although they have no overall strong charge (i.e., they are strong charge neutral objects) they take part in residual strong interactions due to the strong charges of their constituents. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hadron.html ) Milky Way halo Galactic halo Halo galactique Halo galactiques galactic halos halos galactiques galactic halo halo galactique Un halo galactique est une grande région sphérique relativement sans poussière entourant une galaxie spirale, telle que la nôtre. La partie intérieure et visible du halo, qui a à peu près le même diamètre que le disque galactique, est occupée par des objets de population II, y compris des amas globulaires et des étoiles individuelles anciennes. Au-delà se situe une région beaucoup plus grande, appelée halo sombre ou halo étendu. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/galhalo.html ) A galactic halo is a large, relatively dust-free, spherical region surrounding a spiral galaxy, such as our own. The inner, visible part of the halo, which has roughly the same diameter as the galactic disk, is occupied by Population II objects, including globular clusters and old, individual stars. Beyond this is a much larger region, called the dark halo or extended halo. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/galhalo.html ) Halo radio Halo radios Radio halo halos radios radio halos halo radio radio halo Les halos radio sont des sources à grande échelle d'émission radio diffuse trouvées au centre de certains amas de galaxies mais pas de toutes. Il existe deux classes de halos radio : mini-halos et halos radio géants. La taille linéaire des halos radio géants est d'environ 700 Kpc-1Mpc, tandis que les mini-halos sont généralement inférieurs à 500 Kpc. Les halos radio géants sont plus souvent observés dans des échantillons d'amas hautement lumineux en RX plutôt que dans des amas moins lumineux en RX (Lₓ ≤ 10⁴⁵ erg s⁻¹) dans des échantillons complets. Ils ont une brillance de surface très faible et n'ont pas de contrepartie de galaxies évidentes (contrairement aux radio-galaxies qui ont des contreparties AGN). Cependant, leurs morphologies suivent généralement la distribution du gaz dans le milieu intra-amas. Les mini-halos, cependant, bien que similaires aux halos géants, se trouvent au centre des amas de noyau en refroidissement mais autour d'une radio-galaxie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_halo ) Radio halos are large-scale sources of diffuse radio emission found in the center of some, but not all, galaxy clusters. There are two classes of radio halos: mini-halos and giant radio halos. The linear size of giant radio halos is about 700kpc-1Mpc, whereas mini-halos are typically less than 500kpc. Giant radio halos are more often observed in highly X-ray luminous cluster samples than less luminous X-ray clusters ( Lₓ ≤ 10⁴⁵ erg s⁻¹) in complete samples. They have a very low surface brightness and do not have obvious galaxy counterparts (in contrast to radio galaxies which have AGN counterparts). However, their morphologies typically follow the distribution of gas in the intra-cluster medium. Mini-halos however, while similar to giant halos, are found at the center of cooling core clusters but around a radio galaxy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_halo ) fonction sphérique spherical function Harmonique sphérique Harmonique sphériques Spherical harmonic fonctions sphériques harmoniques sphériques spherical functions spherical harmonics harmonique sphérique spherical harmonic En mathématiques, les harmoniques sphériques sont des fonctions harmoniques particulières, c'est-à-dire des fonctions dont le laplacien est nul. Les harmoniques sphériques sont particulièrement utiles pour résoudre des problèmes invariants par rotation, car elles sont les vecteurs propres de certains opérateurs liés aux rotations. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Harmonique_sph%C3%A9rique ) A solution of some mathematical equations when spherical polar coordinates are used in investigating physical problems in three dimensions. For example, solutions of Laplace's equation treated in spherical polar coordinates. Spherical harmonics are ubiquitous in atomic and molecular physics and appear in quantum mechanics as eigenfunctions of orbital angular momentum. They are also important in the representation of the gravitational and magnetic fields of planetary bodies, the characterization of the cosmic microwave background anisotropy, the description of electrical potentials due to charge distributions, and in certain types of fluid motion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spherical+h&formSubmit=Search&showAll=1 ) Haute atmosphère Haute atmosphères Upper atmosphere hautes atmosphères upper atmospheres haute atmosphère upper atmosphere Terme général désignant la partie de l'atmosphère au-dessus de la troposphère. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=upper+atmosphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) The general term applied to the atmosphere above the troposphere. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=upper+atmosphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) geopotential altitude hauteur du géopotentiel Geopotential height Hauteur géopotentielle Hauteur géopotentielles geopotential altitudes geopotential heights hauteurs des géopotentiels hauteurs géopotentielles geopotential height hauteur géopotentielle La hauteur géopotentielle ou l'altitude géopotentielle est une coordonnée verticale référencée au niveau moyen marin de la Terre, un ajustement à la hauteur géométrique (altitude au-dessus du niveau moyen de la mer) qui explique la variation de la gravité avec la latitude et l'altitude. Ainsi, elle peut être considéré comme une "hauteur ajustée à la gravité". C'est l'altitude sur laquelle tous les altimètres barométriques des avions sont étalonnés. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Geopotential_height ) Geopotential height or geopotential altitude is a vertical coordinate referenced to Earth's mean sea level, an adjustment to geometric height (altitude above mean sea level) that accounts for the variation of gravity with latitude and altitude. Thus, it can be considered a "gravity-adjusted height". It is the altitude all aircraft's barometric altimeters are calibrated to. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Geopotential_height ) Dione B Dione B Saturn XII Saturne XII Helene Helene Hélène Hélène (S XII Helene) est une petite lune de Saturne découverte en 1980 par Pierre Laques, Raymond Despiau et Jean Lecacheux (de l'observatoire de Meudon) grâce au télescope de 1 m de l'observatoire du Pic du Midi. Elle reçut alors la désignation temporaire S/1980 S 6. Laques et Lecacheux firent partie de l'équipe qui confirma la découverte grâce aux photos prises par la sonde Voyager 2 quelques mois plus tard. Elle reçut officiellement le nom d'Hélène de Troie, petite-fille de Cronos (i.e. Saturne) en 1988. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9l%C3%A8ne_(lune) ) Helene is a small moon of Saturn. It was discovered on 1 March 1980, from ground-based observations at Pic du Midi Observatory and is also known as Saturn XII. It is said to be a Dione trojan because it shares the same orbit as its larger companion, preceding it by 60°. Large portions of Helene appear to have been blasted away by impacts. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Helene.html ) Heliopause Héliopause heliopauses héliopauses heliopause héliopause Le vent solaire souffle une "bulle" dans le milieu interstellaire (le gaz d'hélium et d'hydrogène raréfié qui emplit la galaxie). Cette bulle est l'héliosphère et sa limite extérieure se trouve là où la poussée du vent solaire n'est plus suffisante pour repousser le milieu interstellaire, constitué des vents stellaires des astres proches et des nuages de gaz entre ces astres. Cette limite, l'héliopause, est souvent considérée comme étant la frontière extérieure du système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9liopause ) The edge of the solar system where the pressure of the solar wind balances that of the interstellar medium plasma. In other words, the surface boundary that separates the heliosphere from interstellar space. It is estimated to be situated 100 astronomical units or more from the Sun. A bow shock likely forms as the interstellar medium wind approaches the heliosphere and is deflected around the heliosphere, forcing it into a teardrop-shaped structure with a long, comet-like tail. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=heliopause&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-14 Helioseismology Hélioséismologie helioseismologies hélioséismologies helioseismology hélioséismologie L’héliosismologie est la discipline de l'astrophysique qui étudie les modes de vibration du Soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9liosismologie ) The branch of astrophysics that investigates the interior structure of the Sun by studying its surface wave oscillations. The surface of the Sun vibrates much like a bell. A piano has 88 keys or musical tones, whereas the Sun has millions of notes. These vibrations are the result of internal pressure waves that reflect off the photosphere and repeatedly cross the solar interior. They are detected through the Doppler shift of absorption lines formed in the photosphere. Because these vibrations make the solar surface move up and down, analysis of the surface patterns is used to study conditions far below the Sun's surface. The mean period of the vibrations is about five minutes, which corresponds to a speed of 0.5 km s⁻¹ or a frequency of about 3 mHz. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=helioseismology&formSubmit=Search&showAll=1 ) Heliosphere Héliosphère heliospheres héliosphères heliosphere héliosphère L'héliosphère est l'astrosphère du Soleil, une zone en forme de bulle allongée dans l'espace, engendrée par les vents solaires. Sa limite est l'héliopause, qui délimite la zone d'influence des vents solaires, lorsqu'ils rencontrent le milieu interstellaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9liosph%C3%A8re ) The vast, three-dimensional region of space around the Sun filled with the solar wind and the remnant of the solar magnetic field carried in it. It is bounded by the heliopause, which is estimated to be 100 astronomical units or more from the Sun. The radius of the heliosphere is expected to vary with the solar cycle. The heliosphere may be very elongated owing to the presence of an interstellar wind of neutral hydrogen flowing from the direction of the Galactic center. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=heliosphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) Hémisphère Nord Northern hemisphere hémisphères nords northern hemispheres hémisphère nord northern hemisphere L'hémisphère nord, boréal ou septentrional, est la moitié qui s'étend entre l'équateur et le pôle Nord d'une planète. En astronomie, ce terme désigne la partie du ciel située au nord de l'équateur céleste (déclinaisons positives). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9misph%C3%A8re_nord ) The Northern Hemisphere is the half of Earth that is north of the Equator. For other planets in the Solar System, north is defined as being in the same celestial hemisphere relative to the invariable plane of the solar system as Earth's North Pole. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Northern_Hemisphere ) Hémisphère Sud Southern hemisphere hémisphères suds southern hemispheres hémisphère sud southern hemisphere L'hémisphère sud, austral ou méridional est la moitié qui s'étend entre l'équateur et le pôle Sud d'une planète. En astronomie, ce terme désigne la partie du ciel située au sud de l'équateur céleste (déclinaisons négatives). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9misph%C3%A8re_sud ) The Southern Hemisphere is the half (hemisphere) of Earth that is south of the Equator. It contains all or parts of five continents (Antarctica, Australia, about 90% of South America, approx. one third of Africa, and some islands off the continental mainland of Asia) and four oceans (Indian Ocean, South Atlantic Ocean, South Pacific Ocean, and Southern Ocean), as well as New Zealand and most of the Pacific Islands in Oceania. Its surface is 80.9% water, compared with 60.7% water in the case of the Northern Hemisphere, and it contains 32.7% of Earth's land. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Southern_Hemisphere ) 2022-09-28 Occultation Occultation occultations occultations occultation occultation Une occultation, en astronomie, est le phénomène par lequel un astre (planète, lune, étoile, astéroïde...) est masqué totalement ou partiellement par un autre astre qui passe entre celui-ci et l'observateur. L'éclipse du Soleil par la Lune constitue un cas particulier d'occultation. L'occultation peut être utilisée dans certains cas pour déterminer les caractéristiques d'un des deux astres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Occultation ) An occultation is an event that occurs when one object is hidden from the observer by another object that passes between them. The term is often used in astronomy, but can also refer to any situation in which an object in the foreground blocks from view (occults) an object in the background. In this general sense, occultation applies to the visual scene observed from low-flying aircraft (or computer-generated imagery) when foreground objects obscure distant objects dynamically, as the scene changes over time. If the closer body does not entirely conceal the farther one, the event is called a transit. Both transit and occultation may be referred to generally as occlusion; and if a shadow is cast onto the observer, it is called an eclipse. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Occultation ) 2022-10-04 apparent magnitudes magnitudes apparentes apparent magnitude magnitude apparente La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. Utilisée quasi exclusivement en astronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement des étoiles, les plus brillantes étant de "première magnitude", les deuxièmes et troisièmes magnitudes étant plus faibles, jusqu'à la sixième magnitude, étoiles à peine visibles à l'œil nu. Elle est à présent définie suivant une échelle logarithmique inverse, dans laquelle la magnitude augmente d'une unité lorsque l'irradiance est divisée par environ 2,5. Ainsi, plus un objet céleste est brillant, plus sa magnitude est faible voire négative. Il est habituel de définir la magnitude zéro comme étant celle de l'étoile Véga, aux erreurs d'étalonnage près. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magnitude_apparente ) Apparent magnitude (m) is a measure of the brightness of a star or other astronomical object observed from Earth. An object's apparent magnitude depends on its intrinsic luminosity, its distance from Earth, and any extinction of the object's light caused by interstellar dust along the line of sight to the observer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Apparent_magnitude ) 2022-09-29 BBGKY equation Bogoliubov–Born–Green–Kirkwood–Yvon hierarchy hiérarchie Bogoliubov–Born–Green–Kirkwood–Yvon équation BBGKY Hiérarchie BBGKY hiérarchies BBGKY hiérarchies Bogoliubov–Born–Green–Kirkwood–Yvon équations BBGKY BBGKY hierarchy hiérarchie BBGKY La hiérarchie BBGKY (pour les initiales de : Bogolioubov, Born, Green, Kirkwood et Yvon) est une méthode permettant d'exprimer l'équation descriptive de la fonction de distribution d'un système à N corps sous forme d'une série d'équations de rang plus faible et ainsi de permettre diverses approximations. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hi%C3%A9rarchie_BBGKY ) In statistical physics, the BBGKY hierarchy (Bogoliubov–Born–Green–Kirkwood–Yvon hierarchy, sometimes called Bogoliubov hierarchy) is a set of equations describing the dynamics of a system of a large number of interacting particles. The equation for an s-particle distribution function (probability density function) in the BBGKY hierarchy includes the (s + 1)-particle distribution function, thus forming a coupled chain of equations. This formal theoretic result is named after Nikolay Bogolyubov, Max Born, Herbert S. Green, John Gamble Kirkwood, and Jacques Yvon. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/BBGKY_hierarchy ) Jupiter VI Jupyter VI Himalia Himalia Himalia (officiellement Jupiter VI Himalia) est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Himalia_(lune) ) Himalia is the eleventh known moon of Jupiter. It is also known as Jupiter VI. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Himalia.html ) Holonomie Holonomy holonomies holonomies holonomie holonomy En mathématiques, et plus précisément en géométrie différentielle, l'holonomie d'une connexion sur une variété différentielle est une mesure de la façon dont le transport parallèle le long de boucles fermées modifie les informations géométriques transportées. Cette modification est une conséquence de la courbure de la connexion (ou plus généralement de sa "forme"). Pour des connexions plates, l'holonomie associée est un type de monodromie, et c'est dans ce cas une notion uniquement globale. Pour des connexions de courbure non nulle, l'holonomie a des aspects locaux et globaux non triviaux. Toute connexion sur une variété donne naissance, grâce aux applications de transport parallèle, à une notion d'holonomie. Parmi les exemples importants, on trouve : l'holonomie de la connexion de Levi-Civita (appelée holonomie riemannienne), les holonomies des connexions des fibrés vectoriels, l'holonomie des connexions de Cartan, et l'holonomie des connexions des fibrés principaux. Dans chacun de ces cas, l'holonomie de la connexion peut s'identifier à un groupe de Lie, le groupe d'holonomie. L'holonomie d'une connexion est étroitement liée à sa courbure, par le théorème d'Ambrose-Singer. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Holonomie ) In differential geometry, the holonomy of a connection on a smooth manifold is a general geometrical consequence of the curvature of the connection measuring the extent to which parallel transport around closed loops fails to preserve the geometrical data being transported. For flat connections, the associated holonomy is a type of monodromy and is an inherently global notion. For curved connections, holonomy has nontrivial local and global features. Any kind of connection on a manifold gives rise, through its parallel transport maps, to some notion of holonomy. The most common forms of holonomy are for connections possessing some kind of symmetry. Important examples include: holonomy of the Levi-Civita connection in Riemannian geometry (called Riemannian holonomy), holonomy of connections in vector bundles, holonomy of Cartan connections, and holonomy of connections in principal bundles. In each of these cases, the holonomy of the connection can be identified with a Lie group, the holonomy group. The holonomy of a connection is closely related to the curvature of the connection, via the Ambrose–Singer theorem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Holonomy ) Homologie Homology homologies homologies homologie homology En mathématiques, l'homologie est une manière générale d'associer une séquence d'objets algébriques tels que des groupes abéliens ou des modules à d'autres objets mathématiques tels que des espaces topologiques. Les groupes d'homologie ont été définis à l'origine dans la topologie algébrique. Des constructions similaires sont disponibles dans beaucoup d'autres contextes, tels que l'algèbre abstraite, les groupes, les algèbres de Lie, la théorie de Galois et la géométrie algébrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Homologie_(math%C3%A9matiques) ) In mathematics, homology is a general way of associating a sequence of algebraic objects, such as abelian groups or modules, with other mathematical objects such as topological spaces. Homology groups were originally defined in algebraic topology. Similar constructions are available in a wide variety of other contexts, such as abstract algebra, groups, Lie algebras, Galois theory, and algebraic geometry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Homology_(mathematics) ) 2022-10-10 horizon cosmique Cosmological horizon Horizon cosmologique Horizon cosmologiques cosmological horizons horizons cosmiques horizons cosmologiques cosmological horizon horizon cosmologique En cosmologie, l'horizon cosmologique est la limite de l'Univers observable depuis un point donné (en général la Terre). Il correspond à la limite d'où aucun signal, de quelque nature qu'il soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et de l'expansion de l'Univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules. Il ne doit pas être confondu avec l'horizon des événements, défini comme la surface de l'espace-temps séparant les événements qui ont pu, peuvent ou pourront nous faire parvenir un signal de ceux qui ne le pourront jamais, ni avec la sphère de Hubble, parfois appelée horizon de photons, qui est la surface d'espace-temps au delà de laquelle les objets astronomiques ont une vitesse de récession plus grande que celle de la lumière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Horizon_cosmologique ) A cosmological horizon is a measure of the distance from which one could possibly retrieve information. This observable constraint is due to various properties of general relativity, the expanding universe, and the physics of Big Bang cosmology. Cosmological horizons set the size and scale of the observable universe (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmological_horizon ) 2022-10-12 Event horizon Horizon événement Horizon événements event horizons horizons des événements event horizon horizon des événements En relativité restreinte et en relativité générale, l'horizon des événements est constitué par la limite éventuelle de la région qui peut être influencée dans le futur par un observateur situé en un endroit donné à une époque donnée. Dans le cas d'un trou noir, en particulier, on peut définir son horizon des événements comme une surface qui l'entoure, d'où aucun objet, ni même un rayon de lumière ne peut jamais échapper au champ gravitationnel du trou noir. Cet horizon se trouve au niveau où la vitesse de libération à l'attraction gravitationnelle du trou noir devrait être supérieure à la vitesse de la lumière. Il s'agit d'une surface géométrique définie par la physique théorique (en relativité générale), et donc sans consistance matérielle, au contraire du cas des surfaces des planètes et des étoiles, gazeuses ou solides. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Horizon_des_%C3%A9v%C3%A9nements ) In astrophysics, an event horizon is a boundary beyond which events cannot affect an observer. Wolfgang Rindler coined the term in the 1950s. In 1784, John Michell proposed that gravity can be strong enough in the vicinity of massive compact objects that even light cannot escape. At that time, the Newtonian theory of gravitation and the so-called corpuscular theory of light were dominant. In these theories, if the escape velocity of the gravitational influence of a massive object exceeds the speed of light, then light originating inside or from it can escape temporarily but will return. In 1958, David Finkelstein used general relativity to introduce a stricter definition of a local black hole event horizon as a boundary beyond which events of any kind cannot affect an outside observer, leading to information and firewall paradoxes, encouraging the re-examination of the concept of local event horizons and the notion of black holes. Several theories were subsequently developed, some with and some without event horizons. One of the leading developers of theories to describe black holes, Stephen Hawking, suggested that an apparent horizon should be used instead of an event horizon, saying, "gravitational collapse produces apparent horizons but no event horizons." He eventually concluded that "the absence of event horizons means that there are no black holes – in the sense of regimes from which light can't escape to infinity." (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Event_horizon ) PAH Hydrocarbure aromatique polycyclique Hydrocarbure aromatiques polycycliques Polycyclic aromatic hydrocarbon hydrocarbures aromatiques polycycliques polycyclic aromatic hydrocarbons hydrocarbure aromatique polycyclique polycyclic aromatic hydrocarbon Les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) sont une sous-famille des hydrocarbures aromatiques, c'est-à-dire des molécules constituées d’atomes de carbone et d’hydrogène mais dont la structure comprend au moins deux cycles aromatiques condensés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hydrocarbure_aromatique_polycyclique ) A polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) is a class of organic compounds that is composed of multiple aromatic rings. The simplest representative is naphthalene, having two aromatic rings and the three-ring compounds anthracene and phenanthrene. PAHs are uncharged, non-polar and planar. Many are colorless. Many of them are found in coal and in oil deposits, and are also produced by the combustion of organic matter—for example, in engines and incinerators or when biomass burns in forest fires. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polycyclic_aromatic_hydrocarbon ) Saturn VII Saturne VII Hyperion Hyperion Hypérion Hypérion (S VII Hyperion) est un satellite de Saturne découvert le 16 septembre 1848 par William Cranch Bond et son fils George Phillips Bond. Deux jours plus tard, William Lassell le découvrit indépendamment. C'est ce dernier qui le baptisa, en l'honneur d'Hypérion, Titan de la lumière (un dieu solaire archaïque), fils de Gaïa et d'Uranus, père d'Hélios (le Soleil), Séléné (la Lune) et Éos (l'Aurore). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hyp%C3%A9rion_(lune) ) Hyperion is a moon of Saturn that rotates chaotically and has a bizarre sponge-like appearance. Hyperion is the largest irregular satellite in the Solar System (Neptune's Proteus is larger but almost spherical), measuring 360 × 280 × 225 km. It was discovered by William and George Bond and, independently, by William Lassell, in 1848, and is also known as Saturn VII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Hyperion.html ) Hyperon Hypéron hyperons hypérons hyperon hypéron Les hypérons sont des particules de type baryon, composés d'au moins un quark étrange. Ce sont tous des hadrons fermioniques ayant une masse plus ou moins importante. Ils sont donc instables, et se désintègrent en mésons (particules composées de paires quark/anti-quark) et nucléons (particules d’isospin I = 1/2, qui sont composées de trois quarks de 1re génération, dont au moins un quark up et un quark down). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hyp%C3%A9ron ) In particle physics, a hyperon is any baryon containing one or more strange quarks, but no charm, bottom, or top quark. This form of matter may exist in a stable form within the core of some neutron stars. Hyperons are sometimes generically represented by the symbol Y. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hyperon ) Hyperplan Hyperplane hyperplanes hyperplans hyperplan hyperplane En mathématiques et plus particulièrement en algèbre linéaire et géométrie, les hyperplans d'un espace vectoriel E de dimension quelconque sont la généralisation des plans vectoriels d'un espace de dimension 3 : ce sont les sous-espaces vectoriels de codimension 1 dans E. Si E est de dimension finie n non nulle, ses hyperplans sont donc ses sous-espaces de dimension n – 1 : par exemple l'espace nul dans une droite vectorielle, une droite vectorielle dans un plan vectoriel, etc. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hyperplan ) In geometry, a hyperplane is a subspace whose dimension is one less than that of its ambient space. For example, if a space is 3-dimensional then its hyperplanes are the 2-dimensional planes, while if the space is 2-dimensional, its hyperplanes are the 1-dimensional lines. This notion can be used in any general space in which the concept of the dimension of a subspace is defined. In different settings, hyperplanes may have different properties. For instance, a hyperplane of an n-dimensional affine space is a flat subset with dimension n − 1 and it separates the space into two half spaces. While a hyperplane of an n-dimensional projective space does not have this property. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hyperplane ) Hypersurface Hypersurface hypersurfaces hypersurfaces hypersurface hypersurface En géométrie différentielle, une hypersurface d'une variété différentielle de dimension N, est une sous-variété de codimension 1, c'est-à-dire de dimension N-1. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hypersurface ) In geometry, a hypersurface is a generalization of the concepts of hyperplane, plane curve, and surface. A hypersurface is a manifold or an algebraic variety of dimension n − 1, which is embedded in an ambient space of dimension n, generally a Euclidean space, an affine space or a projective space. Hypersurfaces share, with surfaces in a three-dimensional space, the property of being defined by a single implicit equation, at least locally (near every point), and sometimes globally. A hypersurface in a (Euclidean, affine, or projective) space of dimension two is a plane curve. In a space of dimension three, it is a surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hypersurface ) Japet Saturn VIII Saturne VIII Iapetus Iapetus Japet (S VIII Japet ; désignation internationale Iapetus) est un satellite naturel de Saturne, le troisième plus grand satellite de la planète par la taille. Il fut découvert en 1671 par Jean-Dominique Cassini. Japet est principalement connu pour sa coloration, l'un de ses hémisphères étant particulièrement brillant tandis que l'autre est très sombre. La sonde Cassini a dévoilé d'autres caractéristiques rares, comme une crête équatoriale courant le long de la moitié du satellite. Il s'agit également du plus grand corps du Système solaire à ne pas être en équilibre hydrostatique, surpassant par son diamètre la quasi-totalité des candidats au statut de planète naine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Japet_(lune) ) Iapetus is an outer moon of Saturn, also known as Saturn VII, that was discovered by Giovanni Cassini in 1671. It is remarkable in that its brightness changes by a factor of seven as it moves around its orbit – a feature that has led to it being called the "yin and yang" moon. Whereas the leading hemisphere of Iapetus is as dark as asphalt with a slight reddish color, the trailing hemisphere is very bright. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/Iapetus.html ) Identité Bianchi identités de Bianchi Bianchi identity identité de Bianchi Les identités de Bianchi, ainsi désignées en l'honneur du mathématicien italien Luigi Bianchi, sont des équations satisfaites par le tenseur de Riemann R^α_(βγδ), objet mathématique qui reflète la courbure de la variété riemannienne sur laquelle il est calculé. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Identit%C3%A9s_de_Bianchi ) Bianchi's identities, thus designated in honor of the Italian mathematician Luigi Bianchi, are equations satisfied by the tensor of Riemann R^α_ (βγδ), a mathematical object which reflects the curvature of the Riemannian variety on which it is calculated. (traduit depuis "Wikipedia, L'Encylopédie Libre", https://fr.wikipedia.org/wiki/Identit%C3%A9s_de_Bianchi" ) imagery imageries imageries imagings imagerie imaging La représentation visuelle d'un corps astronomique en utilisant un détecteur bidimensionnel et des techniques informatiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=imaging&formSubmit=Search&showAll=1 ) The visual representation of an astronomical body using a two-dimensional detector and computerized techniques. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=imaging&formSubmit=Search&showAll=1 ) CCD imagery Imagerie CCD imageries CCD CCD imaging imagerie CCD microwave imagery Imagerie hyperfréquence Imagerie hyperfréquences Microwave imaging imageries hyperfréquences microwave imageries microwave imagings imagerie hyperfréquence microwave imaging millimeter wave imagery millimetre wave imagery millimetre wave imaging Imagerie onde millimétrique Imagerie ondes millimétriques Millimeter wave imaging imageries à ondes millimétriques millimeter wave imageries millimeter wave imagings millimetre wave imageries millimetre wave imagings imagerie à onde millimétrique millimeter wave imaging submillimeter wave imagery submillimetre wave imagery submillimetre wave imaging Imagerie onde submillimétrique Imagerie ondes submillimétriques Submillimeter wave imaging imageries à ondes submillimétriques submillimeter wave imageries submillimeter wave imagings submillimetre wave imageries submillimetre wave imagings imagerie à onde submillimétrique submillimeter wave imaging radar image radar imagery Imagerie radar Imagerie radars Radar imaging imageries radars radar imageries radar images radar imagings imagerie radar radar imaging Incertitude mesure Incertitude mesures Measurement uncertainty incertitudes de mesures measurement uncertainties incertitude de mesure measurement uncertainty En métrologie, une incertitude de mesure liée à un mesurage « caractérise la dispersion des valeurs attribuées à un mesurande, à partir des informations utilisées » (d'après le Bureau international des poids et mesures). Elle est considérée comme une dispersion et fait appel à des notions de statistique. Les causes de cette dispersion, liées à différents facteurs, influent sur le résultat de mesurage, donc sur l'incertitude et in fine sur la qualité de la mesure. Elle comprend de nombreuses composantes qui sont évaluées de deux façons différentes : certaines par une analyse statistique, d'autres par d'autres moyens. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Incertitude_de_mesure ) In metrology, measurement uncertainty is the expression of the statistical dispersion of the values attributed to a measured quantity. All measurements are subject to uncertainty and a measurement result is complete only when it is accompanied by a statement of the associated uncertainty, such as the standard deviation. By international agreement, this uncertainty has a probabilistic basis and reflects incomplete knowledge of the quantity value. It is a non-negative parameter. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Measurement_uncertainty ) Indice AE indices AE AE index indice AE Indice AL indices AL AL index indice AL Indice am am indexes indices am am index indice am Ap index Indice Ap ap indexes indices Ap ap index indice Ap Indice AU indices AU AU index indice AU color indices colour index colour indices Color index Indice couleur Indice couleurs color indexes colour indexes indices de couleurs color index indice de couleur En astronomie, l'indice de couleur d'un corps céleste (étoile, astéroïde, ...) désigne la différence entre les magnitudes apparentes de ce corps obtenues dans deux bandes spectrales différentes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Indice_de_couleur ) Color index is the difference between the apparent magnitude of a star at two different wavelengths (always the shorter-wavelength magnitude minus the longer-wavelength magnitude) to give a quantification of the star's color. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/color_index.html ) Indice Kp indices Kp Kp index indice Kp Indice PC indices PC PC index indice PC coefficient de réfraction index of refraction refraction indexes refraction indices refractive index refractive indexes refractive indices Indice réfraction Indice réfractions Refraction index coefficients de réfractions indexs of refraction indices de réfractions indice de réfraction refraction index L'indice de réfraction (souvent noté n ; en anglais, index of refraction ou IOR) est une grandeur sans dimension caractéristique d'un milieu, décrivant le comportement de la lumière dans celui-ci ; il dépend de la longueur d'onde de mesure mais aussi des caractéristiques de l'environnement (notamment pression et température). L'indice de réfraction est parfois appelé "constante optique" d'un matériau, ce qui est un abus de langage, puisqu'il est à la fois variable selon des grandeurs qui lui sont extérieures, et non unique pour un milieu donné, car lié aux propriétés optiques, cristallographiques ou encore diélectriques de la matière, qui ne sont pas nécessairement isotropes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Indice_de_r%C3%A9fraction#Notes_et_r%C3%A9f%C3%A9rences ) Of any optical medium, the ratio of the speed of light in vacuum (c) to that in the medium (v): n = c/v. The refractive index for vacuum, by definition, is 1. The refractive index of air is 1.00029 at standard temperature (25 °C) and pressure (1 atm). The refractive index of a medium depends on the wavelength of refracted wave. With light waves, n increases as the wavelength decreases. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=refractive+index&formSubmit=Search&showAll=1 ) Inflaton Inflaton inflatons inflatons inflaton inflaton L'inflaton, également appelé "faux vide" ou "champ scalaire primordial", est la forme d'une matière hypothétique responsable de l'inflation cosmique, cette époque où l'Univers a grandi de façon colossale. Du point de vue de la physique des particules, il s'agit d'un hypothétique champ scalaire, à l'instar du champ de Higgs électrofaible, mais qui est doté d'une dynamique très différente. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Inflaton ) The inflaton field is a hypothetical scalar field which is conjectured to have driven cosmic inflation in the very early universe. The field, originally postulated by Alan Guth, provides a mechanism by which a period of rapid expansion from 10⁻³⁵ to 10⁻³⁴ seconds after the initial expansion can be generated, forming a universe consistent with observed spatial isotropy and homogeneity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Inflaton ) informations quantiques quantum informations information quantique quantum information La théorie de l'information quantique, parfois abrégée simplement en information quantique, est un développement de la théorie de l'information de Claude Shannon exploitant les propriétés de la mécanique quantique, notamment le principe de superposition ou encore l'intrication. L'unité qui est utilisée pour quantifier l'information quantique est le qubit, par analogie avec le bit d'information classique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Information_quantique ) Quantum information is the information of the state of a quantum system. It is the basic entity of study in quantum information theory, and can be manipulated using quantum information processing techniques. Quantum information refers to both the technical definition in terms of Von Neumann entropy and the general computational term. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_information ) Instanton Instanton instantons instantons instanton instanton En mécanique quantique et en théorie quantique des champs, un instanton est une solution classique des équations du mouvement c'est-à-dire correspondant à un extremum local de l'action qui définit la théorie, mais pas à un minimum global. Puisque la théorie perturbative considère la plupart du temps un développement en puissance de la constante de couplage de la théorie au voisinage du minimum global de l'action, appelé l'état fondamental, les instantons sont inaccessibles à ce développement et constituent de ce point de vue des phénomènes non-perturbatifs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Instanton ) An instanton (or pseudoparticle) is a notion appearing in theoretical and mathematical physics. An instanton is a classical solution to equations of motion with a finite, non-zero action, either in quantum mechanics or in quantum field theory. More precisely, it is a solution to the equations of motion of the classical field theory on a Euclidean spacetime. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Instanton ) Astrometric instruments Instrument astrométrie Instrument astrométries astrometric instruments instruments d'astrométries astrometric instrument instrument d'astrométrie Astronomical instruments Instrument astronomique Instrument astronomiques astronomical instruments instruments astronomiques astronomical instrument instrument astronomique Un dispositif utilisé pour observer et étudier les objects astronomiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astronomical+instrument&formSubmit=Search&showAll=1 ) A device used to observe and study astronomical objects. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astronomical+instrument&formSubmit=Search&showAll=1 ) Cauchy integral Intégrale Cauchy formules intégrales de Cauchy Cauchy's integral formula formule intégrale de Cauchy La formule intégrale de Cauchy, due au mathématicien Augustin Louis Cauchy, est un point essentiel de l'analyse complexe. Elle exprime le fait que la valeur en un point d'une fonction holomorphe est complètement déterminée par les valeurs qu'elle prend sur un chemin fermé contenant (c'est-à-dire entourant) ce point. Elle peut aussi être utilisée pour exprimer sous forme d'intégrales toutes les dérivées d'une fonction holomorphe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Formule_int%C3%A9grale_de_Cauchy ) In mathematics, Cauchy's integral formula, named after Augustin-Louis Cauchy, is a central statement in complex analysis. It expresses the fact that a holomorphic function defined on a disk is completely determined by its values on the boundary of the disk, and it provides integral formulas for all derivatives of a holomorphic function. Cauchy's formula shows that, in complex analysis, "differentiation is equivalent to integration": complex differentiation, like integration, behaves well under uniform limits – a result that does not hold in real analysis. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cauchy%27s_integral_formula ) Lebesgue integration intégration de Lebesgue Intégrale Lebesgue intégrales de Lebesgue intégrations de Lebesgue Lebesgue integral intégrale de Lebesgue En mathématiques, l’intégrale de Lebesgue désigne à la fois une théorie relative à l'intégration et à la mesure, et le résultat de l'intégration d'une fonction à valeurs réelles définie sur R ou sur Rⁿ muni de la mesure de Lebesgue. Généralisant l'intégrale de Riemann, l'intégrale de Lebesgue joue un rôle important en analyse, en théorie des probabilités et dans beaucoup d'autres domaines des mathématiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Int%C3%A9grale_de_Lebesgue ) In mathematics, the integral of a non-negative function of a single variable can be regarded, in the simplest case, as the area between the graph of that function and the x-axis. The Lebesgue integral, named after French mathematician Henri Lebesgue, extends the integral to a larger class of functions. It also extends the domains on which these functions can be defined. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lebesgue_integration ) Intégrale multiple Intégrale multiples Multiple integral intégrales multiples multiple integrals intégrale multiple multiple integral En analyse mathématique, l'intégrale multiple est une forme d'intégrale qui s'applique aux fonctions de plusieurs variables réelles. Les deux principaux outils de calcul sont le changement de variables et le théorème de Fubini. Ce dernier permet de ramener de proche en proche un calcul d'intégrale multiple à des calculs d'intégrales simples, et d'interpréter le "volume" d'un domaine "simple" de dimension n (ou son hypervolume si n > 3) comme l'intégrale d'une fonction de n – 1 variables, de même que l'intégrale définie d'une fonction continue positive d'une variable est égale à "l'aire sous la courbe" associée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Int%C3%A9grale_multiple ) In mathematics (specifically multivariable calculus), a multiple integral is a definite integral of a function of several real variables, for instance, f(x,y) or f(x,y,z). Integrals of a function of two variables over a region in R²(the real-number plane) are called double integrals, and integrals of a function of three variables over a region in R³(real-number 3D space) are called triple integrals. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Multiple_integral ) intégrales de Riemann Riemann integral intégrale de Riemann En analyse réelle, l'intégrale de Riemann est une façon de définir l'intégrale, sur un segment, d'une fonction réelle bornée et presque partout continue. En termes géométriques, cette intégrale s'interprète comme l'aire du domaine sous la courbe représentative de la fonction, comptée algébriquement. Le procédé général utilisé pour définir l'intégrale de Riemann est l'approximation par des fonctions en escalier, pour lesquelles la définition de l'aire sous la courbe est aisée. Les fonctions (définies sur un segment) pour lesquelles cette définition est possible sont dites intégrables au sens de Riemann. C'est le cas notamment des fonctions monotones ou continues par morceaux, ou même seulement réglées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Int%C3%A9grale_de_Riemann ) In the branch of mathematics known as real analysis, the Riemann integral, created by Bernhard Riemann, was the first rigorous definition of the integral of a function on an interval. It was presented to the faculty at the University of Göttingen in 1854, but not published in a journal until 1868. For many functions and practical applications, the Riemann integral can be evaluated by the fundamental theorem of calculus or approximated by numerical integration. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemann_integral ) Intégrale Riemann Liouville Riemann Liouville integral intégrale de Riemann Liouville intégrales de Riemann Liouville intégrales de Riemann-Liouville Riemann-Liouville integral intégrale de Riemann-Liouville En mathématiques, l'intégrale de Riemann-Liouville associe à une fonction réelle f : R → R une autre fonction I^α f de même nature pour chaque valeur du paramètre α > 0 . L'intégrale est une manière de généraliser la primitive répétée de f en ce sens que pour des valeurs entières positives de α, Iα f est une primitive itérée de f d'ordre α . L'intégrale de Riemann-Liouville porte le nom de Bernhard Riemann et Joseph Liouville, ce dernier étant le premier à envisager la possibilité du calcul fractionnaire en 1832. L'opérateur s'accorde avec la transformée d'Euler, d'après Leonhard Euler, lorsqu'elle est appliquée aux fonctions analytiques. Elle a été généralisée à des dimensions arbitraires par Marcel Riesz, qui a introduit le potentiel de Riesz. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Int%C3%A9grale_de_Riemann-Liouville ) In mathematics, the Riemann–Liouville integral associates with a real function f : R → R another function I^α f of the same kind for each value of the parameter α > 0. The integral is a manner of generalization of the repeated antiderivative of f in the sense that for positive integer values of α, Iα f is an iterated antiderivative of f of order α. The Riemann–Liouville integral is named for Bernhard Riemann and Joseph Liouville, the latter of whom was the first to consider the possibility of fractional calculus in 1832. The operator agrees with the Euler transform, after Leonhard Euler, when applied to analytic functions. It was generalized to arbitrary dimensions by Marcel Riesz, who introduced the Riesz potential. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemann%E2%80%93Liouville_integral ) Riemann-Stieltjes integral Intégrale Stieltjes intégrales de Stieltjes Stieltjes integral intégrale de Stieltjes L'intégrale de Stieltjes constitue une généralisation de l'intégrale ordinaire, ou intégrale de Riemann. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Int%C3%A9grale_de_Stieltjes ) In mathematics, the Riemann–Stieltjes integral is a generalization of the Riemann integral, named after Bernhard Riemann and Thomas Joannes Stieltjes. The definition of this integral was first published in 1894 by Stieltjes. It serves as an instructive and useful precursor of the Lebesgue integral, and an invaluable tool in unifying equivalent forms of statistical theorems that apply to discrete and continuous probability. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemann%E2%80%93Stieltjes_integral ) Intégrale stochastique Intégrale stochastiques Stochastic integral intégrales stochastiques stochastic integrals intégrale stochastique stochastic integral Intégrale Wiener Wiener integral Wiener process processus de Wiener En mathématiques, le processus de Wiener est un processus stochastique à temps continu nommé ainsi en l'honneur de Norbert Wiener. Il permet de modéliser le mouvement brownien. C'est l'un des processus de Lévy les mieux connus. Il est souvent utilisé en mathématique appliquée, en économie et en physique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_de_Wiener ) In mathematics, the Wiener process is a real-valued continuous-time stochastic process named in honor of American mathematician Norbert Wiener for his investigations on the mathematical properties of the one-dimensional Brownian motion. It is often also called Brownian motion due to its historical connection with the physical process of the same name originally observed by Scottish botanist Robert Brown. It is one of the best known Lévy processes (càdlàg stochastic processes with stationary independent increments) and occurs frequently in pure and applied mathematics, economics, quantitative finance, evolutionary biology, and physics. The Wiener process plays an important role in both pure and applied mathematics. In pure mathematics, the Wiener process gave rise to the study of continuous time martingales. It is a key process in terms of which more complicated stochastic processes can be described. As such, it plays a vital role in stochastic calculus, diffusion processes and even potential theory. It is the driving process of Schramm–Loewner evolution. In applied mathematics, the Wiener process is used to represent the integral of a white noise Gaussian process, and so is useful as a model of noise in electronics engineering (see Brownian noise), instrument errors in filtering theory and disturbances in control theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wiener_process ) calcul numérique d'une intégrale numerical quadrature quadrature numérique Intégration numérique Intégration numériques Numerical integration calculs numériques d'une intégrales intégrations numériques numerical integrations numerical quadratures quadratures numériques intégration numérique numerical integration En analyse numérique, il existe une vaste famille d’algorithmes dont le but principal est d’estimer la valeur numérique de l’intégrale définie sur un domaine particulier pour une fonction donnée (par exemple l’intégrale d’une fonction d’une variable sur un intervalle). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Calcul_num%C3%A9rique_d%27une_int%C3%A9grale ) In analysis, numerical integration comprises a broad family of algorithms for calculating the numerical value of a definite integral, and by extension, the term is also sometimes used to describe the numerical solution of differential equations. The term numerical quadrature (often abbreviated to quadrature) is more or less a synonym for numerical integration, especially as applied to one-dimensional integrals. Some authors refer to numerical integration over more than one dimension as cubature; others take quadrature to include higher-dimensional integration. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Numerical_integration ) Configuration interaction Interaction configuration Interaction configurations configuration interactions interactions de configurations configuration interaction interaction de configuration L'interaction de configuration (configuration interaction en anglais - CI) est une méthode post-Hartree-Fock linéaire variationnelle pour la résolution de l'équation de Schrödinger non relativiste dans l'approximation de Born-Oppenheimer pour un système chimique quantique multi-électronique. Deux sens sont liés à l'expression d'« interaction de configuration » dans ce contexte. Mathématiquement, le terme de configuration décrit simplement la combinaison linéaire de déterminants de Slater utilisée pour la fonction d'onde. En termes de spécification de l'occupation des orbitales (par exemple 1s²2s²2p¹...), le mot interaction signifie le mélange (interaction) de différentes configurations électroniques (états). En raison des temps de calculs nécessaires et du matériel requis pour des calculs CI, cette méthode est restreinte à des systèmes relativement petits. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interaction_de_configuration ) Configuration interaction (CI) is a post-Hartree–Fock linear variational method for solving the nonrelativistic Schrödinger equation within the Born–Oppenheimer approximation for a quantum chemical multi-electron system. Mathematically, configuration simply describes the linear combination of Slater determinants used for the wave function. In terms of a specification of orbital occupation (for instance, (1s)²(2s)²(2p)¹...), interaction means the mixing (interaction) of different electronic configurations (states). Due to the long CPU time and large memory required for CI calculations, the method is limited to relatively small systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Configuration_interaction ) interaction coulombienne Interaction coulombienne Interaction coulombiennes interactions coulombiennes interactions de Coulomb Coulomb interaction interaction de Coulomb La force réciproque entre 2 ou plusieurs particules chargées en accord avec la loi de Coulomb. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coulomb+interaction&formSubmit=Search&showAll=1 ) The reciprocal force between two or more charged particles according to Coulomb's law. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coulomb+interaction&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-21 force faible force nucléaire faible weak force weak nuclear force Interaction faible Interaction faibles Weak interaction forces faibles forces nucléaires faibles interactions faibles weak forces weak interactions weak nuclear forces interaction faible weak interaction L'interaction faible (aussi appelée force faible et parfois force nucléaire faible) est l'une des quatre interactions fondamentales de la nature, les trois autres étant les interactions électromagnétique, forte et gravitationnelle. Elle est responsable de la désintégration radioactive de particules subatomiques et est à l'origine de la fusion nucléaire dans les étoiles. Elle affecte toutes les catégories de fermions connues, à commencer par les électrons, les quarks et les neutrinos. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interaction_faible ) In nuclear physics and particle physics, the weak interaction, which is also often called the weak force or weak nuclear force, is one of the four known fundamental interactions, with the others being electromagnetism, the strong interaction, and gravitation. It is the mechanism of interaction between subatomic particles that is responsible for the radioactive decay of atoms: The weak interaction participates in nuclear fission and nuclear fusion. The theory describing its behaviour and effects is sometimes called quantum flavourdynamics (QFD); however, the term QFD is rarely used, because the weak force is better understood by electroweak theory (EWT). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weak_interaction ) 2022-09-21 color force colour force force de couleur force forte force nucléaire forte strong force strong nuclear force Interaction forte Interaction fortes Strong interaction color forces colour forces forces de couleurs forces fortes forces nucléaires fortes interactions fortes strong forces strong interactions strong nuclear forces interaction forte strong interaction L'interaction forte, ou force forte, appelée parfois force de couleur, ou interaction nucléaire forte, est l'une des trois interactions entre particules élémentaires de la matière dans le modèle standard aux côtés de l'interaction électromagnétique et de l'interaction faible. La toute première des interactions observée dans l'histoire, l'interaction gravitationnelle, ajoute sa contribution dans la recherche d'une théorie du tout rassemblant les quatre interactions fondamentales. L'interaction forte agit sur les particules porteuses d'une charge de couleur : quarks, antiquarks et gluons, ces derniers étant les porteurs de l'interaction elle-même (de la même façon que la force électromagnétique est portée par les photons). En assurant une neutralité de la couleur, cette force maintient les quarks ensemble pour former les hadrons. Selon le type des quarks composant un hadron, on parlera de baryon (trois quarks) ou de méson (paires quark/antiquark). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interaction_forte ) The strong interaction or strong force is a fundamental interaction that confines quarks into proton, neutron, and other hadron particles. The strong interaction also binds neutrons and protons to create atomic nuclei, where it is called the nuclear force. Most of the mass of a common proton or neutron is the result of the strong interaction energy; the individual quarks provide only about 1% of the mass of a proton. At the range of 10⁻¹⁵ m (slightly more than the radius of a nucleon), the strong force is approximately 100 times as strong as electromagnetism, 10⁶times as strong as the weak interaction, and 10³⁸ times as strong as gravitation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Strong_interaction ) Gravitational interaction Interaction gravitationnelle Interaction gravitationnelles gravitational interactions interactions gravitationnelles gravitational interaction interaction gravitationnelle L'attraction mutuelle entre deux corps quelconques ayant une masse. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitational+interaction&formSubmit=Search&showAll=1 ) Mutual attraction between any two bodies that have mass. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitational+interaction&formSubmit=Search&showAll=1 ) ionosphere-magnetosphere interaction Interaction ionosphère magnétosphère Interaction ionosphères magnétosphères Ionosphere magnetosphere coupling interaction ionosphère magnétosphère interactions ionosphère magnétosphères interactions ionosphère-magnétosphères ionosphere magnetosphere coupling ionosphere magnetosphere couplings ionosphere magnetosphere interaction ionosphere magnetosphere interactions ionosphere-magnetosphere couplings ionosphere-magnetosphere interactions interaction ionosphère-magnétosphère ionosphere-magnetosphere coupling ionosphere-stratosphere interaction Interaction ionosphère stratosphère Interaction ionosphères stratosphères Ionosphere stratosphere coupling interaction ionosphère stratosphère interactions ionosphère stratosphères interactions ionosphère-stratosphères ionosphere stratosphere coupling ionosphere stratosphere couplings ionosphere stratosphere interaction ionosphere stratosphere interactions ionosphere-stratosphere couplings ionosphere-stratosphere interactions interaction ionosphère-stratosphère ionosphere-stratosphere coupling ionosphere-thermosphere interaction Interaction ionosphère thermosphère Interaction ionosphères thermosphères Ionosphere thermosphere interaction interaction ionosphère thermosphère interactions ionosphère thermosphères interactions ionosphère-thermosphères ionosphere thermosphere coupling ionosphere thermosphere couplings ionosphere thermosphere interaction ionosphere thermosphere interactions ionosphere-thermosphere couplings ionosphere-thermosphere interactions interaction ionosphère-thermosphère ionosphere-thermosphere coupling Interaction nucléaire Interaction nucléaires Nuclear interaction interactions nucléaires nuclear interactions interaction nucléaire nuclear interaction Interaction onde particule Interaction ondes particules Particle wave interaction interaction onde particule interactions onde particules interactions onde-particules particle wave interaction particle wave interactions particle-wave interactions interaction onde-particule particle-wave interaction Interaction photon électron Interaction photons électrons Photon electron interaction interaction photon électron interactions photon électrons interactions photon-électrons photon electron interactions interaction photon-électron photon electron interaction stratosphere-troposphere interaction Interaction stratosphère troposphère Interaction stratosphères troposphères Stratosphere troposphere coupling interaction stratosphère troposphère interactions stratosphère troposphères interactions stratosphère-troposphères stratosphere troposphere coupling stratosphere troposphere couplings stratosphere troposphere interaction stratosphere troposphere interactions stratosphere-troposphere couplings stratosphere-troposphere interactions interaction stratosphère-troposphère stratosphere-troposphere coupling force de van der Waals liaison de van der Waals van der Waals force Interaction van der Waals Interaction vans ders Waals Van der Waals interaction forces de vans ders Waals interactions de vans ders Waals liaisons de vans ders Waals van der Waals forces van der Waals interactions interaction de van der Waals van der Waals interaction En physique et en chimie, une force de van der Waals, interaction de van der Waals ou liaison de van der Waals est un potentiel interatomique dû à une interaction électrique de faible intensité entre deux atomes ou molécules, ou entre une molécule et un cristal. Elle représente la moyenne statistique de toutes les configurations possibles pour l'interaction, pondérées par leur probabilité à l'équilibre thermodynamique. Cette moyenne conduit à une force attractive. Ces forces ont été nommées en l'honneur du physicien néerlandais Johannes Diderik van der Waals (1837 - 1923), prix Nobel de physique 1910, qui fut le premier à introduire leurs effets dans les équations d'état des gaz en 1873. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Force_de_van_der_Waals ) In molecular physics, the van der Waals force is a distance-dependent interaction between atoms or molecules. Unlike ionic or covalent bonds, these attractions do not result from a chemical electronic bond; they are comparatively weak and therefore more susceptible to disturbance. The van der Waals force quickly vanishes at longer distances between interacting molecules. Named after Dutch physicist Johannes Diderik van der Waals, the van der Waals force plays a fundamental role in fields as diverse as supramolecular chemistry, structural biology, polymer science, nanotechnology, surface science, and condensed matter physics. It also underlies many properties of organic compounds and molecular solids, including their solubility in polar and non-polar media. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Van_der_Waals_force ) interféromètre radio radiowave interferometer Interféromètre onde radio Interféromètre ondes radios Radiowave interferometer interféromètres radios interféromètres à ondes radios radio interferometers radiowave interferometers interféromètre à ondes radio radio interferometer Un interféromètre conçu por les radiofréquences. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+interferometer&formSubmit=Search&showAll=1 ) An interferometer designed for radio frequencies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+interferometer&formSubmit=Search&showAll=1 ) atomic interferometry Atom interferometry Interférométrie atomique Interférométrie atomiques atom interferometries atomic interferometries interférométries atomiques atom interferometry interférométrie atomique Un interféromètre atomique est un interféromètre qui utilise le caractère d'onde des atomes. De manière similaire aux interféromètres optiques, les interféromètres atomiques mesurent la différence de phase entre les ondes de matière atomiques le long de différents chemins. Les interféromètres atomiques ont de nombreuses utilisations en physique fondamentale, y compris les mesures de la constante gravitationnelle, la constante de structure fine, l'universalité de la chute libre, et ont été proposés comme méthode pour détecter les ondes gravitationnelles. Ils ont également des utilisations appliquées comme accéléromètres, capteurs de rotation et gradomètres de gravité. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Atom_interferometer ) An atom interferometer is an interferometer which uses the wave character of atoms. Similar to optical interferometers, atom interferometers measure the difference in phase between atomic matter waves along different paths. Atom interferometers have many uses in fundamental physics including measurements of the gravitational constant, the fine-structure constant, the universality of free fall, and have been proposed as a method to detect gravitational waves. They also have applied uses as accelerometers, rotation sensors, and gravity gradiometers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atom_interferometer ) radio interferometry Interférométrie onde radio Interférométrie ondes radios Radiowave interferometry interférométries à ondes radios radio interferometries radiowave interferometries interférométrie à ondes radio radiowave interferometry Interférométrie optique Interférométrie optiques Optical interferometry interférométries optiques optical interferometries interférométrie optique optical interferometry VLBI VLBI VLBI imaging VLBI interferometry VLBI mapping interférométrie VLBI Interférométrie radio VLBI Interférométrie radios VLBI VLBI radio interferometry interférométries VLBI interférométries à très longues bases veries long baseline interferometries veries-long-baseline interferometries very long baseline interferometry interférométrie à très longue base very-long-baseline interferometry L'interférométrie à très longue base (ou VLBI, Very Long Baseline Interferometry) est un procédé d'interférométrie astronomique utilisé en radioastronomie, dans lequel les données reçues de chaque antenne du réseau sont marquées avec une heure précise, généralement fournie par une horloge atomique locale, puis enregistrées sur bande magnétique ou disque dur. Les enregistrements de chaque antenne sont ensuite rassemblés et corrélés afin de produire l'image résultante. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interf%C3%A9rom%C3%A9trie_%C3%A0_tr%C3%A8s_longue_base ) Very-long-baseline interferometry (VLBI) is a type of astronomical interferometry used in radio astronomy. In VLBI a signal from an astronomical radio source, such as a quasar, is collected at multiple radio telescopes on Earth or in space. The distance between the radio telescopes is then calculated using the time difference between the arrivals of the radio signal at different telescopes. This allows observations of an object that are made simultaneously by many radio telescopes to be combined, emulating a telescope with a size equal to the maximum separation between the telescopes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Very-long-baseline_interferometry ) interférométrie des granularités Interférométrie speckle Interférométrie speckles Speckle interferometry interférométries des granularités interférométries des tavelures speckle interferometries interférométrie des tavelures speckle interferometry L'interférométrie des tavelures est une technique de traitement d'image utilisée en astronomie qui permet d'augmenter de façon radicale le pouvoir de résolution d'un télescope au sol. Mise au point en 1970 par l'astronome français Antoine Labeyrie, son utilisation a mené à nombre de découvertes, dont la lune de Pluton, Charon, la qualité binaire de certaines étoiles autrement perçues comme simples, et la détection de taches solaires à la surface d'étoiles géantes comme Bételgeuse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interf%C3%A9rom%C3%A9trie_des_tavelures ) A technique for generating a clear composite image of a celestial object blurred by atmospheric turbulence in which a large number of short-exposure photographs are mathematically correlated by a computer. By comparing the behavior of the speckles in a series of images it is possible to approach the theoretical resolution of the telescope. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=speckle+interferometry&formSubmit=Search&showAll=1 ) Interpolation Interpolation interpolations interpolations interpolation interpolation En analyse numérique (et dans son application algorithmique discrète pour le calcul numérique), l'interpolation est une opération mathématique permettant de remplacer une courbe ou une fonction par une autre courbe (ou fonction) plus simple, mais qui coïncide avec la première en un nombre fini de points (ou de valeurs) donnés au départ. Suivant le type d'interpolation, outre le fait de coïncider en un nombre fini de points ou de valeurs, il peut aussi être demandé à la courbe ou à la fonction construite de vérifier des propriétés supplémentaires. Le choix des points (ou valeurs) de départ est un élément important dans l'intérêt de la construction. Le type le plus simple d'interpolation de courbe est l'interpolation linéaire, qui consiste à "joindre les points" donnés par des segments de droite. Elle peut servir à estimer les points de la courbe situés entre ceux donnés au départ. Le même principe sert pour estimer les valeurs intermédiaires de celles données dans une table trigonométrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interpolation_num%C3%A9rique ) In the mathematical field of numerical analysis, interpolation is a type of estimation, a method of constructing (finding) new data points based on the range of a discrete set of known data points. In engineering and science, one often has a number of data points, obtained by sampling or experimentation, which represent the values of a function for a limited number of values of the independent variable. It is often required to interpolate; that is, estimate the value of that function for an intermediate value of the independent variable. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interpolation ) Interpolation Hermite interpolations de Hermite Hermite interpolation interpolation de Hermite En analyse numérique, l'interpolation d'Hermite, nommée d'après le mathématicien Charles Hermite, est une extension de l'interpolation de Lagrange, qui consiste, pour une fonction dérivable donnée et un nombre fini de points donnés, à construire un polynôme qui est à la fois interpolateur (c'est-à-dire dont les valeurs aux points donnés coïncident avec celles de la fonction) et osculateur (c'est-à-dire dont les valeurs de la dérivée aux points donnés coïncident avec celles de la dérivée de la fonction). Cette méthode d'interpolation permet d'éviter les phénomènes de Runge dans l'interpolation numérique ou, plus simplement, de manipuler des polynômes ayant des propriétés proches de celles de la fonction interpolée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interpolation_d%27Hermite ) In numerical analysis, Hermite interpolation, named after Charles Hermite, is a method of polynomial interpolation, which generalizes Lagrange interpolation. Lagrange interpolation allows computing a polynomial of degree less than n that takes the same value at n given points as a given function. Instead, Hermite interpolation computes a polynomial of degree less than mn such that the polynomial and its m − 1 first derivatives have the same values at n given points as a given function and its m − 1 first derivatives. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hermite_interpolation ) Hermite Birkhoff interpolation Interpolation Hermite Birkhoff interpolation de Hermite Birkhoff interpolations de Hermite Birkhoff interpolations de Hermite-Birkhoff Hermite-Birkhoff interpolation interpolation de Hermite-Birkhoff Hermite Fejér interpolation Interpolation Hermite Fejér interpolation de Hermite Fejér interpolations de Hermite Fejér interpolations de Hermite-Fejér Hermite-Fejér interpolation interpolation de Hermite-Fejér Interpolation Lagrange interpolations de Lagrange Lagrange interpolation interpolation de Lagrange En analyse numérique, les polynômes de Lagrange, du nom de Joseph-Louis Lagrange, permettent d'interpoler une série de points par un polynôme qui passe exactement par ces points appelés aussi nœuds. Cette technique d'interpolation polynomiale a été découverte par Edward Waring en 1779 et redécouverte plus tard par Leonhard Euler en 1783. C'est un cas particulier du théorème des restes chinois. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interpolation_lagrangienne ) In numerical analysis, the Lagrange interpolating polynomial is the unique polynomial of lowest degree that interpolates a given set of data. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lagrange_polynomial ) Interpolation linéaire Interpolation linéaires Linear interpolation interpolations linéaires linear interpolations interpolation linéaire linear interpolation L’interpolation linéaire est la méthode la plus simple pour estimer la valeur prise par une fonction continue entre deux points déterminés (interpolation). Elle consiste à utiliser pour cela la fonction affine (de la forme f(x) = m.x + b) passant par les deux points déterminés. Cette technique était d'un emploi systématique lorsque l'on ne disposait que de tables numériques pour le calcul avec les fonctions transcendantes : les tables comportaient d'ailleurs à cet effet en marge les « différences tabulaires », auxiliaire de calcul servant à l'interpolation linéaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interpolation_lin%C3%A9aire ) In mathematics, linear interpolation is a method of curve fitting using linear polynomials to construct new data points within the range of a discrete set of known data points. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Linear_interpolation ) Interpolation multivariable Interpolation multivariables Multivariate interpolation interpolations multivariables multivariate interpolations interpolation multivariable multivariate interpolation En analyse numérique, l'interpolation multivariée ou l'interpolation spatiale désigne l'interpolation numérique de fonctions de plus d'une variable. Le problème est similaire à celui de l'interpolation polynomiale sur un intervalle réel : on connait les valeurs d'une fonction à interpoler aux points (x_i, y_i, z_i) et l'objectif consiste à évaluer la valeur de la fonction en des points ( x , y , z , … ). L'interpolation multivariée est notamment utilisée en géostatistique, où elle est utilisée pour reconstruire les valeurs d'une variable régionalisée sur un domaine à partir d'échantillons connus en un nombre limité de points. Par exemple en météorologie, il s'agit de l'estimation de valeurs intermédiaires inconnues à partir de valeurs discrètes connues d'une variable dépendante, comme la température, sur une carte météorologique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interpolation_multivari%C3%A9e ) In numerical analysis, multivariate interpolation is interpolation on functions of more than one variable; when the variates are spatial coordinates, it is also known as spatial interpolation. The function to be interpolated is known at given points (x_i, y_i, z_i) and the interpolation problem consists of yielding values at arbitrary points ( x , y , z , … ). Multivariate interpolation is particularly important in geostatistics, where it is used to create a digital elevation model from a set of points on the Earth's surface (for example, spot heights in a topographic survey or depths in a hydrographic survey). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Multivariate_interpolation ) Interpolation polynomiale Interpolation polynomiales Polynomial interpolation interpolations polynomiales polynomial interpolations interpolation polynomiale polynomial interpolation En mathématiques, en analyse numérique, l'interpolation polynomiale est une technique d'interpolation d'un ensemble de données ou d'une fonction par un polynôme. En d'autres termes, étant donné un ensemble de points (obtenu, par exemple, à la suite d'une expérience), on cherche un polynôme qui passe par tous ces points, p(x_i) = y_i, et éventuellement vérifie d'autres conditions, de degré si possible le plus bas. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interpolation_polynomiale ) In numerical analysis, polynomial interpolation is the interpolation of a given data set by the polynomial of lowest possible degree that passes through the points of the dataset. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polynomial_interpolation ) Interpolation rationnelle Interpolation rationnelles Rational interpolation interpolations rationnelles rational interpolations interpolation rationnelle rational interpolation emmêlement quantique enchevêtrement quantique Intrication quantique Intrication quantiques Quantum entanglement emmêlements quantiques enchevêtrements quantiques intrications quantiques quantum entanglements intrication quantique quantum entanglement En mécanique quantique, l'intrication quantique, ou enchevêtrement quantique, est un phénomène dans lequel deux particules (ou groupes de particules) forment un système lié, et présentent des états quantiques dépendant l'un de l'autre quelle que soit la distance qui les sépare. Un tel état est dit "intriqué" ou "enchevêtré", parce qu'il existe des corrélations entre les propriétés physiques observées de ces particules distinctes. En effet, le théorème de Bell démontre que l'intrication donne lieu à des actions non locales. Ainsi, deux objets intriqués O₁ et O₂ ne sont pas indépendants même séparés par une grande distance, et il faut considérer {O₁+O₂} comme un système unique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Intrication_quantique ) Quantum entanglement is the phenomenon that occurs when a group of particles are generated, interact, or share spatial proximity in a way such that the quantum state of each particle of the group cannot be described independently of the state of the others, including when the particles are separated by a large distance. The topic of quantum entanglement is at the heart of the disparity between classical and quantum physics: entanglement is a primary feature of quantum mechanics not present in classical mechanics. Measurements of physical properties such as position, momentum, spin, and polarization performed on entangled particles can, in some cases, be found to be perfectly correlated. For example, if a pair of entangled particles is generated such that their total spin is known to be zero, and one particle is found to have clockwise spin on a first axis, then the spin of the other particle, measured on the same axis, is found to be anticlockwise. However, this behavior gives rise to seemingly paradoxical effects: any measurement of a particle's properties results in an irreversible wave function collapse of that particle and changes the original quantum state. With entangled particles, such measurements affect the entangled system as a whole. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_entanglement ) Adiabatic invariance Invariance adiabatique Invariance adiabatiques adiabatic invariances invariances adiabatiques adiabatic invariance invariance adiabatique Une propriété d'un système physique, comme l'entropie d'un gaz, qui reste approximativement constante lorsque des changements se produisent lentement est appelé invariant adiabatique. Cela signifie que si un système est amené à varier entre deux points terminaux, lorsque le temps pour la variation entre les points terminaux est augmenté à l'infini, la variation d'un invariant adiabatique entre les deux points terminaux tend vers zéro. En thermodynamique, un processus adiabatique est un changement qui se produit sans flux de chaleur; il peut être lent ou rapide. Un processus adiabatique réversible est un processus adiabatique qui se produit lentement par rapport au temps à atteindre l'équilibre. Dans un processus adiabatique réversible, le système est en équilibre à toutes les étapes et l'entropie est constante. Dans la 1ère moitié du 20e siècle, les scientifiques qui ont travaillé en physique quantique ont utilisé le terme "adiabatique" pour les processus adiabatiques réversibles et plus tard pour toutes les conditions qui changent progressivement et qui permettent au système d'adapter sa configuration. La définition en terme de mécanique quantique est plus proche du concept thermodynamique d'un processus quasi-statique et n'a aucune relation directe avec les processus adiabatiques en thermodynamique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Adiabatic_invariant ) A property of a physical system, such as the entropy of a gas, that stays approximately constant when changes occur slowly is called an adiabatic invariant. By this it is meant that if a system is varied between two end points, as the time for the variation between the end points is increased to infinity, the variation of an adiabatic invariant between the two end points goes to zero. In thermodynamics, an adiabatic process is a change that occurs without heat flow; it may be slow or fast. A reversible adiabatic process is an adiabatic process that occurs slowly compared to the time to reach equilibrium. In a reversible adiabatic process, the system is in equilibrium at all stages and the entropy is constant. In the 1st half of the 20th century the scientists that worked in quantum physics used the term "adiabatic" for reversible adiabatic processes and later for any gradually changing conditions which allow the system to adapt its configuration. The quantum mechanical definition is closer to the thermodynamical concept of a quasistatic process, and has no direct relation with adiabatic processes in thermodynamics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Adiabatic_invariant ) C symmetry charge symmetry symétrie C symétrie de charge Invariance C charge siesmmetries invariances C symétries C symétries de charges C invariance invariance C CP symmetry CP violation charge-parity symmetry symétrie CP symétrie charge-parité violation CP Invariance CP charge parities siesmmetries charge parity symmetry charge-parities siesmmetries invariances CP symétrie charge parité symétries CP symétries charge parités symétries charge-parités violations CP CP invariance invariance CP CPT symmetry CPT violation charge-parity-time symmetry symétrie CPT symétrie charge-parité-temps violation CPT Invariance CPT charge parities time siesmmetries charge parity time symmetry charge-parities-time siesmmetries invariances CPT symétrie charge parité temps symétries CPT symétries charge parité temps symétries charge-parité-temps violations CPT CPT invariance invariance CPT La symétrie CPT est une symétrie des lois physiques pour les transformations impliquant de manière simultanée la charge, la parité et le temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sym%C3%A9trie_CPT ) Charge, parity, and time reversal symmetry is a fundamental symmetry of physical laws under the simultaneous transformations of charge conjugation (C), parity transformation (P), and time reversal (T). CPT is the only combination of C, P, and T that is observed to be an exact symmetry of nature at the fundamental level. The CPT theorem says that CPT symmetry holds for all physical phenomena, or more precisely, that any Lorentz invariant local quantum field theory with a Hermitian Hamiltonian must have CPT symmetry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/CPT_symmetry ) scale invariant scaling invariance scaling invariant Invariance échelle Invariance échelles Scale invariance invariances d'échelles scale invariances scale invariants scaling invariances scaling invariants invariance d'échelle scale invariance Il y a invariance d'échelle lorsqu'aucune échelle ne caractérise le système. Par exemple, dans un ensemble fractal, les propriétés seront les mêmes quelle que soit la distance à laquelle on se place. Dans la cosmologie physique, le spectre de puissance de la distribution spatiale du fond diffus cosmologique est près d'être une fonction invariante d'échelle. Bien que dans les mathématiques, cela signifie que le spectre est une loi de puissance, dans la cosmologie le terme "invariance d'échelle" indique que l'amplitude, P (k), des fluctuations primordiales de densité en fonction du nombre d'onde, "k", est à peu près constante, c'est-à-dire un spectre plat. Cet élément de la chronologie du Modèle standard de la cosmologie est compatible avec la proposition de l'inflation cosmique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Invariance_d%27%C3%A9chelle ) In physics, mathematics and statistics, scale invariance is a feature of objects or laws that do not change if scales of length, energy, or other variables, are multiplied by a common factor, and thus represent a universality. The technical term for this transformation is a dilatation (also known as dilation). Dilatations can form part of a larger conformal symmetry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Scale_invariance ) gauge invariant Gauge invariance Invariance jauge Invariance jauges gauge invariances gauge invariants invariances de jauges gauge invariance invariance de jauge Lorentz invariant Lorentzian invariance Lorentzian invariant Invariance Lorentz invariances de Lorentz Lorentz invariance invariance de Lorentz G parity invariance Invariance parité G Invariance parités G invariances de parités G G-parity invariance invariance de parité G rotational invariant rotationally invariant Invariance rotationnelle Invariance rotationnelles Rotational invariance invariances rotationnelles rotational invariances rotational invariants rotationally invariants invariance rotationnelle rotational invariance En mathématiques, une fonction définie sur un espace produit intérieur est dit posséder une invariance rotationnelle si sa valeur ne change pas lorsque des rotations arbitraires sont appliquées à son argument. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Rotational_invariance ) In mathematics, a function defined on an inner product space is said to have rotational invariance if its value does not change when arbitrary rotations are applied to its argument. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rotational_invariance ) T symmetry T violation symétrie T symétrie par renversement du temps time reversal symmetry violation T Invariance T invariances T symétries T symétries par renversements des temps time reversal siesmmetries violations T T invariance invariance T Jupiter I Jupiter I Io Io Io, ou Jupiter I, est un satellite naturel de Jupiter. Plus spécifiquement, il s'agit de la troisième plus grande lune galiléenne et celle ayant l'orbite la plus proche de la planète Jupiter, possédant un demi-grand axe de 421 800 kilomètres et une période de révolution d'environ 42 heures. Par ailleurs, elle est la quatrième plus grande lune du Système solaire, la plus dense d'entre elles et l'objet astronomique connu contenant la plus faible quantité d'eau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Io_(lune) ) Io is the third largest and fifth closest moon of Jupiter, and the innermost and densest Galilean satellite; also known Jupiter I. Although similar in diameter and density to our own Moon, Io is radically difference in appearance. It is the most volcanically active body in the Solar System, its yellow and orange sulfur-rich surface peppered with hundreds of active volcanic calderas. Huge eruptions, accompanied by plumes 300 kilometers high, have been observed by the Voyager and Galileo spacecraft. The energy for all this activity comes from tidal interactions between Io, Europa, Ganymede, and Jupiter. The three moons are locked in resonant orbits such that Io orbits twice for each orbit of Europa which in turn orbits twice for each orbit of Ganymede. Though Io, like our own Moon always faces the same side toward its planet, the effects of Europa and Ganymede cause it to wobble a bit. This wobbling stretches and bends Io by as much as 100 m (by comparison, the highest ocean tides on Earth only reach about 18 m) and generates heat in the same way that repeatedly flexing a rubber band causes it to warm up (see tidal heating). Some of these hot spots on Io may reach temperatures as high as 2,000 K, compared with an average surface temperature of about 130 K, and are the principal means by which Io loses its heat. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/Io.html ) ionisation biphotonique ionisation à 2 photons two-photon ionisation Ionisation 2 photons Two photon ionization ionisations biphotoniques ionisations à 2 photons ionisations à deux photons two photon ionisation two photon ionisations two photon ionization two photon ionizations two-photon ionisations two-photon ionizations ionisation à deux photons two-photon ionization association ionisante associative ionisation Associative ionization Ionisation associative Ionisation associatives associations ionisantes associative ionisations associative ionizations ionisations associatives associative ionization ionisation associative impact ionisation Impact ionization Ionisation choc Ionisation chocs impact ionisations impact ionizations ionisations par chocs impact ionization ionisation par choc L'ionisation par choc est le processus dans un matériau par lequel un porteur de charge énergétique peut perdre de l'énergie par la création d'autres porteurs de charge. Par exemple, dans les semi-conducteurs, un électron (ou trou) avec suffisamment d'énergie cinétique peut impacter un électron lié hors de son état lié (dans la bande de valence) et le promouvoir à un état dans la bande de conduction, créant une paire électron-trou. Pour que les porteurs aient une énergie cinétique suffisante, un champ électrique suffisamment important doit être appliqué, nécessitant essentiellement une tension suffisamment grande mais pas nécessairement un courant important. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Impact_ionization ) Impact ionization is the process in a material by which one energetic charge carrier can lose energy by the creation of other charge carriers. For example, in semiconductors, an electron (or hole) with enough kinetic energy can knock a bound electron out of its bound state (in the valence band) and promote it to a state in the conduction band, creating an electron-hole pair. For carriers to have sufficient kinetic energy a sufficiently large electric field must be applied, in essence requiring a sufficiently large voltage but not necessarily a large current. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Impact_ionization ) dissociation ionisante dissociative ionisation Dissociative ionization Ionisation dissociative Ionisation dissociatives dissociations ionisantes dissociative ionisations dissociative ionizations ionisations dissociatives dissociative ionization ionisation dissociative EHD ionisation EHD ionization electrohydrodynamic ionisation ionisation EHD Electrohydrodynamic ionization Ionisation électrohydrodynamique Ionisation électrohydrodynamiques electrohydrodynamic ionisations electrohydrodynamic ionizations ionisations EHD ionisations électrohydrodynamiques electrohydrodynamic ionization ionisation électrohydrodynamique electron bombardment ionisation electron bombardment ionization electron impact ionisation electron ionisation electron ionization Electron impact ionization Ionisation impact électron Ionisation impacts électrons electron bombardment ionisations electron bombardment ionizations electron impact ionisations electron impact ionizations electron ionisations electron ionizations ionisations par impacts d'électrons electron impact ionization ionisation par impact d'électrons L'ionisation électronique (EI, anciennement connue sous le nom d'ionisation par impact d'électrons et d'ionisation par bombardement électronique) est une méthode d'ionisation dans laquelle les électrons énergétiques interagissent avec des atomes ou des molécules de la phase solide ou gazeuse pour produire des ions. L'EI a été l'une des premières techniques d'ionisation développées pour la spectrométrie de masse. Cependant, cette méthode est toujours une technique d'ionisation populaire. Cette technique est considérée comme une méthode d'ionisation dure (haute fragmentation), car elle utilise des électrons hautement énergétiques pour produire des ions. Cela conduit à une fragmentation étendue, qui peut être utile pour la détermination de la structure des composés inconnus. L'EI est la plus utile pour les composés organiques qui ont un poids moléculaire inférieur à 600. De plus, plusieurs autres composés thermiquement stables et volatils dans des états solides, liquides et gazeux peuvent être détectés avec l'utilisation de cette technique lorsqu'ils sont associés à diverses méthodes de séparation. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_ionization ) Electron ionization (EI, formerly known as electron impact ionization and electron bombardment ionization) is an ionization method in which energetic electrons interact with solid or gas phase atoms or molecules to produce ions. EI was one of the first ionization techniques developed for mass spectrometry. However, this method is still a popular ionization technique. This technique is considered a hard (high fragmentation) ionization method, since it uses highly energetic electrons to produce ions. This leads to extensive fragmentation, which can be helpful for structure determination of unknown compounds. EI is the most useful for organic compounds which have a molecular weight below 600. Also, several other thermally stable and volatile compounds in solid, liquid and gas states can be detected with the use of this technique when coupled with various separation methods. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_ionization ) positron impact ionisation Ionisation impact positon Ionisation impacts positons Positron impact ionization ionisations par impacts de positons positron impact ionisations positron impact ionizations ionisation par impact de positons positron impact ionization ionisation à N photons multiphoton ionisation Ionisation multiphotonique Ionisation multiphotoniques Multiphoton ionization ionisations multiphotoniques ionisations à N photons multiphoton ionisations multiphoton ionizations ionisation multiphotonique multiphoton ionization Penning ionisation Ionisation Penning ionisations de Penning Penning ionization ionisation de Penning L'ionisation de Penning est un procédé d'ionisation qui implique des réactions entre des molécules et des atomes neutres. Ce procédé fut inventé par le physicien néerlandais Frans Michel Penning, qui l'observa d'abord en 1927. Ces mélanges sont utilisés dans des lampes à décharges de néon et dans les tubes fluorescents, ou encore dans les décharges contrôlées par barrière diélectriques pour prévenir la présence d'électrons trop énergétiques qui causent le régime filamentaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ionisation_de_Penning ) Penning ionization is a form of chemi-ionization, an ionization process involving reactions between neutral atoms or molecules. The Penning effect is put to practical use in applications such as gas-discharge neon lamps and fluorescent lamps, where the lamp is filled with a Penning mixture to improve the electrical characteristics of the lamps. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Penning_ionization ) contact ionisation contact ionization ionisation de surface surface ionisation surface ionization thermal ionisation Ionisation thermique Ionisation thermiques Thermal ionization contact ionisations contact ionizations ionisations de surfaces ionisations thermiques surface ionisations surface ionizations thermal ionisations thermal ionizations ionisation thermique thermal ionization L'ionisation thermique, également connue sous le nom d'ionisation de surface ou d'ionisation de contact, est un processus physique par lequel les atomes sont désorbés à partir d'une surface chaude, et dans le cours du processus sont ionisés. L'ionisation thermique est utilisée pour créer des sources d'ions simples, pour la spectrométrie de masse et pour la génération de faisceaux d'ions. L'ionisation thermique a connu une utilisation approfondie pour déterminer les poids atomiques, en plus d'être utilisés dans de nombreuses applications géologiques/nucléaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Thermal_ionization ) Thermal ionization, also known as surface ionization or contact ionization, is a physical process whereby the atoms are desorbed from a hot surface, and in the process are ionized. Thermal ionization is used to make simple ion sources, for mass spectrometry and for generating ion beams. Thermal ionization has seen extensive use in determining atomic weights, in addition to being used in many geological/nuclear applications. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermal_ionization ) Ionosphere Ionosphère ionospheres ionosphères ionosphere ionosphère La région de l'atmosphère supérieure de la Terre contenant un petit pourcentage d'électrons et d'ions libres produits par la photoionisation des constituants de l'atmosphère par le rayonnement ultraviolet solaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ionosphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) The region of the Earth's upper atmosphere containing a small percentage of free electrons and ions produced by photoionization of the constituents of the atmosphere by solar ultraviolet radiation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ionosphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) F 1 layer F 1 region F1 layer F1 region Ionospheric F1 layer Ionosphère couche F 1 Ionosphère couches F 1 couches F1 de l'ionosphères ionospheric F1 layer ionospheric F1 regions couche F1 de l'ionosphère ionospheric F1 layer La couche F1 est le secteur inférieur de la couche F et s'étend d'environ 150 à 220 km (100 à 140 miles) au-dessus de la surface de la Terre et uniquement pendant les heures diurnes. Elle est composée d'un mélange d'ions moléculaires O₂⁺ et NO⁺, et d'ions atomiques O⁺. Au-dessus de la région F1, l'oxygène atomique devient le constituant dominant car les particules plus légères ont tendance à occuper des altitudes plus élevées au-dessus de la turbopause (à ~ 100 km, 60 miles). Cet oxygène atomique fournit les ions atomiques O⁺ qui composent la couche F2. La couche F1 a environ 5 × 10⁵ e/cm³(électrons libres par centimètre cube) à midi et au minimum solaire, et augmente à environ 2 × 10⁶ e/cm³pendant le maximum solaire. La densité tombe à moins de 10⁴ e/cm³la nuit. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/F_region ) The F1 layer is the lower sector of the F layer and exists from about 150 to 220 km (100 to 140 miles) above the surface of the Earth and only during daylight hours. It is composed of a mixture of molecular ions O₂⁺ and NO⁺, and atomic ions O⁺. Above the F1 region, atomic oxygen becomes the dominant constituent because lighter particles tend to occupy higher altitudes above the turbopause (at ~100 km, 60 miles). This atomic oxygen provides the O⁺ atomic ions that make up the F2 layer. The F1 layer has approximately 5 × 10⁵ e/cm³(free electrons per cubic centimeter) at noontime and minimum sunspot activity, and increases to roughly 2 × 10⁶ e/cm³during maximum sunspot activity. The density falls off to below 10⁴ e/cm³at night. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/F_region ) F 2 layer F 2 region F2 layer F2 region Ionospheric F2 layer Ionosphère couche F 2 Ionosphère couches F 2 couches F2 de l'ionosphères ionospheric F2 layer ionospheric F2 regions couche F2 de l'ionosphère ionospheric F2 layer La couche F2 s'étend d'environ 220 à 800 km (140 à 500 miles) au-dessus de la surface de la Terre. La couche F2 est la principale couche refléchissante pour les communications HF pendant le jour et la nuit. La distance limitée par l'horizon pour la propagation F2 d'un trajet est généralement d'environ 4 000 km (2500 miles). La couche F2 a environ 10⁶ e/cm³. Cependant, les variations sont généralement importantes, irrégulières et particulièrement prononcées pendant les orages magnétiques. Le comportement de la couche F est dominé par les vents thermosphériques complexes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/F_region ) The F2 layer exists from about 220 to 800 km (140 to 500 miles) above the surface of the Earth. The F2 layer is the principal reflecting layer for HF communications during both day and night. The horizon-limited distance for one-hop F2 propagation is usually around 4,000 km (2500 miles). The F2 layer has about 10⁶ e/cm³. However, variations are usually large, irregular, and particularly pronounced during magnetic storms. The F layer behaviour is dominated by the complex thermospheric winds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/F_region ) Equatorial ionosphere Ionosphère équatoriale Ionosphère équatoriales equatorial ionospheres ionosphères équatoriales equatorial ionosphere ionosphère équatoriale Ionosphère planétaire Ionosphère planétaires Planetary ionosphere ionosphères planétaires planetary ionospheres ionosphère planétaire planetary ionosphere auroral ionosphere cusp ionosphere high-latitude ionosphere ionosphère aurorale Ionosphère polaire Ionosphère polaires Polar ionosphere auroral ionospheres cusp ionospheres high latitude ionosphere high latitude ionospheres high-latitude ionospheres ionosphères aurorales ionosphères polaires polar ionospheres ionosphère polaire polar ionosphere C region Ionospheric C region Ionosphère région C Ionosphère régions C ionospheric C regions régions C de l'ionosphères ionospheric C region région C de l'ionosphère D region Ionospheric D region Ionosphère région D Ionosphère régions D ionospheric D regions régions D de l'ionosphères ionospheric D region région D de l'ionosphère Couche D : altitude de 60 à 90 km, pression 2 Pa, température −76 °C, densité électronique 10⁴ cm⁻³. Constituée d'ions polyatomiques. Absorbante pour les ondes de fréquence inférieure à quelques MHz, elle apparaît avec le lever du Soleil et disparaît immédiatement après le coucher de celui-ci. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ionosph%C3%A8re#Stratification ) The D layer is the innermost layer, 48 km (30 mi) to 90 km (56 mi) above the surface of the Earth. Ionization here is due to Lyman series-alpha hydrogen radiation at a wavelength of 121.6 nanometre (nm) ionizing nitric oxide (NO). In addition, solar flares can generate hard X-rays (wavelength < 1 nm) that ionize N₂ and O₂. Recombination rates are high in the D layer, so there are many more neutral air molecules than ions. Medium frequency (MF) and lower high frequency (HF) radio waves are significantly attenuated within the D layer, as the passing radio waves cause electrons to move, which then collide with the neutral molecules, giving up their energy. Lower frequencies experience greater absorption because they move the electrons farther, leading to greater chance of collisions. This is the main reason for absorption of HF radio waves, particularly at 10 MHz and below, with progressively less absorption at higher frequencies. This effect peaks around noon and is reduced at night due to a decrease in the D layer's thickness; only a small part remains due to cosmic rays. A common example of the D layer in action is the disappearance of distant AM broadcast band stations in the daytime. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionosphere#D_layer ) E region Ionospheric E region Ionosphère région E Ionosphère régions E ionospheric E regions régions E de l'ionosphères ionospheric E region région E de l'ionosphère Couche E, ou couche de Kennelly–Heaviside : altitude de 90 à 120 km, pression 0,01 Pa, température −50 °C, densité électronique 10⁵ cm⁻³. Constituée d'oxygène et monoxyde d'azote moléculaires ionisés et d'ions météoritiques. Diurne et présente tout au long du cycle solaire. Elle réfléchit les ondes de quelques MHz jusqu'à une fréquence limite qui dépend de l'angle d'incidence de l'onde sur la couche et de la densité de celle-ci. Au cours de l'été, en moyennes latitudes, apparaissent parfois pendant quelques dizaines de minutes, voire quelques heures, des "nuages" fortement ionisés dans la couche E (on parle de sporadique E ou Es). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ionosph%C3%A8re#Stratification ) The E layer is the middle layer, 90 km (56 mi) to 150 km (93 mi) above the surface of the Earth. Ionization is due to soft X-ray (1–10 nm) and far ultraviolet (UV) solar radiation ionization of molecular oxygen (O₂). Normally, at oblique incidence, this layer can only reflect radio waves having frequencies lower than about 10 MHz and may contribute a bit to absorption on frequencies above. However, during intense sporadic E events, the Es layer can reflect frequencies up to 50 MHz and higher. The vertical structure of the E layer is primarily determined by the competing effects of ionization and recombination. At night the E layer weakens because the primary source of ionization is no longer present. After sunset an increase in the height of the E layer maximum increases the range to which radio waves can travel by reflection from the layer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionosphere#E_layer ) F region Ionospheric F region Ionosphère région F Ionosphère régions F ionospheric F regions régions F de l'ionosphères ionospheric F region région F de l'ionosphère Couche F : altitude de 120 à 800 km, pression 10⁻⁴ Pa, température 1 000 °C, densité électronique 10⁶ cm⁻³. Constituée d'atomes d'oxygène, d'azote et d'hydrogène. Très dépendante de l'activité solaire, elle présente un niveau d'ionisation très important pendant les maxima du cycle solaire. Son altitude fluctue en fonction du rayonnement solaire ; la couche F se décompose pendant la journée en deux sous-couches F1 et F2. Ces deux sous-couches se recombinent la nuit plusieurs heures après le coucher du Soleil mais il arrive qu'elles persistent toute la nuit lors des maxima d'activité solaire. Comme pour la couche E, le rôle de la couche F est essentiel pour la propagation des ondes courtes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ionosph%C3%A8re#Stratification ) The F region of the ionosphere is home to the F layer of ionization, also called the Appleton–Barnett layer, after the English physicist Edward Appleton and New Zealand physicist and meteorologist Miles Barnett. As with other ionospheric sectors, 'layer' implies a concentration of plasma, while 'region' is the volume that contains the said layer. The F region contains ionized gases at a height of around 150–800 km (100 to 500 miles) above sea level, placing it in the Earth's thermosphere, a hot region in the upper atmosphere, and also in the heterosphere, where chemical composition varies with height. Generally speaking, the F region has the highest concentration of free electrons and ions anywhere in the atmosphere. It may be thought of as comprising two layers, the F1 and F2 layers. The F-region is located directly above the E region (formerly the Kennelly-Heaviside layer) and below the protonosphere. It acts as a dependable reflector of HF radio signals as it is not affected by atmospheric conditions, although its ionic composition varies with the sunspot cycle. It reflects normal-incident frequencies at or below the critical frequency (approximately 10 MHz) and partially absorbs waves of higher frequency. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/F_region ) upper ionosphere Ionosphère supérieure Ionosphère supérieures Topside ionosphere ionosphères supérieures topside ionospheres upper ionospheres ionosphère supérieure topside ionosphere Isomorphism Isomorphisme isomorphismes isomorphisms isomorphism isomorphisme En mathématiques, un isomorphisme entre deux ensembles structurés est une application bijective qui préserve la structure, et dont la réciproque préserve aussi la structure. Plus généralement, en théorie des catégories, un isomorphisme entre deux objets est un morphisme admettant un "morphisme inverse". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Isomorphisme ) A one-to-one mapping between two sets, which preserves the relations existing between elements in its domain. An isomorphism is a bijective morphism. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=isomorphism&formSubmit=Search&showAll=1 ) isotope of nitrogen Isotope de l'azote Isotope des azotes Nitrogen isotope isotopes des azotes isotopes of nitrogen nitrogen isotopes isotope de l'azote nitrogen isotope L'azote (N) possède 16 isotopes connus de nombre de masse variant de 10 à 25, ainsi qu'un isomère nucléaire, 11mN. Deux d'entre eux sont stables et présents dans la nature, l'azote 14 (14N) et l'azote 15 (15N), le premier représentant la quasi-totalité de l'azote présent (99,64 %). Ils sont très utilisés pour les études isotopiques notamment du cycle de l'azote et des réseaux trophiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Isotopes_de_l%27azote ) Natural nitrogen (₇N) consists of two stable isotopes: the vast majority (99.6%) of naturally occurring nitrogen is nitrogen-14, with the remainder being nitrogen-15. Fourteen radioisotopes are also known, with atomic masses ranging from 10 to 25, along with one nuclear isomer, 11mN. All of these radioisotopes are short-lived, the longest-lived being nitrogen-13 with a half-life of 9.965(4) min. All of the others have half-lives below 7.15 seconds, with most of these being below 620 milliseconds. Most of the isotopes with atomic mass numbers below 14 decay to isotopes of carbon, while most of the isotopes with masses above 15 decay to isotopes of oxygen. The shortest-lived known isotope is nitrogen-10, with a half-life of 143(36) yoctoseconds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Isotopes_of_nitrogen ) isotope of hydrogen Hydrogen isotope Isotope de l'hydrogène Isotope des hydrogènes hydrogen isotopes isotopes des hydrogènes isotopes of hydrogen hydrogen isotope isotope de l'hydrogène L'hydrogène, de symbole H et de masse atomique standard 1,00782504(7) u, possède trois isotopes naturels, notés 1H, 2H et 3H. Les autres (de 4H à 7H), particulièrement instables, ont été synthétisés en laboratoire mais jamais observés dans la nature. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Isotopes_de_l%27hydrog%C3%A8ne ) isotope of oxygen oxygène isotope Isotope de l'oxygène Isotope des oxygènes Oxygen isotope isotopes des oxygènes isotopes of oxygen oxygen isotopes oxygènes isotopes isotope de l'oxygène oxygen isotope L'oxygène possède 17 isotopes connus de nombre de masse variant de 12 à 28. Trois d'entre eux sont stables, 16O, 17O et 18O, , le premier étant ultra-majoritaire dans la nature (plus de 99,75 % de l'oxygène naturel). On attribue à l'oxygène une masse atomique standard de 15,9994(3) u. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Isotopes_de_l%27oxyg%C3%A8ne ) There are three known stable isotopes of oxygen (⁸O) : 16O, 17O, and 18O. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Isotopes_of_oxygen ) isotope of carbon Carbon isotope Isotope des carbones Isotope du carbone carbon isotopes isotopes des carbones isotopes of carbon carbon isotope isotope du carbone Le carbone (C) possède 15 isotopes connus, de nombre de masse variant de 8 à 22, dont deux stables : 12C et 13C. En moyennant selon l'abondance naturelle de ces deux isotopes, la masse atomique standard attribuée au carbone est de 12,010 7(8) u. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Isotopes_du_carbone ) Carbon (₆C) has 15 known isotopes, from 8C to 22C, of which 12C and 13C are stable. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Isotopes_of_carbon ) Saturn X Saturne X Janus Janus Janus (S X Janus) est un satellite naturel de Saturne. Parce que Janus et Épiméthée partagent pratiquement la même orbite, la confusion régna longtemps sur leurs caractéristiques orbitales ; il est évidemment impossible de réconcilier les observations de deux corps distincts en une seule orbite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Janus_(lune) ) Janus is an inner moon of Saturn. It was discovered on 15 December 1966, by Audouin Dollfus and is also known as Saturn X. It is nearly co-orbital (shares its orbit) with Epimetheus and is located between Saturn's F- and G-rings. Because Janus and Epimetheus differ in their orbital radii by only 50 km, their orbital velocities are very nearly equal and the lower, faster one gradually catches up and overtakes the other. As the moons approach each other they exchange a small amount of momentum as a result of which the lower one is boosted into a higher orbit while the higher one drops to a lower orbit. This exchange of places happens about once every four years. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/Janus.html ) Uranus XI Uranus XI Juliet Juliet Juliette Juliette (U XI Juliet) est un satellite naturel d'Uranus. Juliette fut découverte en 1986 par la sonde Voyager 2, d'où sa désignation temporaire S/1986 U 2. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de chose à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Juliette_(lune) ) Juliet is the sixth moon in order of distance from Uranus. It is named after the heroine of Shakespeare's play Romeo and Juliet and is also known as Uranus XI. Curiously, Juliet revolves around Uranus slightly faster than Uranus spins on its axis. Based on light curves and direct imaging, it appears to be a very elongated object. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/Juliet.html ) K meson méson K Kaon Kaon kaons kaons mésons K kaon kaon Un kaon est une particule (notée K) de la famille des mésons caractérisée par un nombre quantique appelé étrangeté et noté S. Les mésons étant constitués d'un nombre pair de quarks et d'antiquarks, les kaons contiennent un quark s ou un antiquark s combiné avec un quark/antiquark parmi u ou d. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Kaon ) Any of a group of four short-lived mesons distinguished by a quantum number called strangeness. Also called K meson and denoted K. They are positive, negative, or neutral and have a mass of about 495 MeV/c (about 970 times that of an electron). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=kaon&formSubmit=Search&showAll=1 ) Kaonium Kaonium kaoniums kaonium kaonium Le kaonium est un atome exotique consistant en un état lié d'un kaon chargé positivement et d'un kaon chargé négativement. Le kaonium n'a pas été observé expérimentalement et devrait avoir une courte durée de vie sur l'ordre de 10⁻¹⁸ secondes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Kaonium ) Kaonium is an exotic atom consisting of a bound state of a positively charged and a negatively charged kaon. Kaonium has not been observed experimentally and is expected to have a short lifetime on the order of 10⁻¹⁸ seconds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kaonium ) Laplace operator opérateur de Laplace opérateur laplacien Laplacien laplaciens opérateurs de Laplace opérateurs laplaciens Laplacian laplacien En mathématiques, l'opérateur de Laplace ou laplacien est un opérateur différentiel donné par la divergence du gradient d'une fonction scalaire sur un espace euclidien. Il est généralement indiqué par les symboles ∇ ⋅ ∇, ∇²(où ∇ est l'opérateur Nabla), ou Δ. Dans un système de coordonnées cartésiennes, le laplacien est donné par la somme des dérivées partielles secondes de la fonction par rapport à chaque variable indépendante. Dans d'autres systèmes de coordonnées, tels que les coordonnées cylindriques et sphériques, le laplacien a également une forme utile. De manière informelle, le laplacien ΔF(p) d'une fonction F en un point p mesure l'écart à la valeur moyenne de F sur des petites sphères ou boules centrées sur p de F(p). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Laplace_operator ) In mathematics, the Laplace operator or Laplacian is a differential operator given by the divergence of the gradient of a scalar function on Euclidean space. It is usually denoted by the symbols ∇ ⋅ ∇, ∇²(where ∇ is the nabla operator), or Δ . In a Cartesian coordinate system, the Laplacian is given by the sum of second partial derivatives of the function with respect to each independent variable. In other coordinate systems, such as cylindrical and spherical coordinates, the Laplacian also has a useful form. Informally, the Laplacian Δf (p) of a function f at a point p measures by how much the average value of f over small spheres or balls centered at p deviates from f (p). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Laplace_operator ) Largeur bande spectrale Largeur bandes spectrales Spectral bandwidth largeurs de bandes spectrales spectral bandwidths largeur de bande spectrale spectral bandwidth Equivalent width Largeur équivalente Largeur équivalentes equivalent widths largeurs équivalentes equivalent width largeur équivalente En astronomie, la largeur équivalente d'une raie d'un spectre d'une étoile est la mesure de la surface comprise dans la raie spectrale. Son nom vient du fait qu'elle correspond à la largeur d'une raie ayant la même surface, mais qui aurait une forme rectangulaire et allant du continu jusqu'à 0. La comparaison des largeurs équivalentes de plusieurs éléments atomiques dans les spectres des étoiles permet de déterminer leurs abondances, i.e. les proportions de ces éléments dans l'atmosphère de l'étoile. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Largeur_%C3%A9quivalente ) The equivalent width of a spectral line is a measure of the area of the line on a plot of intensity versus wavelength in relation to underlying continuum level. It is found by forming a rectangle with a height equal to that of continuum emission, and finding the width such that the area of the rectangle is equal to the area in the spectral line. It is a measure of the strength of spectral features that is primarily used in astronomy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equivalent_width ) largeur de raie spectrale spectral line width Largeur raie Largeur raies Line width largeurs de raies largeurs de raies spectrales line widths spectral line widths largeur de raie line width Neptune VII Neptune VII Larissa Larissa Larissa est le cinquième satellite naturel de Neptune. L'objet a été initialement découvert par Harold J. Reitsema, William B. Hubbard, Larry A. Lebofsky et David J. Tholen lors d'une occultation d'étoile par Neptune le 24 mai 1981, mais cette observation ponctuelle (alors dénommée S/1981 N 1) ne permettait pas d'établir son orbite. Son existence a été confirmée par Stephen P. Synnott lors du passage de la sonde Voyager 2 près de Neptune peu avant le 28 juillet 1989. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Larissa_(lune) ) Larissa is the fifth moon of Neptune in order from the planet. It was discovered in 1981 by the American space engineer Harold Reitsema and his colleagues from ground-based stellar occultation observations, although the first (and so far only) images of it were obtained in 1989 by Voyager 2. Larissa is named after a lover of Poseidon (Neptune) in Greek mythology and is also known as Neptune VII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Larissa.html ) Jupiter XIII Jupiter XIII Leda Leda Léda Léda est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/L%C3%A9da_(lune) ) Leda is the tenth moon of Jupiter; also known as Jupiter XIII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Leda.html ) Gravitational lens Lentille gravitationnelle Lentille gravitationnelles gravitational lenses lentilles gravitationnelles gravitational lens lentille gravitationnelle En astrophysique, une lentille gravitationnelle, ou mirage gravitationnel, est produit par la présence d'un corps céleste très massif (tel, par exemple, un amas de galaxies) se situant entre un observateur et une source "lumineuse" lointaine. La lentille gravitationnelle, imprimant un fort champ gravitationnel autour d'elle, a comme effet de faire dévier les rayons lumineux qui passent près d'elle, déformant ainsi les images que reçoit un observateur placé sur la ligne de visée. En cas d'alignement parfait de la source observée et du corps céleste jouant le rôle de lentille gravitationnelle par rapport à l'observateur, le mirage peut prendre la forme d'un anneau d'Einstein. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lentille_gravitationnelle ) A concentration of matter, such as a galaxy or a cluster of galaxies, that bends light rays from a background object, resulting in production of multiple images. If the two objects and the Earth are perfectly aligned, the light from the distant object appears as a ring from Earth. This is called an Einstein Ring, since its existence was predicted by Einstein in his theory of general relativity. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gravitational+lens&formSubmit=Search&showAll=1 ) Lepton Lepton leptons leptons lepton lepton En physique des particules, un lepton est une particule élémentaire de spin 1⁄2 qui n'est pas sensible à l'interaction forte. La famille des leptons est constituée des électrons, des muons, des tauons, des neutrinos respectifs et des antiparticules de toutes celles-ci. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lepton ) An elementary particle that does not participate in the strong interaction. The Lepton family includes electrons, muons, tau leptons, neutrinos and their antiparticles. The lepton is a fermion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=lepton&formSubmit=Search&showAll=1 ) Heavy lepton Lepton lourd Lepton lourds heavy leptons leptons lourds heavy lepton lepton lourd particule tau tau tau tau particle tauon tauon Lepton tau Lepton taus Tau lepton leptons taus particules taus tau leptons tau particles tauons tauons taus taus lepton tau tau lepton Libration Libration librations librations libration libration En astronomie, la libration (du latin libro -are, "mettre en équilibre, se balancer") est une lente oscillation, réelle ou apparente, d'un satellite tel que vu à partir du corps céleste autour duquel il orbite. Utilisé seul, ce terme fait généralement référence aux mouvements apparents de la Lune relativement à la Terre, qui peuvent être comparés aux oscillations des deux plateaux d'une balance autour du point d'équilibre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Libration ) Small oscillations of a celestial body about its mean position. The term is used mainly to mean the Moon's libration caused by the apparent wobble of the Moon as it orbits the Earth. The Moon always keeps the same side toward the Earth, but due to libration, 59% of the Moon's surface can be seen over a period of time. This results from three kinds of libration working in combination: libration in longitude, libration in latitude, and diurnal libration. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=libration&formSubmit=Search&showAll=1 ) Lobe Roche lobes de Roche Roche lobe lobe de Roche Un lobe de Roche est une surface équipotentielle de Roche. Elle est tracée dans un repère tournant lié à deux corps célestes orbitant à vitesse constante sur des trajectoires circulaires. Le potentiel de Roche tient compte à la fois de la force de gravitation et de la force centrifuge. Par extension, l'équipotentielle particulière pour laquelle la force est nulle est aussi appelée lobe de Roche. Les lobes de Roche sont ainsi désignés en l'honneur de l'astronome et mathématicien français Édouard Roche qui introduisit cette notion en 1873. Leur étude est en grande partie issue des travaux de Joseph Louis de Lagrange. Ils sont surtout utilisés dans l'étude des étoiles binaires (deux étoiles qui tournent l'une autour de l'autre). Les lobes de Roche forment ainsi une sorte de grand "8" autour des deux étoiles. Ils se rejoignent au point de Lagrange L1, au centre du "8". Lorsqu'une étoile atteint les limites de son lobe de Roche, par exemple dans le cas d'une supergéante rouge, elle perd de la matière via ce point. Cette matière peut alors soit être accrétée par la seconde étoile, soit, si cette dernière est un trou noir ou une étoile à neutrons, former un disque d'accrétion. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lobe_de_Roche ) The Roche lobe is the volume around a star in a binary system in which, if you were to release a particle, it would fall back onto the surface of that star. A particle released above the Roche lobe of either star will, in general, occupy the circumbinary region that surrounds both stars. The point at which the Roche lobes of the two stars touch is called the inner Lagrangian point. If a star in a close binary system evolves to the point at which it fills its Roche lobe, calculations predict that material from this star will overflow both onto the companion star (via the L1 point) and into the environment around the binary system. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/Roche_lobe.html ) Bivariate distribution Loi 2 variables bivariate distributions lois à 2 variables bivariate distribution loi à 2 variables Beta distribution Loi bêta Loi bêtas beta distributions lois bêtas beta distribution loi bêta Dans la théorie des probabilités et en statistiques, la loi bêta est une famille de lois de probabilités continues, définies sur [0,1], paramétrée par deux paramètres de forme, typiquement notés α et β. C'est un cas spécial de la loi de Dirichlet, avec seulement deux paramètres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_b%C3%AAta ) In probability theory and statistics, the beta distribution is a family of continuous probability distributions defined on the interval [0, 1] in terms of two positive parameters, denoted by alpha (α) and beta (β), that appear as exponents of the random variable and control the shape of the distribution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_distribution ) Binomial distribution Loi binomiale Loi binomiales binomial distributions lois binomiales binomial distribution loi binomiale En théorie des probabilités et en statistique, la loi binomiale modélise la fréquence du nombre de succès obtenus lors de la répétition de plusieurs expériences aléatoires identiques et indépendantes. Plus mathématiquement, la loi binomiale est une loi de probabilité discrète décrite par deux paramètres : n le nombre d'expériences réalisées, et p la probabilité de succès. Pour chaque expérience appelée épreuve de Bernoulli, on utilise une variable aléatoire qui prend la valeur 1 lors d'un succès et la valeur 0 sinon. La variable aléatoire, somme de toutes ces variables aléatoires, compte le nombre de succès et suit une loi binomiale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_binomiale ) In probability theory and statistics, the binomial distribution with parameters n and p is the discrete probability distribution of the number of successes in a sequence of n independent experiments, each asking a yes–no question, and each with its own Boolean-valued outcome: success (with probability p) or failure (with probability q = 1 − p). A single success/failure experiment is also called a Bernoulli trial or Bernoulli experiment, and a sequence of outcomes is called a Bernoulli process; for a single trial, i.e., n = 1, the binomial distribution is a Bernoulli distribution. The binomial distribution is the basis for the popular binomial test of statistical significance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Binomial_distribution ) Conditional distribution Loi conditionnelle Loi conditionnelles conditional distributions lois conditionnelles conditional distribution loi conditionnelle loi à n variables multivariate distribution Joint distribution Loi conjointe Loi conjointes joint distributions lois conjointes lois à n variables multivariate distributions joint distribution loi conjointe Loi Dirichlet lois de Dirichlet Dirichlet distribution loi de Dirichlet En probabilité et statistiques, la loi de Dirichlet, souvent notée Dir(α), est une famille de lois de probabilité continues pour des variables aléatoires multinomiales. Cette loi (ou encore distribution) est paramétrée par le vecteur α de nombres réels positifs et tire son nom de Johann Peter Gustav Lejeune Dirichlet. Elle est vue comme la généralisation multinomiale de la loi bêta. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Dirichlet ) In probability and statistics, the Dirichlet distribution (after Peter Gustav Lejeune Dirichlet), often denoted Dir( α ), is a family of continuous multivariate probability distributions parameterized by a vector α of positive reals. It is a multivariate generalization of the beta distribution, hence its alternative name of multivariate beta distribution (MBD). Dirichlet distributions are commonly used as prior distributions in Bayesian statistics, and in fact, the Dirichlet distribution is the conjugate prior of the categorical distribution and multinomial distribution. The infinite-dimensional generalization of the Dirichlet distribution is the Dirichlet process. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dirichlet_distribution ) Discrete distribution Loi discrète Loi discrètes discrete distributions lois discrètes discrete distribution loi discrète Exponential distribution Loi exponentielle Loi exponentielles exponential distributions lois exponentielles exponential distribution loi exponentielle Une loi exponentielle modélise la durée de vie d'un phénomène sans mémoire, ou sans vieillissement, ou sans usure : la probabilité que le phénomène dure au moins s + t heures (ou n'importe quelle autre unité de temps) sachant qu'il a déjà duré t heures sera la même que la probabilité de durer s heures à partir de sa mise en fonction initiale. En d'autres termes, le fait que le phénomène ait duré pendant t heures ne change rien à son espérance de vie à partir du temps t. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_exponentielle ) In probability theory and statistics, the exponential distribution is the probability distribution of the time between events in a Poisson point process, i.e., a process in which events occur continuously and independently at a constant average rate. It is a particular case of the gamma distribution. It is the continuous analogue of the geometric distribution, and it has the key property of being memoryless. In addition to being used for the analysis of Poisson point processes it is found in various other contexts. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Exponential_distribution ) distribution gamma Gamma distribution Loi gamma distributions gamma gamma distributions lois gamma gamma distribution loi gamma En théorie des probabilités et en statistiques, une distribution Gamma ou loi Gamma est un type de loi de probabilité de variables aléatoires réelles positives. La famille des distributions Gamma inclut, entre autres, la loi du χ² et les distributions exponentielles. Une distribution Gamma est caractérisée par deux paramètres qui affectent respectivement la forme et l'échelle de sa représentation graphique. Les distributions Gamma sont utilisées pour modéliser une grande variété de phénomènes, et tout particulièrement les phénomènes se déroulant au cours du temps où par essence, le temps écoulé est une grandeur réelle positive ; c'est le cas par exemple dans l'analyse de survie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_Gamma ) In probability theory and statistics, the gamma distribution is a two-parameter family of continuous probability distributions. The exponential distribution, Erlang distribution, and chi-square distribution are special cases of the gamma distribution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_distribution ) Geometric distribution Loi géométrique Loi géométriques geometric distributions lois géométriques geometric distribution loi géométrique En théorie des probabilités et en statistique, la loi géométrique désigne, selon la convention choisie, l'une des deux lois de probabilité suivantes : - la loi du nombre X d'épreuves de Bernoulli indépendantes de probabilité de succès p ∈ ]0,1[ (ou q = 1 – p d'échec) nécessaire pour obtenir le premier succès. X est la variable aléatoire donnant le rang du premier succès. Le support de la loi est alors {1, 2, 3, ...}. - La loi du nombre Y = X – 1 d'échecs avant le premier succès. Le support de la loi est alors {0, 1, 2, 3, ...}. On dit que X suit une loi géométrique de paramètre p. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_g%C3%A9om%C3%A9trique ) In probability theory and statistics, the geometric distribution is either one of two discrete probability distributions : - The probability distribution of the number X of Bernoulli trials needed to get one success, supported on the set { 1 , 2 , 3 , … }; - The probability distribution of the number Y = X − 1 of failures before the first success, supported on the set { 0 , 1 , 2 , … }. Which of these is called the geometric distribution is a matter of convention and convenience. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Geometric_distribution ) Hubble flow Hubble-Lemaître law flot de Hubble loi de Hubble-Lemaître écoulement de Hubble Loi Hubble flots de Hubble loi de Hubble Lemaître lois de Hubble lois de Hubble Lemaître lois de Hubble-Lemaître écoulements de Hubble Hubble law loi de Hubble En astronomie, la loi de Hubble-Lemaître (anciennement loi de Hubble) énonce que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse approximativement proportionnelle à leur distance. Autrement dit, plus une galaxie est loin de nous, plus elle semble s'éloigner rapidement. Cette loi ne concerne que la partie de l'univers accessible aux observations. L'extrapolation de la loi de Hubble-Lemaître sur des distances plus grandes est possible, mais uniquement si l'univers demeure homogène et isotrope sur de plus grandes distances. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Hubble-Lema%C3%AEtre ) Hubble's law, also known as the Hubble–Lemaître law, is the observation in physical cosmology that galaxies are moving away from Earth at speeds proportional to their distance. In other words, the farther they are, the faster they are moving away from Earth. The velocity of the galaxies has been determined by their redshift, a shift of the light they emit toward the red end of the visible spectrum. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hubble%27s_law ) Hypergeometric distribution Loi hypergéométrique Loi hypergéométriques hypergeometric distributions lois hypergéométriques hypergeometric distribution loi hypergéométrique En théorie des probabilités et en statistiques, la distribution hypergéométrique est une distribution de probabilité discrète qui décrit la probabilité de k succès (tirages aléatoires pour lesquels l'objet tiré a une caractéristique spécifiée) en n tirages, sans remplacement, d'une population finie de taille N qui contient exactement K objets avec cette caractéristique, dans laquelle chaque tirage est un succès ou un échec. En revanche, la distribution binomiale décrit la probabilité de k succès en n tirages avec remplacement. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Hypergeometric_distribution ) In probability theory and statistics, the hypergeometric distribution is a discrete probability distribution that describes the probability of k successes (random draws for which the object drawn has a specified feature) in n draws, without replacement, from a finite population of size N that contains exactly K objects with that feature, wherein each draw is either a success or a failure. In contrast, the binomial distribution describes the probability of k successes in n draws with replacement. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hypergeometric_distribution ) Infinitely divisible law Loi infiniment divisible Loi infiniments divisibles infinitely divisible laws lois infiniments divisibles infinitely divisible law loi infiniment divisible En théorie des probabilités, une distribution de probabilité est infiniment divisible si elle peut être exprimée comme la distribution de probabilité de la somme d'un nombre arbitraire de variables aléatoires indépendantes et réparties de manière identique. La fonction caractéristique de toute distribution infiniment divisible est alors appelée une fonction caractéristique infiniment divisible. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Infinite_divisibility_(probability) ) In probability theory, a probability distribution is infinitely divisible if it can be expressed as the probability distribution of the sum of an arbitrary number of independent and identically distributed (i.i.d.) random variables. The characteristic function of any infinitely divisible distribution is then called an infinitely divisible characteristic function. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Infinite_divisibility_(probability) ) Kepler law Loi Kepler Kepler's laws lois de Kepler En astronomie, les lois de Kepler décrivent les propriétés principales du mouvement des planètes autour du Soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lois_de_Kepler ) Kepler's laws are the three basic laws of planetary motion, first published by Johannes Kepler and based on accurate observations by Tycho Brahe. They were subsequently shown by Isaac Newton to be a direct result of his theory of gravitation and laws of motion. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/K/Keplers_laws.html ) lognormal distribution Log normal distribution Loi lognormale Loi lognormales log normal distribution log normal distributions log-normal distributions lognormal distributions loi log normale lois log normales lois log-normales log-normal distribution loi log-normale En théorie des probabilités et statistique, une variable aléatoire X est dite suivre une loi log-normale de paramètres μ et σ²si la variable Y = ln(X) suit une loi normale d'espérance μ et de variance σ². (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_log-normale ) In probability theory, a log-normal (or lognormal) distribution is a continuous probability distribution of a random variable whose logarithm is normally distributed. Thus, if the random variable X is log-normally distributed, then Y = ln(X) has a normal distribution. Equivalently, if Y has a normal distribution, then the exponential function of Y, X = exp(Y), has a log-normal distribution. A random variable which is log-normally distributed takes only positive real values. It is a convenient and useful model for measurements in exact and engineering sciences, as well as medicine, economics and other topics (e.g., energies, concentrations, lengths, prices of financial instruments, and other metrics). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Log-normal_distribution ) Gauss distribution Gauss profile Gaussian profile Laplace-Gauss distribution courbe de Gauss distribution de Gauss distribution gaussienne distribution normale loi de Gauss loi de Laplace-Gauss normal distribution Loi normale Loi normales courbes de Gauss distributions de Gauss distributions gaussiennes distributions normales loi de Laplace Gauss lois de Gauss lois de Laplace Gauss lois de Laplace-Gauss lois normales normal distributions Gaussian distribution loi normale En théorie des probabilités et en statistique, les lois normales sont parmi les lois de probabilité les plus utilisées pour modéliser des phénomènes naturels issus de plusieurs événements aléatoires. Elles sont en lien avec de nombreux objets mathématiques dont le mouvement brownien, le bruit blanc gaussien ou d'autres lois de probabilité. Elles sont également appelées lois gaussiennes, lois de Gauss ou lois de Laplace-Gauss des noms de Laplace (1749-1827) et Gauss (1777-1855), deux mathématiciens, astronomes et physiciens qui l'ont étudiée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_normale ) A theoretical frequency distribution for a set of variable data, usually represented by a bell-shaped curve with a mean at the center of the curve and tail widths proportional to the standard deviation of the data about the mean. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gaussian+distribution&formSubmit=Search&showAll=1 ) Loi Pareto lois de Pareto Pareto distribution loi de Pareto En théorie des probabilités, la loi de Pareto, d'après Vilfredo Pareto, est un type particulier de loi de puissance qui a des applications en sciences physiques et sociales. Elle permet notamment de donner une base théorique au "principe des 80-20", aussi appelé principe de Pareto. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Pareto ) The Pareto distribution, named after the Italian civil engineer, economist, and sociologist Vilfredo Pareto, is a power-law probability distribution that is used in description of social, quality control, scientific, geophysical, actuarial, and many other types of observable phenomena; the principle originally applied to describing the distribution of wealth in a society, fitting the trend that a large portion of wealth is held by a small fraction of the population. The Pareto principle or "80-20 rule" stating that 80% of outcomes are due to 20% of causes was named in honour of Pareto, but the concepts are distinct, and only Pareto distributions with shape value (α) of log45 ≈ 1.16 precisely reflect it. Empirical observation has shown that this 80-20 distribution fits a wide range of cases, including natural phenomena and human activities. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pareto_distribution ) distribution de Poisson Loi Poisson distributions de Poisson lois de Poisson Poisson distribution loi de Poisson En théorie des probabilités et en statistiques, la loi de Poisson est une loi de probabilité discrète qui décrit le comportement du nombre d'événements se produisant dans un intervalle de temps fixé, si ces événements se produisent avec une fréquence moyenne ou espérance connue, et indépendamment du temps écoulé depuis l'événement précédent. La loi de Poisson est également pertinente pour décrire le nombre d'événements dans d'autres types d'intervalles, spatiaux plutôt que temporels, comme des segments, surfaces ou volumes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Poisson ) In probability theory and statistics, the Poisson distribution is a discrete probability distribution that expresses the probability of a given number of events occurring in a fixed interval of time or space if these events occur with a known constant mean rate and independently of the time since the last event. It is named after French mathematician Siméon Denis Poisson. The Poisson distribution can also be used for the number of events in other specified interval types such as distance, area, or volume. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poisson_distribution ) distribution de probabilité probability law Loi probabilité Loi probabilités Probability distribution distributions de probabilités lois de probabilités probability distributions probability laws loi de probabilité probability distribution En théorie des probabilités et en statistique, une loi de probabilité décrit le comportement aléatoire d'un phénomène dépendant du hasard. L'étude des phénomènes aléatoires a commencé avec l'étude des jeux de hasard. Jeux de dés, tirage de boules dans des urnes et jeu de pile ou face ont été des motivations pour comprendre et prévoir les expériences aléatoires. Ces premières approches sont des phénomènes discrets, c'est-à-dire dont le nombre de résultats possibles est fini ou dénombrable. Certaines questions ont cependant fait apparaître des lois à support infini non dénombrable ; par exemple, lorsque le nombre de tirages de pile ou face effectués tend vers l'infini, la répartition des fréquences avec lesquelles le côté pile apparaît s'approche d'une loi normale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_probabilit%C3%A9 ) In probability theory and statistics, a probability distribution is the mathematical function that gives the probabilities of occurrence of different possible outcomes for an experiment. It is a mathematical description of a random phenomenon in terms of its sample space and the probabilities of events (subsets of the sample space). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Probability_distribution ) Loi puissance Loi puissances Power law lois de puissances power laws loi de puissance power law Une loi de puissance est un type de schéma mathématique dans lequel la fréquence d'apparition d'une taille donnée est inversement proportionnelle à une certaine puissance (ou exposant) de sa taille. Par exemple, dans le cas des avalanches ou des tremblements de terre, les plus grands sont assez rares, les plus petits sont beaucoup plus fréquents et entre les deux se trouvent des cascades de différentes tailles et fréquences. Les lois de puissance définissent la distribution des événements catastrophiques dans les systèmes critiques auto-organisés. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/power_law.html ) A power law is a type of mathematical pattern in which the frequency of an occurrence of a given size is inversely proportional to some power (or exponent) of its size. For example, in the case of avalanches or earthquakes, large ones are fairly rare, smaller ones are much more frequent, and in between are cascades of different sizes and frequencies. Power laws define the distribution of catastrophic events in self-organized critical systems. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/power_law.html ) distribution de Rayleigh Loi Rayleigh distributions de Rayleigh lois de Rayleigh Rayleigh distribution loi de Rayleigh En probabilités et en statistiques, la loi de Rayleigh, est une loi de probabilité à densité. Elle apparaît comme la norme d'un vecteur gaussien bi-dimensionnel dont les coordonnées sont indépendantes, centrées et de même variance. Cette loi de probabilité est baptisée d'après Lord Rayleigh. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Rayleigh ) In probability theory and statistics, the Rayleigh distribution is a continuous probability distribution for nonnegative-valued random variables. Up to rescaling, it coincides with the chi distribution with two degrees of freedom. The distribution is named after Lord Rayleigh. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rayleigh_distribution ) Snell-Descartes law loi de Snell-Descartes Loi Snell Snell law loi de Snell Descartes lois de Snell lois de Snell Descartes lois de Snell-Descartes Snell's law loi de Snell Les lois de Snell-Descartes décrivent le comportement de la lumière à l'interface de deux milieux. Ces lois sont au nombre de quatre, deux pour la réflexion et deux pour la réfraction. Avec la propagation rectiligne de la lumière dans les milieux homogènes et isotropes, ces lois sont à la base de l'optique géométrique. Leur nom fait référence à Willebrord Snell et René Descartes qui ont simultanément, mais indépendamment, découvert ces lois au XVIIe siècle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lois_de_Snell-Descartes ) Snell's law (also known as Snell–Descartes law and ibn-Sahl law and the law of refraction) is a formula used to describe the relationship between the angles of incidence and refraction, when referring to light or other waves passing through a boundary between two different isotropic media, such as water, glass, or air. This law was named after the Dutch astronomer and mathematician Willebrord Snellius (also called Snell). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Snell%27s_law ) Loi Stokes Stokes law lois de Stokes Stokes' law loi de Stokes 1) Mécanique des fluides : à des faibles vitesses, la force de frottement sur un corps sphérique se déplaçant à travers un liquide à vitesse constante est égale à 6πRηv, où R est le rayon de la sphère, η la viscosité du fluide, et v la vitesse. 2) Spectroscopie : La longueur d'onde de la luminescence excitée par le rayonnement est toujours supérieure à celle du rayonnement d'excitation. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stokes+law&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) Fluid mechanics : At low velocities, the frictional force on a spherical body moving through a fluid at constant velocity is equal to 6πRηv, where R is the radius of the sphere, η the fluid viscosity, and v the velocity. 2) Spectroscopy : The wavelength of luminescence excited by radiation is always greater than that of the exciting radiation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stokes+law&formSubmit=Search&showAll=1 ) Loi Weibull lois de Weibull Weibull distribution loi de Weibull En théorie des probabilités, la loi de Weibull, nommée d'après Waloddi Weibull en 1951, est une loi de probabilité continue. La loi de Weibull est un cas spécial de loi d'extremum généralisée au même titre que la loi de Gumbel ou la loi de Fréchet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Weibull ) In probability theory and statistics, the Weibull distribution is a continuous probability distribution. It is named after Swedish mathematician Waloddi Weibull, who described it in detail in 1951, although it was first identified by Maurice René Fréchet and first applied by Rosin & Rammler (1933) to describe a particle size distribution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weibull_distribution ) Coherence length Longueur cohérence Longueur cohérences coherence lengths longueurs de cohérences coherence length longueur de cohérence En physique, la longueur de cohérence est la distance de propagation sur laquelle une onde cohérente (par exemple une onde électromagnétique) maintient un degré de cohérence spécifié. L'interférence des ondes est forte lorsque les chemins empruntés par toutes les ondes interférentes diffèrent de moins de la longueur de cohérence. Une onde avec une longueur de cohérence plus grande est plus proche d'une onde sinusoïdale parfaite. La longueur de cohérence est importante en holographie et en ingeniérie des télécommunications. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Coherence_length ) In physics, coherence length is the propagation distance over which a coherent wave (e.g. an electromagnetic wave) maintains a specified degree of coherence. Wave interference is strong when the paths taken by all of the interfering waves differ by less than the coherence length. A wave with a longer coherence length is closer to a perfect sinusoidal wave. Coherence length is important in holography and telecommunications engineering. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Coherence_length ) Longueur onde Compton Longueur ondes Compton longueurs d'ondes de Compton Compton wavelength longueur d'onde de Compton La longueur d'onde de Compton est une propriété de mécanique quantique d'une particule. La longueur d'onde de Compton d'une particule est égale à la longueur d'onde d'un photon dont l'énergie est la même que l'énergie de repos de cette particule (voir l'équivalence massive-énergie). Ce concept a été introduit par Arthur Compton en 1923 dans son explication de la diffusion des photons par des électrons (un processus connu sous le nom de diffusion Compton). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Compton_wavelength ) The Compton wavelength is a quantum mechanical property of a particle. The Compton wavelength of a particle is equal to the wavelength of a photon whose energy is the same as the rest energy of that particle (see mass–energy equivalence). It was introduced by Arthur Compton in 1923 in his explanation of the scattering of photons by electrons (a process known as Compton scattering). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Compton_wavelength ) De Broglie wavelength Longueur onde de Broglie Longueur ondes de Broglie de Broglie wavelengths longueurs d'ondes de De Broglie de Broglie wavelength longueur d'onde de De Broglie La longueur d'onde de l'onde associée à une particule telle que donnée par l'équation de de Broglie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=de+broglie+wavelength&formSubmit=Search&showAll=1 ) The wavelength of the wave associated with a particle as given by the de Broglie equation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=de+broglie+wavelength&formSubmit=Search&showAll=1 ) Longueur rugosité Longueur rugosités Roughness length longueurs de rugosités roughness lengths longueur de rugosité roughness length La longueur de rugosité efficace (z_0) est un paramètre de longueur caractéristique relié à l'effet de la rugosité de surface dans un flux complètement turbulent. Dans le modèle du profil logarithmique des vitesses de la couche limite, ce paramètre est équivalent à la hauteur à laquelle la vitesse théorique du vent deviendrait nulle. Sous cette hauteur, la vitesse du vent ne suit plus une loi logarithmique. Bien que n'étant pas en soi une quantité physique, cette longueur peut être considérée comme une échelle de longueur représentant la rugosité de la surface reliée à la hauteur des obstacles dans une zone donnée. La longueur de rugosité est un concept important en météorologie urbaine en ce sens que les constructions de grande hauteur comme les gratte-ciels ont une influence importante sur la répartition des vents et la longueur de rugosité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Longueur_de_rugosit%C3%A9 ) Roughness length (z_0) is a parameter of some vertical wind profile equations that model the horizontal mean wind speed near the ground. In the log wind profile, it is equivalent to the height at which the wind speed theoretically becomes zero in the absence of wind-slowing obstacles and under neutral conditions. In reality, the wind at this height no longer follows a mathematical logarithm. It is so named because it is typically related to the height of terrain roughness elements (i.e. protrusions from and/or depressions into the surface). For instance, forests tend to have much larger roughness lengths than tundra. The roughness length does not exactly correspond to any physical length. However, it can be considered as a length-scale representation of the roughness of the surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Roughness_length ) Coherent light Lumière cohérente Lumière cohérentes coherent lights lumières cohérentes coherent light lumière cohérente diffuse light Lumière diffuse Lumière diffuses Scattered light diffuse lights lumières diffuses scattered lights lumière diffuse scattered light Incoherent light Lumière incohérente Lumière incohérentes incoherent lights lumières incohérentes incoherent light lumière incohérente polarised light Lumière polarisée Lumière polarisées Polarized light lumières polarisées polarised lights polarized lights lumière polarisée polarized light Lumière réfléchie Lumière réfléchies Reflected light lumières réfléchies reflected lights lumière réfléchie reflected light Lumière solaire Lumière solaires Sunlight lumières solaires sunlights lumière solaire sunlight La lumière du Soleil est une partie du rayonnement électromagnétique dégagé par le Soleil, en particulier la lumière infrarouge, visible et ultraviolette. Sur Terre, la lumière du Soleil est dispersée et filtrée dans l'atmosphère de la Terre, et se positionne comme lumière du jour lorsque le Soleil est au-dessus de l'horizon. Lorsque le rayonnement solaire direct n'est pas bloqué par les nuages, il est ressenti comme ensoleillement, une combinaison de lumière vive et de chaleur rayonnante. Lorsqu'elle est bloquée par des nuages ou réfléchie sur d'autres objets, la lumière du Soleil est diffusée. Les sources estiment une moyenne mondiale comprise entre 164 watts et 340 watts par mètre carré sur une journée de 24 heures; Ce chiffre est estimé par la NASA comme environ un quart de l'irradiance solaire totale moyenne de la Terre. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Sunlight ) Sunlight is a portion of the electromagnetic radiation given off by the Sun, in particular infrared, visible, and ultraviolet light. On Earth, sunlight is scattered and filtered through Earth's atmosphere, and is obvious as daylight when the Sun is above the horizon. When direct solar radiation is not blocked by clouds, it is experienced as sunshine, a combination of bright light and radiant heat. When blocked by clouds or reflected off other objects, sunlight is diffused. Sources estimate a global average of between 164 watts to 340 watts per square meter over a 24-hour day; this figure is estimated by NASA to be about a quarter of Earth's average total solar irradiance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sunlight ) starlight Lumière stellaire Lumière stellaires Star light lumières stellaires star lights starlights lumière stellaire star light 2023-02-13 Lumière zodiacale Lumière zodiacales Zodiacal light lumières zodiacales zodiacal lights lumière zodiacale zodiacal light La lumière zodiacale est une faible lueur de forme vaguement triangulaire visible sur le ciel nocturne et qui s'étend le long de l'axe du Soleil sur le plan de l'écliptique (et donc du zodiaque, qui lui a donné son nom). Ce phénomène apparaît le mieux après le coucher du Soleil au printemps, ou avant son lever à l'automne, quand le zodiaque est perpendiculaire à l'horizon. Il est dû à la réflexion de la lumière solaire sur la poussière cosmique orbitant proche de la Terre, plus précisément la poussière circumterrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lumi%C3%A8re_zodiacale ) A cone-shaped faint glow along the ecliptic, visible to the naked eye in the west after sunset or in the east before sunrise. Zodiacal light results from sunlight reflected by interplanetary dust concentrated in the plane of the ecliptic. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=zodiacal+light&formSubmit=Search&showAll=1 ) Luminescence Luminescence luminescences luminescences luminescence luminescence La luminescence est une émission de lumière dite "froide" par opposition à l'incandescence qui est dite "chaude". La lumière émise par luminescence résulte d'interactions entre particules électriquement chargées. Dans les cas les plus fréquents, ce sont des transitions électroniques ayant lieu dans des atomes, des molécules ou des cristaux qui provoquent l'émission de photons. L'énergie libérée sous forme de lumière lors de la transition peut être initialement fournie sous forme électrique, chimique, biochimique, électronique, ultrasonique, mécanique ou lumineuse. On distingue différents types de luminescence selon le mode d’excitation initial. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Luminescence ) The emission of light at low temperatures by any process other than incandescence, where a substance emits light without being strongly heated. Luminescence is a collective term for different phenomena, for example : phosphorescence, fluorescence, chemiluminescence, photoluminescence. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=luminescence&formSubmit=Search&showAll=1 ) lueur de l'air luminescence nocturne lumière du ciel nocturne nightglow Airglow Luminescence atmosphérique Luminescence atmosphériques airglows lueurs des airs luminescences atmosphériques luminescences nocturnes lumières des ciels nocturnes nightglows airglow luminescence atmosphérique La lumière du ciel nocturne ou lueur de l'air correspond à la lumière visible pour l'être humain propagée par l'atmosphère de la Terre, empêchant ainsi une nuit d'être totalement noire. Elle est causée par divers phénomènes physiques se produisant dans la haute atmosphère. Elle fut remarquée pour la première fois en 1868 par l'astronome suédois Anders Jonas Ångström. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lumi%C3%A8re_du_ciel_nocturne ) The faint ever-present glow in the night time sky caused by the collision of atoms and molecules in Earth's upper atmosphere with high energy particles and radiation, mainly from the Sun. The airglow, also called nightglow, varies with time of night, latitude, and season. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=airglow&formSubmit=Search&showAll=1 ) crépuscule twilight Luminescence crépusculaire Luminescence crépusculaires Twilight glow luminescences crépusculaires twilight glows luminescence crépusculaire twilight glow Le crépuscule est une période avant le lever ou après le coucher du soleil durant laquelle les rayons solaires produisent une lueur atmosphérique qui apporte une clarté variable. Dans le langage courant, sans précision il correspond au "crépuscule du soir", le moment de la journée situé entre le jour et la nuit, lorsque le ciel s'assombrit progressivement après le coucher du soleil tandis que le "crépuscule du matin" est plus communément appelé "aube" ou "aurore". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cr%C3%A9puscule ) Twilight is light produced by sunlight scattering in the upper atmosphere, when the Sun is below the horizon, which illuminates the lower atmosphere and the Earth's surface. The word twilight can also refer to the periods of time when this illumination occurs. The lower the Sun is beneath the horizon, the dimmer the twilight (other factors such as atmospheric conditions being equal). When the Sun reaches 18° below the horizon, the twilight's brightness is nearly zero, and evening twilight becomes nighttime. When the Sun again reaches 18° below the horizon, nighttime becomes morning twilight. Owing to its distinctive quality, primarily the absence of shadows and the appearance of objects silhouetted against the lit sky, twilight has long been popular with photographers and painters, who often refer to it as the blue hour, after the French expression l'heure bleue. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Twilight ) Dayglow Luminescence diurne Luminescence diurnes dayglows luminescences diurnes dayglow luminescence diurne Luminosity Luminosité luminosities luminosités luminosity luminosité En astronomie, la luminosité est la quantité totale d'énergie émise par unité de temps (le flux énergétique), par une étoile, une galaxie, ou n'importe quel autre objet céleste. Elle s'exprime en pratique en luminosité solaire ( L⊙ = 3,827 5 × 1026 W). Le flux lumineux, qui mesure plus particulièrement l'émission en lumière visible, peut également s'exprimer sur une échelle logarithmique par la magnitude absolue. En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée (dans le domaine de l'électromagnétisme) par unité de temps par un astre. Elle représente donc la brillance réelle de l'astre, et non son éclat apparent qui lui dépend de la distance. Elle a les dimensions d'une puissance et s'exprime dans le Système international d'unités en watts. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Luminosit%C3%A9 ) Luminosity is an absolute measure of radiated electromagnetic power (light), the radiant power emitted by a light-emitting object over time. In astronomy, luminosity is the total amount of electromagnetic energy emitted per unit of time by a star, galaxy, or other astronomical objects. In SI units, luminosity is measured in joules per second, or watts. In astronomy, values for luminosity are often given in the terms of the luminosity of the Sun, L⊙. Luminosity can also be given in terms of the astronomical magnitude system: the absolute bolometric magnitude (Mbol) of an object is a logarithmic measure of its total energy emission rate, while absolute magnitude is a logarithmic measure of the luminosity within some specific wavelength range or filter band. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Luminosity ) Luna Terre I Lune Moon La Lune, ou Terre I, est l'unique satellite naturel permanent de la planète Terre. Il s'agit du cinquième plus grand satellite naturel du Système solaire, et du plus grand des satellites planétaires par rapport à la taille de la planète autour de laquelle il orbite. Elle est le deuxième satellite le plus dense du Système solaire après Io, un satellite de Jupiter (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lune ) The Moon is Earth's only natural satellite. It is the fifth largest satellite in the Solar System and the largest and most massive relative to its parent planet, with a diameter about one-quarter that of Earth (comparable to the width of Australia). The Moon is a planetary-mass object with a differentiated rocky body, making it a satellite planet under the geophysical definitions of the term. It lacks any significant atmosphere, hydrosphere, or magnetic field. Its surface gravity is about one-sixth of Earth's at 0.1654 g, with Jupiter's moon Io being the only satellite in the Solar System known to have a higher surface gravity and density. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moon ) Jupiter X Jupiter X Lysithée Lysithea Lysithea Lysithéa Lysithéa (ou Lysithée) est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lysith%C3%A9e_(lune) ) Lysithea is the twelfth moon of Jupiter; also known as Jupiter X. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Lysithea.html ) 2022-09-28 relativistic MHD Magnétohydrodynamique relativiste Magnétohydrodynamique relativistes Relativistic magnetohydrodynamics magnétohydrodynamiques relativistes relativistic MHDs magnétohydrodynamique relativiste relativistic magnetohydrodynamics Magnetopause Magnétopause magnetopauses magnétopauses magnetopause magnétopause La magnétopause est la frontière entre la magnétosphère, qui est dominée par le champ magnétique de la planète, et le milieu interplanétaire, qui lui est dominé par le vent solaire (plasma complètement ionisé). Elle est plutôt étanche car elle empêche la majeure partie du vent solaire de pénétrer dans l'environnement de la planète (on parle de "bouclier magnétique"), mais le plasma du vent solaire pénètre partiellement à l'intérieur de la magnétosphère. Les aurores que l'on observe parfois sur Terre sont des manifestations de cette pénétration. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9topause ) A magnetopause is the boundary between a planet's magnetosphere and the magnetic field of the solar wind. It forms at a distance where the solar wind dynamic pressure equals the magnetic pressure of the planet's field. In the case of Earth, this is typically 8 to 11 Earth radii upwind, depending on solar wind conditions. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/magnetopause.html ) 2022-10-06 cavité géomagnétique Magnetosphere Magnétosphère cavités géomagnétiques magnetospheres magnétosphères magnetosphere magnétosphère La magnétosphère est la région entourant un objet céleste dans laquelle les phénomènes physiques sont dominés ou organisés par son champ magnétique. La magnétosphère terrestre est située au-delà de l'ionosphère, c'est-à-dire au-dessus de 800 à 1 000 km d'altitude. S'il n'y avait pas de vent solaire, la forme et la topologie des lignes de champ magnétique de la Terre serait comparable à celles autour d'un aimant droit isolé. En réalité, la magnétosphère agit comme un écran qui protège la surface terrestre des excès d'énergie du vent solaire, nocifs pour la vie. Elle s'oppose au vent solaire comme une pile de pont détourne le courant d'une rivière, mais en contrepartie, le vent solaire déforme le champ magnétique autour de la Terre, en lui donnant généralement une allure de queue de comète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9tosph%C3%A8re ) The magnetosphere is the region of space in which a planet's magnetic field dominates that of the solar wind. It is distorted into a teardrop shape by the solar wind pushing on the dayside and drawing out a long magnetotail on the nightside. Earth's magnetosphere normally extends about 10 Earth radii on the dayside, while its tail stretches out several hundred Earth radii in the anti-sunward direction. It is, however, a highly dynamic structure that responds dramatically to changes in the dynamic pressure of the solar wind and the orientation of the interplanetary magnetic field. Its ultimate source of energy is the interaction with the solar wind. Some of the energy extracted from this interaction goes directly into driving various magnetospheric processes, while some is stored in the magnetotail, to be released later in substorms. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/magnetosphere.html ) 2022-10-06 IR source cosmic IR source source IR source IR cosmique Cosmic infrared source Source infrarouge cosmique Source infrarouges cosmiques cosmic IR sources cosmic infrared sources sources IR sources IR cosmiques sources infrarouges cosmiques cosmic infrared source source infrarouge cosmique 2022-10-06 supernovae Supernova Supernova supernovaes supernovas supernovas supernova supernova Une supernova est l'ensemble des phénomènes qui résultent de l'implosion d'une étoile en fin de vie, notamment une gigantesque explosion qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparaît donc souvent comme une étoile nouvelle, alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Supernova ) A supernova is a powerful and luminous explosion of a star. It has the plural form supernovae or supernovas, and is abbreviated SN or SNe. This transient astronomical event occurs during the last evolutionary stages of a massive star or when a white dwarf is triggered into runaway nuclear fusion. The original object, called the progenitor, either collapses to a neutron star or black hole, or is completely destroyed. The peak optical luminosity of a supernova can be comparable to that of an entire galaxy before fading over several weeks or months. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova ) effet magnétostrictif Magnetostriction Magnétostriction effets magnétostrictifs magnetostrictions magnétostrictions magnetostriction magnétostriction La magnétostriction désigne la propriété que possèdent les matériaux ferromagnétiques de se déformer en fonction de l'orientation de leur aimantation, par exemple sous l'influence d'un champ magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9tostriction ) Magnetostriction is a property of magnetic materials that causes them to change their shape or dimensions during the process of magnetization. The variation of materials' magnetization due to the applied magnetic field changes the magnetostrictive strain until reaching its saturation value, λ. The effect was first identified in 1842 by James Joule when observing a sample of iron. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetostriction ) Magnétostriction oscillatoire Magnétostriction oscillatoires Oscillatory magnetostriction magnétostrictions oscillatoires oscillatory magnetostrictions magnétostriction oscillatoire oscillatory magnetostriction Absolute magnitude Magnitude absolue Magnitude absolues absolute magnitudes magnitudes absolues absolute magnitude magnitude absolue La magnitude absolue (M) est une mesure de la luminosité d'un objet céleste sur une échelle de magnitude astronomique logarithmique inverse. La magnitude absolue d'un objet est définie comme étant égale à la magnitude apparente que l'objet aurait s'il était vu à une distance de 10 parsecs (32.6 années-lumière), sans extinction (ni assombrissement) de sa lumière due à l'absorption par la matière interstellaire et la poussière cosmique. En plaçant hypothétiquement tous les objets à une distance de référence standard de l'observateur, leurs luminosités peuvent être directement comparées entre elles sur une échelle de magnitude. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Absolute_magnitude ) Absolute magnitude (M) is a measure of the luminosity of a celestial object on an inverse logarithmic astronomical magnitude scale. An object's absolute magnitude is defined to be equal to the apparent magnitude that the object would have if it were viewed from a distance of exactly 10 parsecs (32.6 light-years), without extinction (or dimming) of its light due to absorption by interstellar matter and cosmic dust. By hypothetically placing all objects at a standard reference distance from the observer, their luminosities can be directly compared among each other on a magnitude scale. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Absolute_magnitude ) Magnitude photographique Magnitude photographiques Photographic magnitude magnitudes photographiques photographic magnitudes magnitude photographique photographic magnitude La magnitude apparente d'une étoile telle que déterminée en mesurant sa brillance sur une plaque photographique. L'échelle de magnitude photographique est désormais considérée comme obsolète. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=photographic+magnitude&formSubmit=Search&showAll=1 ) The apparent magnitude of a star as determined by measuring its brightness on a photographic plate. The photographic magnitude scale is now considered obsolete. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=photographic+magnitude&formSubmit=Search&showAll=1 ) Grid pattern Maillage grid patterns maillages grid pattern maillage Un maillage est la discrétisation spatiale d'un milieu continu, ou aussi, une modélisation géométrique d’un domaine par des éléments proportionnés finis et bien définis. L'objet d'un maillage est de procéder à une simplification d'un système par un modèle représentant ce système et, éventuellement, son environnement (le milieu), dans l'optique de simulations de calculs ou de représentations graphiques. On parle également dans le langage commun de pavage. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Maillage ) A regular grid is a tessellation of n-dimensional Euclidean space by congruent parallelotopes (e.g. bricks). Its opposite is irregular grid. Grids of this type appear on graph paper and may be used in finite element analysis, finite volume methods, finite difference methods, and in general for discretization of parameter spaces. Since the derivatives of field variables can be conveniently expressed as finite differences, structured grids mainly appear in finite difference methods. Unstructured grids offer more flexibility than structured grids and hence are very useful in finite element and finite volume methods. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Regular_grid ) marche au hasard modèle de marche aléatoire random walk model Marche aléatoire Marche aléatoires Random walk marches aléatoires marches aux hasards modèles de marches aléatoires random walk models random walks marche aléatoire random walk En mathématiques, en économie et en physique théorique, une marche aléatoire est un modèle mathématique d'un système possédant une dynamique discrète composée d'une succession de pas aléatoires, ou effectués "au hasard". On emploie également fréquemment les expressions marche au hasard, promenade aléatoire ou random walk en anglais. Ces pas aléatoires sont de plus totalement décorrélés les uns des autres ; cette dernière propriété, fondamentale, est appelée caractère markovien du processus, du nom du mathématicien Markov. Elle signifie intuitivement qu'à chaque instant, le futur du système dépend de son état présent, mais pas de son passé, même le plus proche. Autrement dit, le système "perd la mémoire" à mesure qu'il évolue dans le temps. Pour cette raison, une marche aléatoire est parfois aussi appelée "marche de l'ivrogne". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Marche_al%C3%A9atoire ) In mathematics, a random walk is a random process that describes a path that consists of a succession of random steps on some mathematical space. An elementary example of a random walk is the random walk on the integer number line Z which starts at 0, and at each step moves +1 or −1 with equal probability. Other examples include the path traced by a molecule as it travels in a liquid or a gas (see Brownian motion), the search path of a foraging animal, or the price of a fluctuating stock and the financial status of a gambler. Random walks have applications to engineering and many scientific fields including ecology, psychology, computer science, physics, chemistry, biology, economics, and sociology. The term random walk was first introduced by Karl Pearson in 1905. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Random_walk ) Galactic tide Marée galactique Marée galactiques galactic tides marées galactiques galactic tide marée galactique La marée galactique est l'effet de la tension gravitationnelle subie par des objets astronomiques exposés au champ gravitationnel d'une galaxie. Ce phénomène concerne particulièrement les collisions galactiques, la dissociation de galaxies naines ou satellites, ainsi que l'effet de marée qui serait imposé par la Voie Lactée à l'hypothétique nuage d'Oort, au sein du système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mar%C3%A9e_galactique ) A galactic tide is a tidal force experienced by objects subject to the gravitational field of a galaxy such as the Milky Way. Particular areas of interest concerning galactic tides include galactic collisions, the disruption of dwarf or satellite galaxies, and the Milky Way's tidal effect on the Oort cloud of the Solar System. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_tide ) 2022-10-03 Lunar tide Marée lunaire Marée lunaires lunar tides marées lunaires lunar tide marée lunaire Martingale Martingale martingales martingales martingale martingale Une martingale est une séquence de variables aléatoires X_t (autrement dit un processus stochastique), telles que l'espérance mathématique E(X_t) à l'instant t t , conditionnellement à l'information disponible à un moment préalable s, notée F_s, vaut E (X_t | F_s ) = X_s (avec s ≤ t). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Martingale_(calcul_stochastique) ) In probability theory, a martingale is a sequence of random variables (i.e., a stochastic process) for which, at a particular time, the conditional expectation of the next value in the sequence is equal to the present value, regardless of all prior values. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Martingale_(probability_theory) ) Maser Maser masers masers maser maser Un maser (pour microwave amplification by stimulated emission of radiation) est un dispositif permettant d'émettre un faisceau cohérent de micro-ondes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Maser ) A maser is a source of very intense, narrow-band, coherent microwave radiation. 'Maser' stands for 'microwave amplification by stimulated emission of radiation.' Masers (and their optical counterpart, lasers) involve the interaction between an electromagnetic wave of a certain wavelength and an atom or a molecule in a suitable (excited) energetic state. The passage of the wave triggers the atom/molecule to give up energy in the form of more radiation of exactly the same wavelength. This reinforces the passing wave, which can then interact with more excited atoms to build up a well-directed, intense pulse of monochromatic (single-wavelength) radiation. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/maser.html ) astrophysical maser cosmic maser maser astrophysique maser cosmique Astronomical masers Maser astronomique Maser astronomiques astronomical masers astrophysical masers cosmic masers masers astronomiques masers astrophysiques masers cosmiques astronomical maser maser astronomique Le maser astrophysique existe dans l'univers sous la forme occasionnelle d'une source spontanée d'un rayonnement à émission stimulée, détectable dans le spectromètre par la présence d'une raie spectrale, la fréquence dans la plupart des cas se situant dans la région des micro-ondes du spectre électromagnétique. Cette sorte d'émission peut se produire dans le contexte d'une comète, d'un nuage moléculaire, dans une atmosphère planétaire, stellaire, ou bien encore selon d'autres conditions au sein de l'espace interstellaire. Souvent ces rayonnements stimulés ont une largeur de bande plus étroite que les rayonnements thermiques, et ils concentrent plus l'énergie à certaines longueurs d'onde. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Maser_astronomique ) An astrophysical maser is a naturally occurring source of stimulated spectral line emission, typically in the microwave portion of the electromagnetic spectrum. This emission may arise in molecular clouds, comets, planetary atmospheres, stellar atmospheres, or various other conditions in interstellar space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Astrophysical_maser ) mathématiques finies Discrete mathematics Mathématiques discrètes discrete mathematics mathématiques discrètes Les mathématiques discrètes, parfois appelées mathématiques finies, sont l'étude des structures mathématiques fondamentalement discrètes, par opposition aux structures continues. Contrairement aux nombres réels, qui ont la propriété de varier "en douceur", les objets étudiés en mathématiques discrètes (tels que les entiers relatifs, les graphes simples et les énoncés en logique) ne varient pas de cette façon, mais ont des valeurs distinctes séparées. Les mathématiques discrètes excluent donc les matières dans les «mathématiques continues» telles que le calcul infinitésimal et l'analyse. Les objets discrets peuvent souvent être énumérés par des entiers. Plus formellement, les mathématiques discrètes ont été caractérisées comme la branche des mathématiques traitant des ensembles dénombrables (ensembles qui ont la même cardinalité que les sous-ensembles des nombres naturels, y compris les nombres rationnels mais pas les nombres réels). Cependant, il n'y a pas de définition exacte du terme «mathématiques discrètes». En effet, les mathématiques discrètes sont moins décrites par ce qui est inclus que par ce qui est exclu : des quantités variant continuellement et des notions connexes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Math%C3%A9matiques_discr%C3%A8tes ) Discrete mathematics is the study of mathematical structures that can be considered "discrete" (in a way analogous to discrete variables, having a bijection with the set of natural numbers) rather than "continuous" (analogously to continuous functions). Objects studied in discrete mathematics include integers, graphs, and statements in logic. By contrast, discrete mathematics excludes topics in "continuous mathematics" such as real numbers, calculus or Euclidean geometry. Discrete objects can often be enumerated by integers; more formally, discrete mathematics has been characterized as the branch of mathematics dealing with countable sets (finite sets or sets with the same cardinality as the natural numbers). However, there is no exact definition of the term "discrete mathematics" (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_mathematics ) Intergalactic matter Matière intergalactique Matière intergalactiques intergalactic matters matières intergalactiques intergalactic matter matière intergalactique Matière à très faible densité trouvée indirectement dans l'espace entre les galaxies. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ntergalactic+matter&formSubmit=Search&showAll=1 ) Very low density material found indirectly in the space between galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=ntergalactic+matter&formSubmit=Search&showAll=1 ) Interstellar matter Matière interstellaire Matière interstellaires interstellar matters matières interstellaires interstellar matter matière interstellaire Le gaz et la poussière qui existent dans l'espace entre les étoiles. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nterstellar+matter&formSubmit=Search&showAll=1 ) The gas and dust that exists in open space between the stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nterstellar+matter&formSubmit=Search&showAll=1 ) intracluster matters matière intra amas matières intra amas matières intra-amas intracluster matter matière intra-amas 2022-09-28 matière non lumineuse Dark matter Matière sombre Matière sombres dark matters matières nons lumineuses matières sombres dark matter matière sombre La matière noire ou matière sombre, est une catégorie de matière hypothétique, invoquée dans le cadre du Modèle ΛCDM pour rendre compte de certaines observations astrophysiques, notamment les estimations de la masse des galaxies ou des amas de galaxies et les propriétés des fluctuations du fond diffus cosmologique. La matière noire n'interagit pas, ou extrêmement peu, avec la matière baryonique (matière "ordinaire"), ni avec les photons (ondes radio et lumière), rendant sa détection et sa caractérisation très difficiles. Sa présence n'est détectée que par son influence gravitationnelle, non négligeable et importante dans divers modèles cosmologiques et astrophysiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mati%C3%A8re_noire ) Dark matter is a hypothetical form of matter thought to account for approximately 85% of the matter in the universe. Dark matter is called "dark" because it does not appear to interact with the electromagnetic field, which means it does not absorb, reflect, or emit electromagnetic radiation and is, therefore, difficult to detect. Various astrophysical observations – including gravitational effects which cannot be explained by currently accepted theories of gravity unless more matter is present than can be seen – imply dark matter's presence. For this reason, most experts think that dark matter is abundant in the universe and has had a strong influence on its structure and evolution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dark_matter ) Hot dark matter Matière sombre chaude Matière sombres chaudes hot dark matters matières sombres chaudes hot dark matter matière sombre chaude La matière noire chaude (HDM pour hot dark matter) est une forme hypothétique de matière noire qui consiste en particules se déplaçant à une vitesse très proche de celle de la lumière. Le meilleur candidat à cette identité est le neutrino. Les neutrinos ont des masses infinitésimales et ne participent pas à deux des quatre forces fondamentales, l'interaction électromagnétique et l'interaction forte. En revanche, ils participent effectivement à l'interaction faible et à la gravité, mais du fait de l'intensité très faible de ces forces, ils sont difficiles à détecter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mati%C3%A8re_noire_chaude ) Hot dark matter (HDM) is a theoretical form of dark matter which consists of particles that travel with ultrarelativistic velocities. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hot_dark_matter ) Cold dark matter Matière sombre froide Matière sombres froides cold dark matters matières sombres froides cold dark matter matière sombre froide En cosmologie, la matière noire froide (ou CDM, de l'anglais Cold dark matter) est une forme de matière hypothétique (une sorte de matière noire) dont les particules se déplacent lentement par rapport à la vitesse de la lumière (d'où le qualificatif de froide) qui interagit faiblement avec la matière ordinaire et le rayonnement électromagnétique (noire). On pense qu'environ 84,54 % de la matière qui compose l'univers est de la matière noire, la matière baryonique (qui compose les étoiles, les planètes et les êtres vivants) n'étant qu'une fraction du reste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mati%C3%A8re_noire_froide ) In cosmology and physics, cold dark matter (CDM) is a hypothetical type of dark matter. According to the current standard model of cosmology, Lambda-CDM model, approximately 27% of the universe is dark matter and 68% is dark energy, with only a small fraction being the ordinary baryonic matter that composes stars, planets, and living organisms. Cold refers to the fact that the dark matter moves slowly compared to the speed of light, while dark indicates that it interacts very weakly with ordinary matter and electromagnetic radiation. Proposed candidates for CDM include weakly interacting massive particles, primordial black holes, and axions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cold_dark_matter ) matrices matrices matrixes matrice matrix En mathématiques, les matrices sont des tableaux d'éléments (nombres, caractères) qui servent à interpréter en termes calculatoires, et donc opérationnels, les résultats théoriques de l'algèbre linéaire et même de l'algèbre bilinéaire. Toutes les disciplines étudiant des phénomènes linéaires utilisent les matrices. Quant aux phénomènes non linéaires, on en donne souvent des approximations linéaires, comme en optique géométrique avec les approximations de Gauss. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Matrice_(math%C3%A9matiques) ) In mathematics, a matrix is a square or rectangular array of numbers, symbols, or mathematical expressions, usually written enclosed in a large pair of parentheses. Matrices, which are added and multiplied using a special set of rules, are extremely useful for representing quantities, particularly in some branches of physics. A matrix can be thought of as a linear operator on vectors. Matrix-vector multiplication can be used to describe geometric transformations such as scaling, rotation, reflection, and translation. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/matrix.html ) Maximum activité solaire Maximum activités solaires Maximum solar activity maximums des activités solaires solar maximum activities maximum de l'activité solaire solar maximum activity Le maximum solaire est la période d'activité solaire maximale survenant au cours du cycle solaire de 11 ans. Pendant le maximum solaire, un grand nombre de taches solaires apparaissent et le rayonnement solaire augmente d'environ 0,07 %. Cette augmentation du rayonnement solaires peut être décelable sur le climat de la planète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Maximum_solaire ) Solar maximum is the regular period of greatest solar activity during the Sun's 11-year solar cycle. During solar maximum, large numbers of sunspots appear, and the solar irradiance output grows by about 0.07%. On average, the solar cycle takes about 11 years to go from one solar maximum to the next, with duration observed varying from 9 to 14 years. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_maximum ) détection du maximum de vraisemblance estimation du maximum de vraisemblance maximum likelihood estimation Maximum likelihood Maximum vraisemblance Maximum vraisemblances détections des maximums de vraisemblances estimations des maximums de vraisemblances maximum likelihood estimations maximum likelihoods maximums de vraisemblances maximum de vraisemblance maximum likelihood En statistique, l'estimateur du maximum de vraisemblance est un estimateur statistique utilisé pour inférer les paramètres de la loi de probabilité d'un échantillon donné en recherchant les valeurs des paramètres maximisant la fonction de vraisemblance. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Maximum_de_vraisemblance ) In statistics, maximum likelihood estimation (MLE) is a method of estimating the parameters of an assumed probability distribution, given some observed data. This is achieved by maximizing a likelihood function so that, under the assumed statistical model, the observed data is most probable. The point in the parameter space that maximizes the likelihood function is called the maximum likelihood estimate. The logic of maximum likelihood is both intuitive and flexible, and as such the method has become a dominant means of statistical inference. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Maximum_likelihood_estimation ) theoretical mechanics Analytical mechanics Mécanique analytique Mécanique analytiques mécaniques analytiques analytical mechanics mécanique analytique La mécanique analytique est une branche de la mécanique classique, dont elle constitue une formulation très mathématisée et de portée très générale. La mécanique analytique s'est avérée un outil très important en physique théorique. En particulier, la mécanique quantique emprunte énormément au formalisme de la mécanique analytique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_analytique ) In theoretical physics and mathematical physics, analytical mechanics, or theoretical mechanics is a collection of closely related alternative formulations of classical mechanics. It was developed by many scientists and mathematicians during the 18th century and onward, after Newtonian mechanics. Since Newtonian mechanics considers vector quantities of motion, particularly accelerations, momenta, forces, of the constituents of the system, an alternative name for the mechanics governed by Newton's laws and Euler's laws is vectorial mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Analytical_mechanics ) Celestial mechanics Mécanique céleste Mécanique célestes mécaniques célestes celestial mechanics mécanique céleste La mécanique céleste décrit le mouvement d'objets astronomiques tels que les étoiles et planètes à l'aide de théories physiques et mathématiques. Les domaines de la physique les plus directement concernés sont la cinématique et la dynamique (classique ou relativiste). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_c%C3%A9leste ) Celestial mechanics is the branch of astronomy concerned with the motion of celestial objects and, in particular, the determination of orbits. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/celestial_mechanics.html ) 2022-10-10 Classical mechanics Mécanique classique Mécanique classiques éléments de mécaniques classiques classical mechanics aspects éléments de mécanique classique La mécanique newtonienne est une branche de la physique. Depuis les travaux d'Albert Einstein, elle est souvent qualifiée de mécanique classique. La mécanique classique ou mécanique newtonienne est une théorie physique qui décrit le mouvement des objets macroscopiques lorsque leur vitesse est faible par rapport à celle de la lumière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_newtonienne ) Classical mechanics is a physical theory describing the motion of macroscopic objects, from projectiles to parts of machinery and astronomical objects, such as spacecraft, planets, stars, and galaxies. For objects governed by classical mechanics, if the present state is known, it is possible to predict how it will move in the future (determinism), and how it has moved in the past (reversibility). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_mechanics ) Fluid mechanics Mécanique fluide Mécanique fluides mécaniques des fluides fluid mechanics mécanique des fluides La mécanique des fluides est un domaine de la physique consacré à l’étude du comportement des fluides (liquides, gaz et plasmas) et des forces internes associées. C’est une branche de la mécanique des milieux continus qui modélise la matière à l’aide de particules assez petites pour relever de l’analyse mathématique, mais assez grandes par rapport aux molécules pour être décrites par des fonctions continues. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_des_fluides ) Fluid mechanics is the branch of physics concerned with the mechanics of fluids (liquids, gases, and plasmas) and the forces on them.  It has applications in a wide range of disciplines, including mechanical, aerospace, civil, chemical and biomedical engineering, geophysics, oceanography, meteorology, astrophysics, and biology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fluid_mechanics ) Computational fluid dynamics Mécanique fluide numérique Mécanique fluides numériques mécaniques des fluides numériques computational fluid dynamics mécanique des fluides numérique La mécanique des fluides numérique (MFN), plus souvent désignée par le terme anglais computational fluid dynamics (CFD), consiste à étudier les mouvements d'un fluide, ou leurs effets, par la résolution numérique des équations régissant le fluide. En fonction des approximations choisies, qui sont en général le résultat d'un compromis en termes de besoins de représentation physique par rapport aux ressources de calcul ou de modélisation disponibles, les équations résolues peuvent être les équations d'Euler, les équations de Navier-Stokes, etc. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_des_fluides_num%C3%A9rique ) Computational fluid dynamics (CFD) is a branch of fluid mechanics that uses numerical analysis and data structures to analyze and solve problems that involve fluid flows. Computers are used to perform the calculations required to simulate the free-stream flow of the fluid, and the interaction of the fluid (liquids and gases) with surfaces defined by boundary conditions. With high-speed supercomputers, better solutions can be achieved, and are often required to solve the largest and most complex problems. Ongoing research yields software that improves the accuracy and speed of complex simulation scenarios such as transonic or turbulent flows. Initial validation of such software is typically performed using experimental apparatus such as wind tunnels. In addition, previously performed analytical or empirical analysis of a particular problem can be used for comparison. A final validation is often performed using full-scale testing, such as flight tests. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Computational_fluid_dynamics ) Mécanique fluide relativiste Mécanique fluides relativistes Relativistic fluid dynamics mécaniques des fluides relativistes mécanique des fluides relativiste relativistic fluid dynamics 2022-10-06 2022-10-06 SETI recherches d'une intelligences extraterrestres search for extraterrestrial intelligences recherche d'une intelligence extraterrestre search for extraterrestrial intelligence Search for Extra-Terrestrial Intelligence (en français "Recherche d’intelligence extraterrestre") généralement désigné par son acronyme SETI regroupe des projets scientifiques essentiellement américains dont l'objectif est de détecter la présence de civilisations extraterrestres avancées présentes dans d'autres systèmes solaires. Ces projets reposent sur plusieurs hypothèses : existence d'autres civilisations avancées dans notre galaxie à une distance compatible avec les techniques d'observation utilisées, émission par ces civilisations de signaux électromagnétiques suffisamment puissants pour être détectés correspondant éventuellement à des tentatives de prise de contact, émissions dans des bandes spectrales non perturbées par le milieu galactique et pouvant traverser l'atmosphère terrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Search_for_Extra-Terrestrial_Intelligence ) SETI is the Search for Extraterrestrial Intelligence. The first practical proposals in SETI were made in the nineteenth and early twentieth centuries, but were aimed only at interplanetary communication. The roots of SETI in its modern form, as a search for artificial signals over interstellar and even intergalactic distances, can be traced back to the 1930s with the discovery by Karl Jansky of radio waves coming from a source outside the Solar System. This led, in time, to the birth of radio astronomy and to the construction, in the late 1950s, of the first large radio telescopes such as those at Jodrell Bank and Green Bank. Only with such powerful instruments was it feasible to start looking for Earth-type signals from nearby stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/SETI.html ) physique quantique relativiste relativistic quantum physics Mécanique quantique relativiste Mécanique quantiques relativistes Relativistic quantum mechanics mécaniques quantiques relativistes physiques quantiques relativistes mécanique quantique relativiste relativistic quantum mechanics En physique théorique, la mécanique quantique relativiste est une théorie qui tente d’unifier les postulats de la mécanique quantique non-relativiste et le principe de relativité restreinte afin de décrire la dynamique quantique d'une particule relativiste, i.e. dont la vitesse classique n'est pas très petite devant la vitesse de la lumière dans le vide. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9canique_quantique_relativiste ) In physics, relativistic quantum mechanics (RQM) is any Poincaré covariant formulation of quantum mechanics (QM). This theory is applicable to massive particles propagating at all velocities up to those comparable to the speed of light c, and can accommodate massless particles. The theory has application in high energy physics, particle physics and accelerator physics, as well as atomic physics, chemistry and condensed matter physics. Non-relativistic quantum mechanics refers to the mathematical formulation of quantum mechanics applied in the context of Galilean relativity, more specifically quantizing the equations of classical mechanics by replacing dynamical variables by operators. Relativistic quantum mechanics (RQM) is quantum mechanics applied with special relativity. Although the earlier formulations, like the Schrödinger picture and Heisenberg picture were originally formulated in a non-relativistic background, a few of them (e.g. the Dirac or path-integral formalism) also work with special relativity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Relativistic_quantum_mechanics ) lunar maria Lunar maria Mer lunaire Mer lunaires lunar mares lunar marias mers lunaires lunar mare mer lunaire Les mers lunaires, ou maria lunaires en latin (au singulier mare), sont des plaines basaltiques grandes et sombres sur la Lune, formées par d'anciennes coulées volcaniques et causées par l'impact de très grosses météorites. Elles furent nommées maria, du mot latin signifiant "mers", par l'astronome Michael Florent van Langren qui les avait confondues avec de vrais mers et océans. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mer_lunaire ) The lunar maria (singular: mare) are large, dark, basaltic plains on Earth's Moon, formed by ancient asteroid impacts on the far side on the Moon that triggered volcanic activity on the opposite (near) side. They were dubbed maria, Latin for 'seas', by early astronomers who mistook them for actual seas. They are less reflective than the "highlands" as a result of their iron-rich composition, and hence appear dark to the naked eye. The maria cover about 16% of the lunar surface, mostly on the side visible from Earth. The few maria on the far side are much smaller, residing mostly in very large craters. The traditional nomenclature for the Moon also includes one oceanus (ocean), as well as features with the names lacus ('lake'), palus ('marsh'), and sinus ('bay'). The last three are smaller than maria, but have the same nature and characteristics (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_mare ) Meson Méson mesons mésons meson méson Un méson est, en physique des particules, une particule composite (c’est-à-dire non élémentaire) composée d'un nombre pair de quarks et d'antiquarks. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9son ) In particle physics, a meson is a type of hadronic subatomic particle composed of an equal number of quarks and antiquarks, usually one of each, bound together by the strong interaction. Because mesons are composed of quark subparticles, they have a meaningful physical size, a diameter of roughly one femtometre (10⁻¹⁵ m)), which is about 0.6 times the size of a proton or neutron. All mesons are unstable, with the longest-lived lasting for only a few hundredths of a microsecond. Heavier mesons decay to lighter mesons and ultimately to stable electrons, neutrinos and photons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Meson ) Mesosphere Mésosphère mesospheres mésosphères mesosphere mésosphère La mésosphère est la couche de l'atmosphère terrestre comprise entre la stratosphère (au-dessous) et la thermosphère (au-dessus). Sa limite inférieure, la stratopause, se situe à une altitude d'environ 50 km et sa limite supérieure, la mésopause, vers 80 km. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9sosph%C3%A8re ) The mesosphere is part of Earth's atmosphere immediately above the stratosphere, where the temperature drops from about 270 K to 180 K. It lies between the stratopause and the mesopause and overlaps the lower part of the ionosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/mesosphere.html ) réflecteur lunaire Lunar laser ranging Mesure laser distance Terre Lune Mesure lasers distances Terre Lune mesure par laser de la distance Terre Lune mesures par lasers des distances Terre Lune mesures par lasers des distances Terre-Lune réflecteurs lunaires Lunar Laser Ranging experiment mesure par laser de la distance Terre-Lune Un réflecteur lunaire est un dispositif optique catadioptrique, dit rétroréflecteur, déposé sur la Lune afin de mesurer la distance qui la sépare de la Terre au moyen d'un faisceau laser. Cette mesure est effectuée dans le cadre de l'expérience dite Télémétrie laser-Lune (ou Lunar Laser Ranging Experiment, LLR) de l'Observatoire de la Côte d'Azur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9flecteur_lunaire ) Lunar Laser Ranging (LLR) is the practice of measuring the distance between the surfaces of the Earth and the Moon using laser ranging. The distance can be calculated from the round-trip time of laser light pulses travelling at the speed of light, which are reflected back to Earth by the Moon's surface or by one of five retroreflectors installed on the Moon during the Apollo program (11, 14, and 15) and Lunokhod 1 and 2 missions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Laser_Ranging_experiment ) Metallicity Métallicité metallicities métallicités metallicity métallicité En astrophysique, la métallicité d'un objet astronomique est la fraction de sa masse qui n'est pas constituée d'hydrogène ou d'hélium. La métallicité quantifie l'importance des processus nucléosynthétiques dans l'origine de la matière constituant l'objet considéré (étoile, milieu interstellaire, galaxie, quasar). L'indice de métallicité (souvent appelé simplement métallicité), [M/H] ou [Fe/H], véhicule sensiblement la même information sous une autre forme. Le nom métallicité vient du fait qu'en astrophysique on qualifie de métaux (ou d'éléments lourds) tous les éléments chimiques plus "lourds" que l'hélium (les éléments de numéro atomique supérieur à 2). L'intérêt porté à ces éléments vient de ce que, d'une part ils sont peu abondants à l'échelle de l'Univers (un à quelques pour cent en masse, contre 74 % pour l'hydrogène et 23 à 25 % pour l'héliuma), d'autre part ils ont été formés différemment (nucléosynthèse stellaire). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9tallicit%C3%A9 ) In astronomy, metallicity is the abundance of elements present in an object that are heavier than hydrogen and helium. Most of the normal physical matter in the Universe is either hydrogen or helium, and astronomers use the word "metals" as a convenient short term for "all elements except hydrogen and helium". This word-use is distinct from the conventional chemical or physical definition of a metal as an electrically conducting solid. Stars and nebulae with relatively high abundances of heavier elements are called "metal-rich" in astrophysical terms, even though many of those elements are nonmetals in chemistry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Metallicity ) Meteor Météore meteors météores meteor météore Un météore est la traînée lumineuse produite par l'entrée dans l'atmosphère d'un corps extraterrestre, ou météoroïde, pouvant produire, s'il ne s'est pas entièrement consumé, une ou plusieurs météorites. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9t%C3%A9ore ) A streak of light caused when a meteoroid enters Earth's atmosphere and becomes incandescent, mostly from friction with the air at high speed. Meteors are also referred to as shooting stars. Very bright meteors are called fireball or bolide. Most of visible meteors arise from particles ranging in size from about that of a small pebble down to a grain of sand, and generally weigh less than 1-2 grams. The brilliant flash of light from a meteor is mainly caused by the meteoroid's high level of kinetic energy as it collides with the atmosphere at high speeds (11-72 km/s). The increase in the number of meteors visible toward the end of the night results from the fact that the Earth rotates about its axis in the same direction as it orbits the Sun. This means that the leading edge (morning side) of the Earth encounters more meteoroids than the trailing edge (evening side). In general, 2 to 3 times as many meteors can be seen in the hour or so just before morning twilight, than can be seen in the early evening. Moreover, the numbers of random, or sporadic, meteors vary from season to season, due to the tilt of the Earth on its axis and other factors. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=meteor&formSubmit=Search&showAll=1 ) météorite métallique Iron meteorite Météorite métallique Météorite métalliques iron meteorites météorites ferreuses météorites métalliques iron meteorite météorite ferreuse Les météorites de fer, appelées parfois météorites ferreuses ou sidérites (un terme devenu obsolète), sont un type de météorites composées principalement d'un alliage métallique de fer (Fe) et de nickel (Ni). Elles sont interprétées comme des fragments de noyaux d'astéroïdes qui ont été littéralement épluchés de leur manteau silicaté par des collisions avec d'autres objets du système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9t%C3%A9orite_de_fer ) Iron meteorites, also known as siderites, or ferrous meteorites, are a type of meteorite that consist overwhelmingly of an iron–nickel alloy known as meteoric iron that usually consists of two mineral phases: kamacite and taenite. Most iron meteorites originate from cores of planetesimals, with the exception of the IIE iron meteorite group. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Iron_meteorite ) Météorite pierreuse Météorite pierreuses Stone meteorites météorites pierreuses stony meteorites météorite pierreuse stony meteorite Meteoroids Météoroïde meteoroids météorosïde meteoroid météoroïde Un météoroïde est un petit corps rocheux ou métallique dans l'espace. Les météoroïdes sont définis comme des objets significativement plus petits que les astéroïdes, allant de la taille des grains aux objets jusqu'à un mètre de large. Les objets plus petits que ceux-ci sont classés comme micrométéoroïdes ou poussières d'espace. La plupart sont des fragments de comètes ou d'astéroïdes, tandis que d'autres sont des débris d'impact de collision éjectés de corps tels que la Lune ou Mars. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Meteoroid ) A meteoroid is a small rocky or metallic body in outer space. Meteoroids are defined as objects significantly smaller than asteroids, ranging in size from grains to objects up to a meter wide. Objects smaller than this are classified as micrometeoroids or space dust. Most are fragments from comets or asteroids, whereas others are collision impact debris ejected from bodies such as the Moon or Mars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Meteoroid ) Methane Méthane methanes méthanes methane méthane Le méthane est un composé chimique de formule chimique CH₄, découvert et isolé par Alessandro Volta entre 1776 et 1778. C'est l'hydrocarbure le plus simple et le premier terme de la famille des alcanes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thane ) Methane (CH₄) is a colorless, odorless, inflammable gas, known commonly as marsh gas or fire damp. It is the simplest hydrocarbon and the first member of the alkane series. It is the main constituent of natural gas, is released by methanogenic microbes and volcanic vents, and forms from decaying matter and in coal mines. With air it makes an explosive mixture. Methane is used as a fuel and in the manufacture of other chemicals. Methane occurs in the atmospheres of the gas giant planets and in the atmosphere and on the surface of Saturn's largest moon, Titan. It has also been detected in small quantities in the atmosphere of Mars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/methane.html ) alcool méthylique methyl alcohol Methanol Méthanol alcools méthyliques methanols methyl alcohols méthanols methanol méthanol Le méthanol (ou alcool méthylique, carbinol, alcool de bois, naphte de bois ou esprit de bois) est un composé organique de formule : CH₃OH (souvent abrégé en MeOH). C’est le plus simple des alcools. Il se présente sous la forme d'un liquide léger, volatil, incolore, inflammable, toxique ayant une odeur caractéristique, plus douce et sucrée que celle de l’éthanol (alcool éthylique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thanol ) Methanol (CH₃OH), also known as methyl alcohol or wood alcohol, is the simplest alcohol; it is a colorless, flammable, highly toxic liquid. Methanol is used as a fuel and fuel additive, a solvent and a paint remover, as a raw material for making methanal, and as an ingredient in some types of antifreeze. It is made from carbon monoxide and hydrogen, by the catalytic oxidation of methane (from natural gas) using air, and, formerly by the dry distillation of wood. In considering, whether some forms of extraterrestrial life might use solvents other than water, methanol is one possible candidate. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/methanol.html ) Bayes inference Bayesian inference Bayesian method Bayesian model décision de Bayes Méthode Bayes décisions de Bayes méthodes de Bayes Bayes method méthode de Bayes characteristics method Method of characteristics Méthode caractéristiques characteristics methods méthodes des caractéristiques method of characteristics méthode des caractéristiques En mathématiques, la méthode des caractéristiques est une technique permettant de résoudre les équations aux dérivées partielles. Particulièrement adaptée aux problèmes de transport, elle est utilisée dans de nombreux domaines tels que la mécanique des fluides ou le transport de particules. Dans certains cas particuliers, la méthode des caractéristiques peut permettre la résolution purement analytique de l'équation aux dérivées partielles. Dans les cas plus complexes (rencontrés par exemple en modélisation des systèmes physiques), la méthode des caractéristiques peut être utilisée comme une méthode de résolution numérique du problème. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_des_caract%C3%A9ristiques ) In mathematics, the method of characteristics is a technique for solving partial differential equations. Typically, it applies to first-order equations, although more generally the method of characteristics is valid for any hyperbolic partial differential equation. The method is to reduce a partial differential equation to a family of ordinary differential equations along which the solution can be integrated from some initial data given on a suitable hypersurface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Method_of_characteristics ) différences finies Finite difference method Méthode différence finie Méthode différences finies finite difference method finite difference methods finite-difference methods méthodes des différences finies finite-difference method méthode des différences finies En analyse numérique, la méthode des différences finies est une technique courante de recherche de solutions approchées d'équations aux dérivées partielles qui consiste à résoudre un système de relations (schéma numérique) liant les valeurs des fonctions inconnues en certains points suffisamment proches les uns des autres. Cette méthode apparaît comme étant la plus simple à mettre en œuvre car elle procède en deux étapes : d'une part la discrétisation par différences finies des opérateurs de dérivation/différentiation, d'autre part la convergence du schéma numérique ainsi obtenu lorsque la distance entre les points diminue. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_des_diff%C3%A9rences_finies ) FDTD method Yee's method méthode FDTD Finite difference time domain analysis Méthode différence finie domaine temps Méthode différences finies domaines temps finite difference time domain method finite difference time domain methods finite-difference time-domain methods méthodes FDTD méthodes des différences finies dans le domaines temporels finite-difference time-domain method méthode des différences finies dans le domaine temporel FDTD est l'acronyme de l'expression anglaise Finite Difference Time Domain. C'est une méthode de calcul de différences finies dans le domaine temporel, qui permet de résoudre des équations différentielles dépendantes du temps. Cette méthode est couramment utilisée en électromagnétisme pour résoudre les équations de Maxwell. Cette méthode a été proposée par Kane S. Yee en 1966. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/FDTD ) Finite-difference time-domain (FDTD) or Yee's method (named after the Chinese American applied mathematician Kane S. Yee, born 1934) is a numerical analysis technique used for modeling computational electrodynamics (finding approximate solutions to the associated system of differential equations). Since it is a time-domain method, FDTD solutions can cover a wide frequency range with a single simulation run, and treat nonlinear material properties in a natural way. The FDTD method belongs in the general class of grid-based differential numerical modeling methods (finite difference methods). The time-dependent Maxwell's equations (in partial differential form) are discretized using central-difference approximations to the space and time partial derivatives. The resulting finite-difference equations are solved in either software or hardware in a leapfrog manner: the electric field vector components in a volume of space are solved at a given instant in time; then the magnetic field vector components in the same spatial volume are solved at the next instant in time; and the process is repeated over and over again until the desired transient or steady-state electromagnetic field behavior is fully evolved. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Finite-difference_time-domain_method ) discretization scheme Discretization method Méthode discrétisation Méthode discrétisations discretization methods discretization schemes méthodes de discrétisations discretization method méthode de discrétisation En mathématiques appliquées, la discrétisation est la transposition d'un état continu (fonction, modèle, variable, équation) en un équivalent discret. Ce procédé constitue en général une étape préliminaire à la résolution numérique d'un problème ou sa programmation sur machine. Un cas particulier est la dichotomisation où le nombre de classes discrètes est 2, où on peut approcher une variable continue en une variable binaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Discr%C3%A9tisation ) In applied mathematics, discretization is the process of transferring continuous functions, models, variables, and equations into discrete counterparts. This process is usually carried out as a first step toward making them suitable for numerical evaluation and implementation on digital computers. Dichotomization is the special case of discretization in which the number of discrete classes is 2, which can approximate a continuous variable as a binary variable (creating a dichotomy for modeling purposes, as in binary classification). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discretization ) distinct element method Discrete element method Méthode élément discret Méthode éléments discrets discrete element methods distinct element methods méthodes des éléments discrets discrete element method méthode des éléments discrets La méthode des éléments discrets est une méthode crée en 1979 par Cundall pour résoudre les équations de la dynamique dans un milieu granulaire. Cette méthode consiste à définir le domaine à l’aide de particules liées entre elles par des lois d’interaction. Cette méthode a été développée après pour résoudre les problèmes de discontinuité dans un milieu continu, et, plus précisément, pour visualiser la propagation de failles. Les scientifiques ont souhaité développer cette méthode parce que la méthode la plus connue, la méthode des éléments finis, atteint ses limites pour étudier des discontinuités. Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_des_%C3%A9l%C3%A9ments_discrets ) A discrete element method (DEM), also called a distinct element method, is any of a family of numerical methods for computing the motion and effect of a large number of small particles. Though DEM is very closely related to molecular dynamics, the method is generally distinguished by its inclusion of rotational degrees-of-freedom as well as stateful contact and often complicated geometries (including polyhedra). With advances in computing power and numerical algorithms for nearest neighbor sorting, it has become possible to numerically simulate millions of particles on a single processor. Today DEM is becoming widely accepted as an effective method of addressing engineering problems in granular and discontinuous materials, especially in granular flows, powder mechanics, and rock mechanics. DEM has been extended into the Extended Discrete Element Method taking heat transfer, chemical reaction and coupling to CFD and FEM into account. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_element_method ) Finite element method Méthode élément fini Méthode éléments finis finite element methods méthodes des éléments finis finite element method méthode des éléments finis En analyse numérique, la méthode des éléments finis (MEF, ou FEM pour finite element method en anglais) est utilisée pour résoudre numériquement des équations aux dérivées partielles. Celles-ci peuvent par exemple représenter analytiquement le comportement dynamique de certains systèmes physiques (mécaniques, thermodynamiques, acoustiques, etc.). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_des_%C3%A9l%C3%A9ments_finis ) The finite element method (FEM) is a popular method for numerically solving differential equations arising in engineering and mathematical modeling. Typical problem areas of interest include the traditional fields of structural analysis, heat transfer, fluid flow, mass transport, and electromagnetic potential. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Finite_element_method ) méthode des éléments frontière méthode des éléments limites Boundary element method Méthode élément frontière Méthode éléments frontières boundary element methods méthodes des éléments finis de frontières méthodes des éléments frontières méthodes des éléments limites boundary element method méthode des éléments finis de frontière La méthode des éléments finis de frontière, méthode des éléments frontière ou BEM - Boundary Element Method - en anglais, est une méthode de résolution numérique. Elle se présente comme une alternative à la méthode des éléments finis avec la particularité d'être plus intéressante dans les domaines de modélisation devenant infinis. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_des_%C3%A9l%C3%A9ments_finis_de_fronti%C3%A8re ) The boundary element method (BEM) is a numerical computational method of solving linear partial differential equations which have been formulated as integral equations (i.e. in boundary integral form), including fluid mechanics, acoustics, electromagnetics (where the technique is known as method of moments or abbreviated as MoM), fracture mechanics, and contact mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Boundary_element_method ) Infinite element method Méthode élément infini Méthode éléments infinis infinite element methods méthodes des éléments infinis infinite element method méthode des éléments infinis La méthode des éléments infinis est une méthode numérique pour résoudre les problèmes d'ingénierie et de physique mathématique. Il s'agit d'une modification de la méthode des éléments finis. La méthode divise le domaine concerné en sections de longueur infinie. Contrairement à un élément fini qui est approximé par des expressions polynomiales sur un support fini, la longueur sans borne de l'élément infini est ajustée avec de fonctions permettant l'évaluation du champ au niveau de l'asymptote. Le nombre de fonctions et de points d'interpolations définissent la précision de l'élément dans la direction infinie. La méthode est couramment utilisée pour résoudre les problèmes acoustiques et permet de respecter la condition de Sommerfeld de non-retour des ondes acoustiques et de la diffusion des ondes de pression dans le champ lointain. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Infinite_element_method ) The infinite element method is a numerical method for solving problems of engineering and mathematical physics. It is a modification of finite element method. The method divides the domain concerned into sections of infinite length. In contrast with a finite element which is approximated by polynomial expressions on a finite support, the unbounded length of the infinite element is fitted with functions allowing the evaluation of the field at the asymptote. The number of functions and points of interpolations define the accuracy of the element in the infinite direction. The method is commonly used to solve acoustic problems and allows to respect the Sommerfeld condition of non-return of the acoustic waves and the diffusion of the pressure waves in the far field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Infinite_element_method ) Méthode espace phase Méthode espaces phases Phase space method méthodes des espaces des phases phase space methods méthode de l'espace des phases phase space method En mathématiques appliquées, la méthode de l'espace des phases est une technique pour construire et analyser des solutions de systèmes dynamiques, c'est-à-dire en résolvant des équations différentielles dépendantes du temps. La méthode consiste à réécrire d'abord les équations en tant que système d'équations différentielles qui sont de premier ordre dans le temps, en introduisant des variables supplémentaires. Les variables d'origine et les nouvelles variables forment un vecteur dans l'espace des phases. La solution devient alors une courbe dans l'espace des phases, paramétrée par le temps. La courbe est généralement appelée trajectoire ou orbite. L'équation différentielle (vecteur) est reformulée comme une description géométrique de la courbe, c'est-à-dire comme une équation différentielle en termes de variables de l'espace des phases uniquement, sans la paramétrisation temporelle d'origine. Enfin, une solution dans l'espace des phases est transformée en paramètre d'origine. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Phase_space_method ) In applied mathematics, the phase space method is a technique for constructing and analyzing solutions of dynamical systems, that is, solving time-dependent differential equations. The method consists of first rewriting the equations as a system of differential equations that are first-order in time, by introducing additional variables. The original and the new variables form a vector in the phase space. The solution then becomes a curve in the phase space, parametrized by time. The curve is usually called a trajectory or an orbit. The (vector) differential equation is reformulated as a geometrical description of the curve, that is, as a differential equation in terms of the phase space variables only, without the original time parametrization. Finally, a solution in the phase space is transformed back into the original setting. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Phase_space_method ) Density functional method Méthode fonctionnelle densité Méthode fonctionnelles densités densities functional theories théories des fonctionnelles des densités density functional theory théorie de la fonctionnelle de la densité La théorie de la fonctionnelle de la densité (DFT, sigle pour Density Functional Theory) est une méthode de calcul quantique permettant l'étude de la structure électronique, en principe de manière exacte. Au début du XXIe siècle, il s'agit de l'une des méthodes les plus utilisées dans les calculs quantiques aussi bien en physique de la matière condensée qu'en chimie quantique en raison de son application possible à des systèmes de tailles très variées, allant de quelques atomes à plusieurs centaines. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_la_fonctionnelle_de_la_densit%C3%A9 ) Density-functional theory (DFT) is a computational quantum mechanical modelling method used in physics, chemistry and materials science to investigate the electronic structure (or nuclear structure) (principally the ground state) of many-body systems, in particular atoms, molecules, and the condensed phases. Using this theory, the properties of a many-electron system can be determined by using functionals, i.e. functions of another function. In the case of DFT, these are functionals of the spatially dependent electron density. DFT is among the most popular and versatile methods available in condensed-matter physics, computational physics, and computational chemistry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Density_functional_theory ) Méthode matrice transfert Méthode matrices transferts Transfer matrix method méthodes des matrices de transferts transfer matrix method transfer matrix methods transfer-matrix methods méthode de la matrice de transfert transfer-matrix method En mécanique statistique, la méthode de la matrice de transfert est une technique mathématique qui est utilisée pour écrire la fonction de partition sous une forme plus simple. Elle a été introduite en 1941 par Hans Kramers et Gregory Wannier. Dans de nombreux modèles de réseau unidimensionnel, la fonction de partition est d'abord écrite comme une sommation n-fois sur chaque microétat possible, et contient également une sommation supplémentaire de la contribution de chaque composant à l'énergie du système dans chaque microétat. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Transfer-matrix_method ) In statistical mechanics, the transfer-matrix method is a mathematical technique which is used to write the partition function into a simpler form. It was introduced in 1941 by Hans Kramers and Gregory Wannier. In many one dimensional lattice models, the partition function is first written as an n-fold summation over each possible microstate, and also contains an additional summation of each component's contribution to the energy of the system within each microstate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Transfer-matrix_method ) Monte-Carlo model Monte-Carlo modeling Monte-Carlo simulation Monte-Carlo study Monte-Carlo technique méthode Monte-Carlo Monte Carlo method Méthode Monte Carlo méthode Monte Carlo méthode de Monte Carlo méthodes Monte Carlo méthodes Monte-Carlo méthodes de Monte Carlo méthodes de Monte-Carlo Monte-Carlo method méthode de Monte-Carlo Le terme méthode de Monte-Carlo, ou méthode Monte-Carlo, désigne une famille de méthodes algorithmiques visant à calculer une valeur numérique approchée en utilisant des procédés aléatoires, c'est-à-dire des techniques probabilistes. Le nom de ces méthodes, qui fait allusion aux jeux de hasard pratiqués au casino de Monte-Carlo, a été inventé en 1947 par Nicholas Metropolis, et publié pour la première fois en 1949 dans un article coécrit avec Stanislaw Ulam. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_de_Monte-Carlo ) Monte Carlo methods, or Monte Carlo experiments, are a broad class of computational algorithms that rely on repeated random sampling to obtain numerical results. The underlying concept is to use randomness to solve problems that might be deterministic in principle. They are often used in physical and mathematical problems and are most useful when it is difficult or impossible to use other approaches. Monte Carlo methods are mainly used in three problem classes: optimization, numerical integration, and generating draws from a probability distribution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Monte_Carlo_method ) Méthode numérique Méthode numériques Numerical method méthodes numériques numerical methods méthode numérique numerical method En analyse numérique, une méthode numérique est un outil mathématique conçu pour résoudre des problèmes numériques. La mise en œuvre d'une méthode numérique avec une vérification de convergence appropriée dans un langage de programmation est appelée algorithme numérique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Numerical_method ) In numerical analysis, a numerical method is a mathematical tool designed to solve numerical problems. The implementation of a numerical method with an appropriate convergence check in a programming language is called a numerical algorithm. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Numerical_method ) Discrete ordinate method Méthode ordonnée discrète Méthode ordonnées discrètes discrete ordinate methods méthodes des ordonnées discrètes discrete ordinate method méthode des ordonnées discrètes La méthode SN (S pour segmented) ou méthode des ordonnées discrètes permet la résolution de l'équation du transfert radiatif ou équation de Boltzmann utilisée pour la propagation des particules telles photons, neutrons, neutrinos, etc. Cette méthode a été introduite par Gian-Carlo Wick (1943) et Subrahmanyan Chandrasekhar (1944). Elle consiste à remplacer l'équation continue vis-à-vis des directions de propagation par un système linéaire portant sur des directions choisies a priori. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_SN ) In the theory of radiative transfer, of either thermal or neutron radiation, a position and direction-dependent intensity function is usually sought for the description of the radiation field. The intensity field can in principle be solved from the integrodifferential radiative transfer equation (RTE), but an exact solution is usually impossible and even in the case of geometrically simple systems can contain unusual special functions such as the Chandrasekhar's H-function and Chandrasekhar's X- and Y-functions. The method of discrete ordinates, or the Sn method, is one way to approximately solve the RTE by discretizing both the xyz-domain and the angular variables that specify the direction of radiation. The methods were developed by Subrahmanyan Chandrasekhar when he was working on radiative transfer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_ordinates_method ) Méthode Runge Kutta Runge Kutta method méthode de Runge Kutta méthodes de Runge Kutta méthodes de Runge-Kutta Runge-Kutta method méthode de Runge-Kutta Les méthodes de Runge-Kutta sont des méthodes d'analyse numérique d'approximation de solutions d'équations différentielles. Elles ont été nommées ainsi en l'honneur des mathématiciens Carl Runge et Martin Wilhelm Kutta, lesquels élaborèrent la méthode en 1901. Ces méthodes reposent sur le principe de l'itération, c'est-à-dire qu'une première estimation de la solution est utilisée pour calculer une seconde estimation, plus précise, et ainsi de suite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thodes_de_Runge-Kutta ) In numerical analysis, the Runge–Kutta methods are a family of implicit and explicit iterative methods, which include the Euler method, used in temporal discretization for the approximate solutions of simultaneous nonlinear equations. These methods were developed around 1900 by the German mathematicians Carl Runge and Wilhelm Kutta. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Runge%E2%80%93Kutta_methods ) approximation spectrale Méthode spectrale Méthode spectrales Spectral method approximations spectrales méthodes spectrales spectral methods méthode spectrale spectral method Les méthodes spectrales sont une classe de techniques utilisées en mathématiques appliquées et en calcul scientifique pour résoudre numériquement certaines équations différentielles. L'idée est d'écrire la solution de l'équation différentielle comme une somme de certaines "fonctions de base" (par exemple, comme une série de Fourier qui est une somme de sinusoïdes), puis de choisir les coefficients dans la somme afin de satisfaire l'équation différentielle aussi bien que possible. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_method ) Spectral methods are a class of techniques used in applied mathematics and scientific computing to numerically solve certain differential equations. The idea is to write the solution of the differential equation as a sum of certain "basis functions" (for example, as a Fourier series which is a sum of sinusoids) and then to choose the coefficients in the sum in order to satisfy the differential equation as well as possible. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_method ) 2023-02-07 SPH method hydrodynamique des particules lissées smoothed-particle hydrodynamics Méthode SPH Smoothed particle hydrodynamics method méthodes SPH smoothed particle hydrodynamics smoothed particle hydrodynamics method smoothed particle hydrodynamics methods smoothed-particle hydrodynamics methods méthode SPH smoothed-particle hydrodynamics method L'hydrodynamique des particules lissées, en anglais Smoothed particle hydrodynamics (SPH), est une méthode de calcul utilisée pour simuler la mécanique des milieux continus, comme la mécanique des solides ou les écoulements de fluides. Elle a été développée par Gingold, Monaghan et Lucy en 1977, initialement pour des problèmes d'astrophysique. Elle a été utilisée dans de nombreux domaines de recherche, incluant l'astrophysique, la balistique, la volcanologie et océanologie. Il s'agit d'une méthode lagrangienne (où les coordonnées se déplacent avec le fluide) sans maillage, et la résolution peut facilement être ajustée en fonction de variables physiques telles que la densité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hydrodynamique_des_particules_liss%C3%A9es ) Smoothed-particle hydrodynamics (SPH) is a computational method used for simulating the mechanics of continuum media, such as solid mechanics and fluid flows. It was developed by Gingold and Monaghan and Lucy in 1977, initially for astrophysical problems. It has been used in many fields of research, including astrophysics, ballistics, volcanology, and oceanography. It is a meshfree Lagrangian method (where the co-ordinates move with the fluid), and the resolution of the method can easily be adjusted with respect to variables such as density. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Smoothed-particle_hydrodynamics ) Finite volume method Méthode volume fini Méthode volumes finis finite volume methods méthodes des volumes finis finite volume method méthode des volumes finis En analyse numérique, la méthode des volumes finis est utilisée pour résoudre numériquement des équations aux dérivées partielles, comme la méthode des différences finies et celle des éléments finis. Contrairement à la méthode des différences finies, qui met en jeu des approximations des dérivées, les méthodes des volumes finis et des éléments finis exploitent des approximations d'intégrales. Toutefois, la méthode des volumes finis exploite directement la forme dite forte de l'équation à résoudre, alors que la méthode des éléments finis se fonde sur une formulation variationnelle de l'équation (on parle aussi de formulation faible). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_des_volumes_finis ) The finite volume method (FVM) is a method for representing and evaluating partial differential equations in the form of algebraic equations. In the finite volume method, volume integrals in a partial differential equation that contain a divergence term are converted to surface integrals, using the divergence theorem. These terms are then evaluated as fluxes at the surfaces of each finite volume. Because the flux entering a given volume is identical to that leaving the adjacent volume, these methods are conservative. Another advantage of the finite volume method is that it is easily formulated to allow for unstructured meshes. The method is used in many computational fluid dynamics packages. "Finite volume" refers to the small volume surrounding each node point on a mesh. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Finite_volume_method ) Jupiter XVI Jupiter XVI Metis Metis Métis Métis est le satellite naturel de Jupiter le plus proche de la planète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9tis_(lune) ) Metis is the innermost moon of Jupiter, also known as Jupiter XVI; it is a small object of uneven shape. Together with Adrastea, Metis orbits inside the synchronous orbit radius of Jupiter, which means that it orbits faster than Jupiter rotates on its axis. As a result, its orbit will eventually decay and Metis will fall into the planet. Metis and Adrastea also circle around inside Jupiter's main ring and are undoubtedly the source of the material in this ring. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Metis.html ) Bondi-Sachs cosmology Bondi-Sachs model Bondi-Sachs space Bondi-Sachs spacetime Bondi-Sachs universe cosmologie de Bondi-Sachs espace de Bondi-Sachs espace-temps de Bondi-Sachs modèle de Bondi-Sachs univers de Bondi-Sachs Bondi Sachs metric Métrique Bondi Sachs cosmologie de Bondi Sachs cosmologies de Bondi Sachs cosmologies de Bondi-Sachs espace de Bondi Sachs espace temps de Bondi Sachs espaces de Bondi Sachs espaces de Bondi-Sachs modèle de Bondi Sachs modèles de Bondi Sachs modèles de Bondi-Sachs métrique de Bondi Sachs métriques de Bondi Sachs métriques de Bondi-Sachs univers de Bondi Sachs Bondi-Sachs metric métrique de Bondi-Sachs conformally flat metric métrique conformément plate Conformally flat metric Métrique conformément plate Métrique conforméments plates conformally flat manifolds conformally flat metrics métriques conforméments plates variétés conforméments plates conformally flat manifold variété conformément plate Une variété (pseudo-) Riemannienne est conformément plate si chaque point a un voisinage qui peut être appliquée à un espace plat par une transformation conforme. Dans la pratique, la métrique g de la variété M doit être conforme à la métrique plate η, c'est-à-dire que la géodésique maintient dans tous les points de M les angles en se déplaçant de l'un à l'autre, ainsi qu'en gardant les géodésiques nulles inchangées, c'est-à-dire qu'il existe une fonction λ(x) telle que g(x) = λ²(x).η, où λ(x) est connue sous le nom de facteur conforme et x est un point sur la variété. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Conformally_flat_manifold ) A (pseudo-)Riemannian manifold is conformally flat if each point has a neighborhood that can be mapped to flat space by a conformal transformation. In practice, the metric g of the manifold M has to be conformal to the flat metric η, i.e., the geodesics maintain in all points of M the angles by moving from one to the other, as well as keeping the null geodesics unchanged, that means exists a function λ(x) such that g(x) = λ²(x).η, where λ(x) is known as the conformal factor and x is a point on the manifold. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conformally_flat_manifold ) cosmologie de de Sitter de Sitter cosmology de Sitter model de Sitter space de Sitter spacetime de Sitter universe espace de de Sitter espace-temps de de Sitter modèle de de Sitter univers de de Sitter De Sitter metric Métrique de Sitter cosmologies de de Sitter de Sitter cosmologies de Sitter metrics de Sitter models de Sitter spaces de Sitter spacetimes de Sitter universes espace temps de de Sitter espaces de de Sitter modèles de de Sitter métriques de De Sitter de Sitter metric métrique de De Sitter En physique mathématique, l'espace de De Sitter à n dimension (souvent abrégé à dS_n) est une variété de Lorentz maximal symétrique avec une courbure scalaire positive constante. Il s'agit de l'analogue lorentzien d'une n-sphère (avec sa métrique canonique riemannienne). La principale application de l'espace de De Sitter est son utilisation en relativité générale, où elle sert comme l'un des modèles mathématiques les plus simples de l'Univers conformément à l'expansion accélérée observée de l'Univers. Plus précisément, l'espace deDe Sitter est la solution du vide maximale symétrique des équations du champ d'Einstein avec une constante cosmologique positive Λ (correspondant à une densité d'énergie de vide positive et une pression négative). Il existe des preuves cosmologiques que l'Univers lui-même est asymptotiquement De Sitter, c'est-à-dire qu'il évoluera comme l'univers de De Sitter dans un avenir lointain lorsque l'énergie sombre dominera. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/De_Sitter_space ) In mathematical physics, n-dimensional de Sitter space (often abbreviated to dS_n) is a maximally symmetric Lorentzian manifold with constant positive scalar curvature. It is the Lorentzian analogue of an n-sphere (with its canonical Riemannian metric). The main application of de Sitter space is its use in general relativity, where it serves as one of the simplest mathematical models of the universe consistent with the observed accelerating expansion of the universe. More specifically, de Sitter space is the maximally symmetric vacuum solution of Einstein's field equations with a positive cosmological constant Λ (corresponding to a positive vacuum energy density and negative pressure). There is cosmological evidence that the universe itself is asymptotically de Sitter, i.e. it will evolve like the de Sitter universe in the far future when dark energy dominates. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/De_Sitter_space ) Friedmann cosmology Friedmann model Friedmann space Friedmann spacetime Friedmann universe cosmologie de Friedmann espace de Friedmann espace-temps de Friedmann modèle de Friedmann univers de Friedmann Métrique Friedmann cosmologies de Friedmann espace temps de Friedmann espaces de Friedmann modèles de Friedmann métriques de Friedmann Friedmann metric métrique de Friedmann FLRW metric Friedmann Lemaître Robertson Walker cosmology Friedmann Lemaître Robertson Walker model Friedmann Lemaître Robertson Walker space Friedmann Lemaître Robertson Walker spacetime Friedmann Lemaître Robertson Walker universe cosmologie de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker espace de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker espace-temps de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker modèle de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker métrique FLRW univers de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker Métrique Friedmann Lemaître Robertson Walker cosmologie de Friedmann Lemaître Robertson Walker cosmologies de Friedmann Lemaître Robertson Walker cosmologies de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker espace de Friedmann Lemaître Robertson Walker espace temps de Friedmann Lemaître Robertson Walker espaces de Friedmann Lemaître Robertson Walker espaces de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker modèle de Friedmann Lemaître Robertson Walker modèles de Friedmann Lemaître Robertson Walker modèles de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker métrique de Friedmann Lemaître Robertson Walker métriques FLRW métriques de Friedmann Lemaître Robertson Walker métriques de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker univers de Friedmann Lemaître Robertson Walker Friedmann Lemaître Robertson Walker metric métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker La métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker permet de décrire un espace-temps de géométrie homogène et isotrope. En cosmologie, cette métrique est utilisée pour la description de l'évolution de l'Univers aux grandes échelles. Elle constitue l'outil principal amenant la construction du modèle cosmologique standard : la théorie du Big Bang. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9trique_de_Friedmann-Lema%C3%AEtre-Robertson-Walker ) The Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) metric is a metric based on the exact solution of Einstein's field equations of general relativity; it describes a homogeneous, isotropic, expanding (or otherwise, contracting) universe that is path-connected, but not necessarily simply connected. The general form of the metric follows from the geometric properties of homogeneity and isotropy; Einstein's field equations are only needed to derive the scale factor of the universe as a function of time. Depending on geographical or historical preferences, the set of the four scientists – Alexander Friedmann, Georges Lemaître, Howard P. Robertson and Arthur Geoffrey Walker – are customarily grouped as Friedmann or Friedmann–Robertson–Walker (FRW) or Robertson–Walker (RW) or Friedmann–Lemaître (FL). This model is sometimes called the Standard Model of modern cosmology, although such a description is also associated with the further developed Lambda-CDM model. The FLRW model was developed independently by the named authors in the 1920s and 1930s. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Friedmann%E2%80%93Lema%C3%AEtre%E2%80%93Robertson%E2%80%93Walker_metric ) Kerr black hole Kerr cosmology Kerr model Kerr space Kerr spacetime Kerr universe cosmologie de Kerr espace de Kerr espace-temps de Kerr modèle de Kerr trou noir de Kerr univers de Kerr Métrique Kerr cosmologies de Kerr espace temps de Kerr espaces de Kerr modèles de Kerr métriques de Kerr trous noirs de Kerr Kerr metric métrique de Kerr La métrique de Kerr ou géométrie de Kerr décrit la géométrie d'un espace-temps vide autour d'un trou noir rotatif non chargé à symétrie axiale avec un horizon des événements quasi-sphérique. La métrique de Kerr est une solution exacte des équations du champ d'Einstein de la relativité générale; ces équations sont fortement non linéaires, ce qui rend les solutions exactes très difficiles à trouver. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Kerr_metric ) The Kerr metric or Kerr geometry describes the geometry of empty spacetime around a rotating uncharged axially symmetric black hole with a quasispherical event horizon. The Kerr metric is an exact solution of the Einstein field equations of general relativity; these equations are highly non-linear, which makes exact solutions very difficult to find. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kerr_metric ) 2023-02-07 Kerr-Newman black hole Kerr-Newman cosmology Kerr-Newman model Kerr-Newman space Kerr-Newman spacetime Kerr-Newman universe cosmologie de Kerr-Newman espace de Kerr-Newman espace-temps de Kerr-Newman modèle de Kerr-Newman trou noir de Kerr-Newman univers de Kerr-Newman Kerr Newmann metric Métrique Kerr Newmann cosmologie de Kerr Newman cosmologies de Kerr Newman cosmologies de Kerr-Newman espace de Kerr Newman espace temps de Kerr Newman espaces de Kerr Newman espaces de Kerr-Newman modèle de Kerr Newman modèles de Kerr Newman modèles de Kerr-Newman métrique de Kerr Newman métriques de Kerr Newman métriques de Kerr-Newman trou noir de Kerr Newman trous noirs de Kerr Newman trous noirs de Kerr-Newman univers de Kerr Newman Kerr-Newman metric métrique de Kerr-Newman La métrique de Kerr-Newman est la solution stationnaire asymptotiquement plate la plus générale des équations d'Einstein-Maxwell en relativité générale qui décrit la géométrie de l'espace-temps dans la région entourant une masse en rotation et chargée électriquement. Elle généralise la métrique de Kerr en tenant compte de l'énergie du champ d'un champ électromagnétique, en plus de décrire la rotation. Il s'agit de l'une d'un grand nombre de différentes solutions de l'électrovide, c'est-à-dire des solutions des équations d'Einstein-Maxwell qui tiennent compte de l'énergie de champ d'un champ électromagnétique. Ces solutions n'incluent pas de charges électriques autres que celles associées au champ gravitationnel et sont donc appelées solutions du vide (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Kerr%E2%80%93Newman_metric ) The Kerr–Newman metric is the most general asymptotically flat, stationary solution of the Einstein–Maxwell equations in general relativity that describes the spacetime geometry in the region surrounding an electrically charged, rotating mass. It generalizes the Kerr metric by taking into account the field energy of an electromagnetic field, in addition to describing rotation. It is one of a large number of various different electrovacuum solutions, that is, of solutions to the Einstein–Maxwell equations which account for the field energy of an electromagnetic field. Such solutions do not include any electric charges other than that associated with the gravitational field, and are thus termed vacuum solutions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kerr%E2%80%93Newman_metric ) Minkowski cosmology Minkowski model Minkowski universe cosmologie de Minkowski modèle de Minkowski univers de Minkowski Métrique Minkowski cosmologies de Minkowski modèles de Minkowski métriques de Minkowski Minkowski metric métrique de Minkowski La métrique qui appartient à une variété plate à quatre dimensions et est donnée par ds²= -dt²+ dx²+ dy²+ dz². Trois coordonnées représentent l'espace et la quatrième coordonnée est consacrée au temps. La métrique de Minkowski sous-tend la géométrie de la relativité restreinte. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=minkowski+metric&formSubmit=Search&showAll=1 ) The metric that belongs to a four-dimensional flat manifold and is given by ds²= - dt²+ dx²+ dy²+ dz². Three coordinates represent space and the fourth coordinate is devoted to time. The Minkowski metric underlies the geometry of special relativity. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=minkowski+metric&formSubmit=Search&showAll=1 ) flat metric métrique plate Flat metric Métrique plate Métrique plates flat manifolds flat metrics métriques plates variétés plates flat manifold variété plate En mathématiques, une surface de Riemann est dite plate si sa courbure de Gauss est nulle en tout point. Intuitivement, une variété plate ressemble "localement" à l'espace euclidien en termes de distances et d'angles, par exemple la somme des angles intérieurs d'un triangle est égale à 180°. Cette définition se généralise aux variétés riemanniennes dont le tenseur de courbure est nul en tout point. Les tores plats font partie des exemples les plus simples de variétés plates compactes. Le revêtement universel d'une variété plate complète est l'espace euclidien. Un théorème de Bieberbach montre également que toute variété plate compacte est un quotient fini d'un tore. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_plate ) In mathematics, a Riemannian manifold is said to be flat if its Riemann curvature tensor is everywhere zero. Intuitively, a flat manifold is one that "locally looks like" Euclidean space in terms of distances and angles, e.g. the interior angles of a triangle add up to 180°. The universal cover of a complete flat manifold is Euclidean space. This can be used to prove the theorem of Bieberbach (1911, 1912) that all compact flat manifolds are finitely covered by tori; the 3-dimensional case was proved earlier by Schoenflies (1891). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Flat_manifold ) Reissner-Nordström black hole Reissner-Nordström cosmology Reissner-Nordström model Reissner-Nordström space Reissner-Nordström spacetime Reissner-Nordström universe cosmologie de Reissner-Nordström espace de Reissner-Nordström espace-temps de Reissner-Nordström modèle de Reissner-Nordström trou noir de Reissner-Nordström univers de Reissner-Nordström Métrique Reissner Nordström Reissner Nordström metric cosmologie de Reissner Nordström cosmologies de Reissner Nordström cosmologies de Reissner-Nordström espace de Reissner Nordström espace temps de Reissner Nordström espaces de Reissner Nordström espaces de Reissner-Nordström modèle de Reissner Nordström modèles de Reissner Nordström modèles de Reissner-Nordström métrique de Reissner Nordström métriques de Reissner Nordström métriques de Reissner-Nordström trou noir de Reissner Nordström trous noirs de Reissner Nordström trous noirs de Reissner-Nordström univers de Reissner Nordström Reissner-Nordström metric métrique de Reissner-Nordström En astrophysique, un trou noir de Reissner-Nordström est un trou noir qui possède une charge électrique non nulle et pas de moment angulaire (c.-à-d. un trou noir chargé, mais sans rotation). Puisque la répulsion électromagnétique d'une masse chargée, lors de la compression durant la formation du trou noir, est très largement supérieure à l'attraction gravitationnelle (par environ 40 ordres de grandeur), on pense qu'il n'aurait pu se former que très peu de ces trous noirs dans l'Univers. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trou_noir_de_Reissner-Nordstr%C3%B6m ) In physics and astronomy, the Reissner–Nordström metric is a static solution to the Einstein–Maxwell field equations, which corresponds to the gravitational field of a charged, non-rotating, spherically symmetric body of mass M. The analogous solution for a charged, rotating body is given by the Kerr–Newman metric. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Reissner%E2%80%93Nordstr%C3%B6m_metric ) Riemann manifold Riemann metric Riemannian metric métrique de Riemann métrique riemannienne variété de Riemann Métrique Riemann métriques de Riemann métriques riemanniennes variétés de Riemann variétés riemanniennes Riemannian manifold variété riemannienne En mathématiques, et plus précisément en géométrie, la variété riemannienne est l'objet de base étudié en géométrie riemannienne. Il s'agit d'une variété, c'est-à-dire un espace courbe généralisant les courbes (de dimension 1) ou les surfaces (de dimension 2) à une dimension n quelconque, et sur laquelle il est possible d'effectuer des calculs de longueur. En termes techniques, une variété riemannienne est une variété différentielle munie d'une structure supplémentaire appelée métrique riemannienne permettant de calculer le produit scalaire de deux vecteurs tangents à la variété en un même point. Cette métrique permet de définir la longueur d'un chemin entre deux points de la variété, puis les géodésiques qui répondent à un problème de plus court chemin. Les concepts fondamentaux qu'on associe à la variété riemannienne sont la connexion de Levi-Civita et la courbure. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_riemannienne ) In differential geometry, a Riemannian manifold or Riemannian space (M, g), so called after the German mathematician Bernhard Riemann, is a real, smooth manifold M equipped with a positive-definite inner product g_p on the tangent space T_pM at each point p. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemannian_manifold ) Schwarzschild black hole Schwarzschild cosmology Schwarzschild model Schwarzschild space Schwarzschild spacetime Schwarzschild universe cosmologie de Schwarzschild espace de Schwarzschild espace-temps de Schwarzschild modèle de Schwarzschild trou noir de Schwarzschild univers de Schwarzschild Métrique Schwarzschild cosmologies de Schwarzschild espace temps de Schwarzschild espaces de Schwarzschild modèles de Schwarzschild métriques de Schwarzschild trous noirs de Schwarzschild Schwarzschild metric métrique de Schwarzschild En astrophysique, dans le cadre de la relativité générale, la métrique de Schwarzschild est une solution des équations d'Einstein. Elle décrit la géométrie de l'espace-temps déformée par le champ gravitationnel à l'extérieur d'un corps isolé, à symétrie sphérique, statique (sans rotation), non chargé et entouré de vide. Cette masse peut être une étoile, une planète ou un trou noir de Schwarzschild. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9trique_de_Schwarzschild ) In Einstein's theory of general relativity, the Schwarzschild metric (also known as the Schwarzschild solution) is an exact solution to the Einstein field equations that describes the gravitational field outside a spherical mass, on the assumption that the electric charge of the mass, angular momentum of the mass, and universal cosmological constant are all zero. The solution is a useful approximation for describing slowly rotating astronomical objects such as many stars and planets, including Earth and the Sun. It was found by Karl Schwarzschild in 1916, and around the same time independently by Johannes Droste, who published his more complete and modern-looking discussion four months after Schwarzschild. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Schwarzschild_metric ) Tolman cosmology Tolman model Tolman space Tolman spacetime Tolman universe Tolman-Lemaître metric Tolman-Lemaître-Bondi metric cosmologie de Tolman espace de Tolman espace-temps de Tolman modèle de Tolman métrique de Tolman-Lemaître métrique de Tolman-Lemaître-Bondi univers de Tolman Métrique Tolman cosmologies de Tolman espace temps de Tolman espaces de Tolman modèles de Tolman métrique de Tolman Lemaître métrique de Tolman Lemaître Bondi métriques de Tolman métriques de Tolman Lemaître métriques de Tolman Lemaître Bondi métriques de Tolman-Lemaître métriques de Tolman-Lemaître-Bondi Tolman metric métrique de Tolman En physique mathématique, la métrique de Lemaître-Tolman est la solution à sphérique symétrique de la poussière des équations du champ d'Einstein. Elle a été découverte pour la première fois par Georges Lemaître en 1933 et Richard Tolman en 1934 et a ensuite été étudié par Hermann Bondi en 1947. Cette solution décrit un nuage sphérique de poussière (fini ou infini) qui se dilate ou s'effondre sous la gravité. Elle est également connue sous le nom de métrique de Lemaître-Tolman-Bondi ou la métrique de Tolman. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Lema%C3%AEtre%E2%80%93Tolman_metric ) In mathematical physics, the Lemaître–Tolman metric is the spherically symmetric dust solution of Einstein's field equations. It was first found by Georges Lemaître in 1933 and Richard Tolman in 1934 and later investigated by Hermann Bondi in 1947. This solution describes a spherical cloud of dust (finite or infinite) that is expanding or collapsing under gravity. It is also known as the Lemaître–Tolman–Bondi metric or the Tolman metric. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lema%C3%AEtre%E2%80%93Tolman_metric ) Tomimatsu-Sato black hole Tomimatsu-Sato cosmology Tomimatsu-Sato model Tomimatsu-Sato space Tomimatsu-Sato spacetime Tomimatsu-Sato universe cosmologie de Tomimatsu-Sato espace de Tomimatsu-Sato espace-temps de Tomimatsu-Sato modèle de Tomimatsu-Sato trou noir de Tomimatsu-Sato univers de Tomimatsu-Sato Métrique Tomimatsu Sato cosmologie de Tomimatsu Sato cosmologies de Tomimatsu Sato cosmologies de Tomimatsu-Sato espace de Tomimatsu Sato espace temps de Tomimatsu Sato espaces de Tomimatsu Sato espaces de Tomimatsu-Sato modèle de Tomimatsu Sato modèles de Tomimatsu Sato modèles de Tomimatsu-Sato métrique de Tomimatsu Sato métriques de Tomimatsu Sato métriques de Tomimatsu-Sato trou noir de Tomimatsu Sato trous noirs de Tomimatsu Sato trous noirs de Tomimatsu-Sato univers de Tomimatsu Sato Tomimatsu Sato metric métrique de Tomimatsu-Sato Weyl cosmology Weyl model Weyl spacetime Weyl universe Wweyl space cosmologie de Weyl espace de Weyl espace-temps de Weyl modèle de Weyl univers de Weyl Métrique Weyl cosmologies de Weyl espace temps de Weyl espaces de Weyl modèles de Weyl métriques de Weyl Weyl metric métrique de Weyl En relativité générale, les métriques de Weyl (du nom du mathématicien germano-américain Hermann Weyl) sont une classe de solutions statiques et axisymétriques à l'équation du champ d'Einstein. Trois membres dans les célèbres solutions des familles Kerr-Newman, à savoir les métriques de Schwarzschild, de Reissner-Nordström non extrémales et de Reissner-Nordström extrémales, peuvent être identifiés comme des métriques de type Weyl. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_metrics ) In general relativity, the Weyl metrics (named after the German-American mathematician Hermann Weyl) are a class of static and axisymmetric solutions to Einstein's field equation. Three members in the renowned Kerr–Newman family solutions, namely the Schwarzschild, nonextremal Reissner–Nordström and extremal Reissner–Nordström metrics, can be identified as Weyl-type metrics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_metrics ) microrésonateur optique Microcavité optique Microcavité optiques Optical microcavity microcavités optiques microrésonateurs optiques optical microcavities microcavité optique optical microcavity Une microcavité optique est une structure nanométrique dont les dimensions sont comparables aux longueurs d'onde optiques ; elles sont notamment utilisées pour agir sur l'émission d'émetteurs placés en leur cœur. Deux effets sont susceptibles d'être observés : (1) le couplage faible ou effet Purcell correspondant à une simple modification de l'intensité d'émission ; (2) le couplage fort correspondant à une intrication entre l'émetteur et la microcavité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Microcavit%C3%A9_optique ) An optical microcavity or microresonator is a structure formed by reflecting faces on the two sides of a spacer layer or optical medium, or by wrapping a waveguide in a circular fashion to form a ring. The former type is a standing wave cavity, and the latter is a traveling wave cavity. The name microcavity stems from the fact that it is often only a few micrometers thick, the spacer layer sometimes even in the nanometer range. As with common lasers, this forms an optical cavity or optical resonator, allowing a standing wave to form inside the spacer layer or a traveling wave that goes around in the ring. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Optical_microcavity ) effet de microlentille Microlens Microlentille effets de microlentilles gravitational microlensings microlentilles gravitationnelles gravitational microlensing microlentille gravitationnelle La microlentille gravitationnelle est un phénomène utilisé en astronomie pour détecter des corps célestes en utilisant l'effet de la lentille gravitationnelle. En général, cette dernière ne permet de détecter que des objets lumineux qui émettent beaucoup de lumière (comme les étoiles) ou des objets étendus qui bloquent la lumière de fond (nuages de gaz ou de poussière). La microlentille permet d'étudier les objets qui n'émettent que peu ou pas de lumière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Microlentille_gravitationnelle ) Gravitational microlensing is an astronomical phenomenon due to the gravitational lens effect. It can be used to detect objects that range from the mass of a planet to the mass of a star, regardless of the light they emit. Typically, astronomers can only detect bright objects that emit much light (stars) or large objects that block background light (clouds of gas and dust). These objects make up only a minor portion of the mass of a galaxy. Microlensing allows the study of objects that emit little or no light. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_microlensing ) poussière météoritique Micrometeorite Micrométéorite micrometeorites micrométéorites poussières météoritiques micrometeorite micrométéorite Une micrométéorite est une toute petite météorite, de taille généralement inférieure au centimètre et de masse inférieure au gramme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Microm%C3%A9t%C3%A9orite ) A micrometeorite is a micrometeoroid that has survived entry through the Earth's atmosphere. Usually found on Earth's surface, micrometeorites differ from meteorites in that they are smaller in size, more abundant, and different in composition. The IAU officially defines meteorites as 30 micrometers to 1 meter; micrometeorites are the small end of the range (~submillimeter). They are a subset of cosmic dust, which also includes the smaller interplanetary dust particles (IDPs). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Micrometeorite ) Saturn I Saturne I Mimas Mimas Mimas (S I Mimas) est un satellite naturel de Saturne découvert en 1789 par William Herschel. Il tire son nom de Mimas, un Géant de la mythologie grecque. Mimas est le satellite sphéroïde, parmi six autres, le plus près de Saturne mais aussi le plus petit. Son diamètre varie de 382 à 418 kilomètres. Les sept autres petits satellites connus situés entre son orbite et la surface de la planète géante ont tous un diamètre inférieur à 200 kilomètres, autrement dit d'une masse trop faible pour assurer une forme sphérique de cohésion. La faible densité de Mimas (1,17) laisse à penser qu'il est principalement constitué de glace d'eau avec une petite proportion de roches. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mimas_(lune) ) Mimas is a moon of Saturn, discovered on 17 September 1789, by William Herschel. It is also known as Saturn I because it was the innermost of the seven moons of Saturn known when this numbering system was adopted. In Greek mythology, Mimas was a Titan, a son of Gaia, who was slain by Hercules. Mimas holds the record of being the smallest object known that is more or less spherical in shape because of its own gravitational pull. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Mimas.html ) micro black hole micro trou noir quantum mechanical black hole trou noir quantique Mini black hole Mini trou noir Mini trous noirs micro black holes micros trous noirs mini black holes minis trous noirs quantum mechanical black holes trous noirs quantiques mini black hole mini trou noir Les micro-trous noirs sont de minuscules trous noirs hypothétiques, également appelés trous noirs quantiques ou mini-trous noirs, pour lesquels les effets liés à la mécanique quantique jouent un rôle important. Il est possible que de tels trous noirs quantiques aient été créés dans l'environnement très dense de l'univers primordial, ou au cours de transitions de phases ultérieures : on parle dans ce cas de trous noirs primordiaux. Ils pourraient être détectés prochainement par les astrophysiciens, grâce aux particules qu'ils devraient émettre par rayonnement de Hawking. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Micro-trou_noir ) Micro black holes, also called mini black holes or quantum mechanical black holes, are hypothetical tiny (<1 M☉) black holes, for which quantum mechanical effects play an important role. The concept that black holes may exist that are smaller than stellar mass was introduced in 1971 by Stephen Hawking. It is possible that such black holes were created in the high-density environment of the early Universe (or Big Bang), or possibly through subsequent phase transitions (referred to as primordial black holes). They might be observed by astrophysicists through the particles they are expected to emit by Hawking radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Micro_black_hole ) Minimum activité solaire Minimum activités solaires Minimum solar activity minimums des activités solaires solar minimum activities minimum de l'activité solaire solar minimum activity Le minimum solaire est la période régulière de la moindre activité solaire dans le cycle solaire de 11 ans. Pendant le minimum solaire, l'activité des taches solaires et des éruptions solaires diminue et souvent ne se produit pas pendant des jours à la fois. En moyenne, le cycle solaire prend environ 11 ans pour passer d'un minimum solaire à l'autre, la durée observée variant de 9 à 14 ans. La date du minimum est décrite par une moyenne lissée sur 12 mois d'activité de taches solaires, de sorte que l'identification de la date du minimum solaire ne peut généralement se produire que 6 mois après le minimum. Le minimum solaire est contrasté avec le maximum solaire, lorsque des centaines de taches solaires peuvent se produire. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_minimum ) Solar minimum is the regular period of least solar activity in the Sun's 11-year solar cycle. During solar minimum, sunspot and solar flare activity diminishes, and often does not occur for days at a time. On average, the solar cycle takes about 11 years to go from one solar minimum to the next, with duration observed varying from 9 to 14 years. The date of the minimum is described by a smoothed average over 12 months of sunspot activity, so identifying the date of the solar minimum usually can only happen 6 months after the minimum takes place. Solar minimum is contrasted with the solar maximum, when hundreds of sunspots may occur. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_minimum ) effet de lentille gravitationnelle Gravitational lensing Mirage gravitationnel Mirage gravitationnels effets de lentilles gravitationnelles gravitational lensings mirages gravitationnels gravitational lensing mirage gravitationnel En astrophysique, une lentille gravitationnelle, ou mirage gravitationnel, est produit par la présence d'un corps céleste très massif (tel, par exemple, un amas de galaxies) se situant entre un observateur et une source "lumineuse" lointaine. La lentille gravitationnelle, imprimant un fort champ gravitationnel autour d'elle, a comme effet de faire dévier les rayons lumineux qui passent près d'elle, déformant ainsi les images que reçoit un observateur placé sur la ligne de visée. En cas d'alignement parfait de la source observée et du corps céleste jouant le rôle de lentille gravitationnelle par rapport à l'observateur, le mirage peut prendre la forme d'un anneau d'Einstein. Prédits par la relativité générale d'Albert Einstein, plusieurs mirages gravitationnels ont été observés par, entre autres, le télescope spatial Hubble. Ils sont particulièrement présents lorsque l'on fait des clichés de champs profonds de l'univers observable. Ils font l'objet de plusieurs études et leurs effets pourraient mener à l'observation de la matière noire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lentille_gravitationnelle ) A gravitational lens is a distribution of matter (such as a cluster of galaxies) between a distant light source and an observer that is capable of bending the light from the source as the light travels toward the observer. This effect is known as gravitational lensing, and the amount of bending is one of the predictions of Albert Einstein's general theory of relativity. Treating light as corpuscles travelling at the speed of light, Newtonian physics also predicts the bending of light, but only half of that predicted by general relativity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_lens ) Uranus V Uranus V Miranda Miranda Miranda, également connue sous le nom d'Uranus V, est un satellite naturel d'Uranus. Cette lune fut découverte en 1948 par Gerard Kuiper. Elle porte le nom de Miranda, la fille du magicien Prospero qui apparaît dans la tragi-comédie La Tempête de William Shakespeare. Miranda n'a été approchée qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en janvier 1986. De tous les satellites naturels d'Uranus, Miranda est celui dont la sonde a fait les meilleures images. Néanmoins, durant le survol de la sonde, l'hémisphère nord était plongé dans la nuit ; les observations se sont donc limitées à l'hémisphère sud. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Miranda_(lune) ) Miranda is the fourteenth moon in order of distance from Uranus. It is named after Prospero's daughter in Shakespeare's play The Tempest and is also known as Uranus V. It was discovered by Gerard Kuiper on 16 February 1948 at McDonald Observatory. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Miranda.html ) Flyby mission Mission survol Mission survols flyby missions missions de survols flyby mission mission de survol Un survol est une opération de vol spatial dans laquelle un vaisseau spatial passe à proximité d'un autre corps, généralement une cible de sa mission d'exploration spatiale et/ou une source d'une assistance à la gravité pour l'amener vers une autre cible. Les vaisseaux spatiaux spécialement conçus à cet effet sont connus sous le nom de vaisseaux de survol, bien que le terme ait également été utilisé en ce qui concerne les survols d'astéroïdes au voisinage de la Terre par exemple. Les paramètres importants sont le temps et la distance de la rencontre la plus proche. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Flyby_(spaceflight) ) A flyby is a spaceflight operation in which a spacecraft passes in proximity to another body, usually a target of its space exploration mission and/or a source of a gravity assist to impel it towards another target. Spacecraft which are specifically designed for this purpose are known as flyby spacecraft, although the term has also been used in regard to asteroid flybys of Earth for example. Important parameters are the time and distance of closest approach. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Flyby_(spaceflight) ) Modèle Bianchi modèles de Bianchi Bianchi model modèle de Bianchi Un modèle cosmologique basé sur la théorie de la relativité générale, qui est homogène mais anisotrope. Il existe en fait dix types de modèles de Bianchi distincts, classés selon les types particuliers de symétrie qu'ils possèdent. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=bianchi+cosmological+model&formSubmit=Search&showAll=1 ) A cosmological model based on the theory of general relativity, which is homogeneous but anisotropic. There are actually ten dinstinct Bianchi types, classified according to the particular kinds of symmetry they possess. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=bianchi+cosmological+model&formSubmit=Search&showAll=1 ) Bianchi I model Bianchi type I Modèle Bianchi type I modèles de Bianchi de type I Bianchi type I model modèle de Bianchi de type I Bianchi II model Bianchi type II Modèle Bianchi type II modèles de Bianchi de type II Bianchi type II model modèle de Bianchi de type II Bianchi III model Bianchi type III Modèle Bianchi type III modèles de Bianchi de type III Bianchi type III model modèle de Bianchi de type III Bianchi IV model Bianchi type IV Modèle Bianchi type IV modèles de Bianchi de type IV Bianchi type IV model modèle de Bianchi de type IV Bianchi IX model Bianchi type IX Modèle Bianchi type IX modèles de Bianchi de type IX Bianchi type IX model modèle de Bianchi de type IX Bianchi V model Bianchi type V Modèle Bianchi type V modèles de Bianchi de type V Bianchi type V model modèle de Bianchi de type V Bianchi VI model Bianchi type VI Modèle Bianchi type VI modèles de Bianchi de type VI Bianchi type VI model modèle de Bianchi de type VI Bianchi VIII model Bianchi type VIII Modèle Bianchi type VIII modèles de Bianchi de type VIII Bianchi type VIII model modèle de Bianchi de type VIII Bianchi VII model modèles de Bianchi de type VII Bianchi type VII model modèle de Bianchi de type VII Bianchi X model modèles de Bianchi de type X Bianchi type X model modèle de Bianchi de type X Boussinesq model fluide de Boussinesq modèle de Boussinesq Modèle Boussinesq approximations de Boussinesq fluides de Boussinesq modèles de Boussinesq Boussinesq approximation approximation de Boussinesq modèle d'univers Cosmological model Modèle cosmologique Modèle cosmologiques cosmological models modèles cosmologiques modèles d'univers cosmological model modèle cosmologique Une description mathématique de l'Univers, basée sur l'observation, qui tente d'expliquer son aspect actuel et de décrire son évolution dans le temps. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cosmological+model&formSubmit=Search&showAll=1 ) A mathematical description of the Universe, based on observation, which tries to explain its current aspect, and to describe its evolution during time. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=cosmological+model&formSubmit=Search&showAll=1 ) Modèle crêpe Modèle crêpes Pancake model modèles des crêpes pancake models modèle des crêpes pancake model Un modèle de formation des galaxies dans lequel des régions de gaz primordial aussi massives que des amas de galaxies ont commencé à s'effondrer en feuillets minces (crêpes). A l'intérieur de ces feuillets, de plus petites régions de gaz se sont effondrées plus tard pour former des galaxies individuelles. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=pancake+model&formSubmit=Search&showAll=1 ) A model of galaxy formation in which regions of primordial gas as massive as clusters of galaxies began to collapse into thin sheets (pancakes). Within the pancakes, smaller regions of gas later collapsed to form individual galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=pancake+model&formSubmit=Search&showAll=1 ) Mathematical model Modèle mathématique Modèle mathématiques mathematical models modèles mathématiques mathematical model modèle mathématique Un modèle mathématique est une traduction d'une observation dans le but de lui appliquer les outils, les techniques et les théories mathématiques, puis généralement, en sens inverse, la traduction des résultats mathématiques obtenus en prédictions ou opérations dans le monde réel. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mod%C3%A8le_math%C3%A9matique ) A mathematical model is an abstract description of a concrete system using mathematical concepts and language. The process of developing a mathematical model is termed mathematical modeling. Mathematical models are used in the natural sciences (such as physics, biology, earth science, chemistry) and engineering disciplines (such as computer science, electrical engineering), as well as in non-physical systems such as the social sciences (such as economics, psychology, sociology, political science). It can also be taught as a subject in its own right. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mathematical_model ) Modèle Randall Sundrum Randall Sundrum model modèle de Randall Sundrum modèles de Randall Sundrum modèles de Randall-Sundrum Randall-Sundrum model modèle de Randall-Sundrum En physique, les modèles de Randall-Sundrum (également appelés théorie de la géométrie déformée à 5 dimensions) sont des modèles qui décrivent le monde en termes d'univers à géométrie déformée et de dimension élevée, ou plus concrètement comme un espace anti-de Sitter à 5 dimensions où les particules élémentaires (à l'exception du graviton) sont localisées sur une brane de dimension (3 + 1) ou des branes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Randall%E2%80%93Sundrum_model ) In physics, Randall–Sundrum models (also called 5-dimensional warped geometry theory) are models that describe the world in terms of a warped-geometry higher-dimensional universe, or more concretely as a 5-dimensional anti-de Sitter space where the elementary particles (except the graviton) are localized on a (3 + 1)-dimensional brane or branes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Randall%E2%80%93Sundrum_model ) Modèle Schwinger modèles de Schwinger Schwinger model modèle de Schwinger En physique, le modèle de Schwinger, du nom du physicien Julian Schwinger, est le modèle décrivant l'électrodynamique quantique euclidienne 2D avec un fermion de Dirac. Ce modèle expose une brisure spontanée de symétrie de la symétrie U(1) à cause du condensat chiral dû à une réserve d'instantons. Le photon devient maintenant une particule massive. Ce modèle peut être résolu exactement et est utilisé comme modèle-jouet pour d'autres théories plus complexes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mod%C3%A8le_de_Schwinger ) In physics, the Schwinger model, named after Julian Schwinger, is the model describing 1+1D (1 spatial dimension + time) Lorentzian quantum electrodynamics which includes electrons, coupled to photons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Schwinger_model ) Modèle standard Modèle standards Standard model modèles standards standard models modèle standard standard model Le modèle standard de la physique des particules est une théorie qui concerne l'électromagnétisme, les interactions nucléaires faible et forte, et la classification de toutes les particules subatomiques connues. Elle a été développée pendant la deuxième moitié du XXe siècle, dans une initiative collaborative mondiale, sur les bases de la mécanique quantique. La formulation actuelle a été finalisée au milieu des années 1970 à la suite de la confirmation expérimentale des quarks. Depuis, les découvertes du quark top (1995), du neutrino tauique (2000) et du boson de Higgs (2012) ont donné encore plus de crédibilité au modèle standard. Toutes les particules du modèle standard ont désormais été observées expérimentalement. Par son succès à expliquer une large variété de résultats expérimentaux, le modèle standard est parfois vu comme une "théorie de presque tout". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mod%C3%A8le_standard_de_la_physique_des_particules ) The Standard Model of particle physics is the theory describing three of the four known fundamental forces (electromagnetic, weak and strong interactions — excluding gravity) in the universe and classifying all known elementary particles. It was developed in stages throughout the latter half of the 20th century, through the work of many scientists worldwide, with the current formulation being finalized in the mid-1970s upon experimental confirmation of the existence of quarks. Since then, proof of the top quark (1995), the tau neutrino (2000), and the Higgs boson (2012) have added further credence to the Standard Model. In addition, the Standard Model has predicted various properties of weak neutral currents and the W and Z bosons with great accuracy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Standard_Model ) Modèle statistique Modèle statistiques Statistical model modèles statistiques statistical models modèle statistique statistical model Un modèle statistique est une description mathématique approximative du mécanisme qui a généré les observations, que l'on suppose être un processus stochastique et non un processus déterministe. Il s’exprime généralement à l’aide d’une famille de distributions (ensemble de distributions) et d’hypothèses sur les variables aléatoires X1, . . ., Xn. Chaque membre de la famille est une approximation possible de F : l’inférence consiste donc à déterminer le membre qui s’accorde le mieux avec les données. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mod%C3%A8le_statistique ) A statistical model is a mathematical model that embodies a set of statistical assumptions concerning the generation of sample data (and similar data from a larger population). A statistical model represents, often in considerably idealized form, the data-generating process. A statistical model is usually specified as a mathematical relationship between one or more random variables and other non-random variables. As such, a statistical model is "a formal representation of a theory" (Herman Adèr quoting Kenneth Bollen). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Statistical_model ) Bak–Tang–Wiesenfeld model Modèle tas sable Modèle tas sables Sandpile model modèles des tas de sables abéliens Abelian sandpile model modèle du tas de sable abélien Le modèle abélien du tas de sable (Abelian sandpile model (ASM)) est le nom plus populaire du modèle original de Bak-Tang-Wiesenfeld (BTW). Le modèle BTW a été le premier exemple découvert d'un système dynamique affichant une criticité auto-organisée. Il a été introduit par Per Bak, Chao Tang et Kurt Wiesenfeld dans un article de 1987. Trois ans plus tard, Deepak Dhar a découvert que le modèle du tas de sable BTW suit effectivement la dynamique abélienne et a donc appelé ce modèle comme le modèle du tas de sable abélien. Le modèle est un automate cellulaire. Dans sa formulation d'origine, chaque site sur une grille finie a une valeur associée qui correspond à la pente du tas. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Abelian_sandpile_model ) The Abelian sandpile model (ASM) is the more popular name of the original Bak–Tang–Wiesenfeld model (BTW). BTW model was the first discovered example of a dynamical system displaying self-organized criticality. It was introduced by Per Bak, Chao Tang and Kurt Wiesenfeld in a 1987 paper.Three years later Deepak Dhar discovered that the BTW sandpile model indeed follows the abelian dynamics and therefore referred to this model as the Abelian sandpile model. The model is a cellular automaton. In its original formulation, each site on a finite grid has an associated value that corresponds to the slope of the pile. This slope builds up as "grains of sand" (or "chips") are randomly placed onto the pile, until the slope exceeds a specific threshold value at which time that site collapses transferring sand into the adjacent sites, increasing their slope. Bak, Tang, and Wiesenfeld considered process of successive random placement of sand grains on the grid; each such placement of sand at a particular site may have no effect, or it may cause a cascading reaction that will affect many sites. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Abelian_sandpile_model ) Modèle Thirring modèles de Thirring Thirring model modèle de Thirring Le modèle de Thirring est une théorie du champ quantique exactement résoluble qui décrit les auto-interactions d'un champ de Dirac en (1 + 1) dimensions. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Thirring_model ) The Thirring model is an exactly solvable quantum field theory which describes the self-interactions of a Dirac field in (1+1) dimensions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thirring_model ) Veneziano amplitude amplitude de Veneziano Modèle Veneziano amplitudes de Veneziano modèles de Veneziano Veneziano model modèle de Veneziano En physique théorique, l'amplitude de Veneziano fait référence à la découverte faite en 1968 par le physicien théoricien italien Gabriele Veneziano que la fonction bêta d'Euler, lorsqu'elle est interprétée comme une amplitude de diffusion, a de nombreuses caractéristiques nécessaires pour expliquer les propriétés physiques de l'interaction forte des mésons, telles que la symétrie et la dualité. La symétrie conforme venait d'être découverte. Cette découverte peut être considérée comme la naissance de la théorie des cordes, car la découverte et l'invention de la théorie des cordes sont venues comme une recherche d'un modèle physique qui donnerait naissance à une telle amplitude de diffusion. En particulier, l'amplitude apparaît comme l'amplitude de diffusion à quatre tachyons dans la théorie des cordes bosoniques ouvertes orientées. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Veneziano_amplitude ) In theoretical physics, the Veneziano amplitude refers to the discovery made in 1968 by Italian theoretical physicist Gabriele Veneziano that the Euler beta function, when interpreted as a scattering amplitude, has many of the features needed to explain the physical properties of strongly interacting mesons, such as symmetry and duality. Conformal symmetry was soon discovered. This discovery can be considered the birth of string theory, as the discovery and invention of string theory came about as a search for a physical model which would give rise to such a scattering amplitude. In particular, the amplitude appears as the four tachyon scattering amplitude in orientated open bosonic string theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Veneziano_amplitude ) Distance modulus Module distance Module distances distance moduluses modules de distances distance modulus module de distance En astronomie, on appelle module de distance la différence entre la magnitude apparente m et la magnitude absolue M d'un astre (toutes deux calculées dans un même domaine spectral donné). Il se note généralement avec la lettre grecque μ. Le module de distance est d'une certaine manière une autre unité (spécifique à l'astronomie) de mesure de la distance, comme l'année-lumière et le parsec. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Module_de_distance ) The distance modulus is a way of expressing distances that is often used in astronomy. It describes distances on a logarithmic scale based on the astronomical magnitude system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Distance_modulus ) Module Weyl modules de Weyl Weyl module module de Weyl En algèbre, un module de Weyl est une représentation d'un groupe algébrique réductif, introduit par Carter et Lusztig (1974, 1974) and nommé d'après Hermann Weyl. En caractéristique 0, ces représentations sont irréductibles, mais en caractéristique positive, elles peuvent être réductibles et leurs décompositions en composantes irréductibles peuvent être difficiles à déterminer. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_module ) In algebra, a Weyl module is a representation of a reductive algebraic group, introduced by Carter and Lusztig (1974, 1974b) and named after Hermann Weyl. In characteristic 0 these representations are irreducible, but in positive characteristic they can be reducible, and their decomposition into irreducible components can be hard to determine. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_module ) Young's modulus module d'élasticité Module Young modules d'élasticités modules de Young Young modulus module de Young Le module de Young, module d’élasticité (longitudinale) ou module de traction est la constante qui relie la contrainte de traction (ou de compression) et le début de la déformation d'un matériau élastique isotrope. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Module_de_Young ) Young's modulus E, the Young modulus, or the modulus of elasticity in tension or compression (i.e., negative tension), is a mechanical property that measures the tensile or compressive stiffness of a solid material when the force is applied lengthwise. It quantifies the relationship between tensile/compressive stress σ (force per unit area) and axial strain ε (proportional deformation) in the linear elastic region of a material and is determined using the formula : E = σ/ε. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Young%27s_modulus ) 2022-10-17 dihydrogen hydrogène moléculaire molécule d'hydrogène Hydrogen molecule Molécule d'hydrogène Molécule d'hydrogènes dihydrogens dihydrogènes hydrogènes moléculaires molecular hydrogens molécules d'hydrogènes dihydrogène molecular hydrogen Le dihydrogène est la forme moléculaire de l'élément hydrogène qui existe à l'état gazeux aux conditions normales de température et de pression. La molécule comporte deux atomes d'hydrogène ; sa formule chimique est H₂. Le dihydrogène est également appelé "hydrogène moléculaire" ou, à l'état gazeux, "gaz (d')hydrogène". Dans le langage courant, lorsqu'il n'y a pas d'ambiguïté avec l'élément chimique du même nom, il est très fréquemment désigné simplement par "hydrogène", et l'on parle parfois simplement de "molécule d'hydrogène" pour la molécule de dihydrogène. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dihydrog%C3%A8ne ) A molecule consisting of two hydrogen atoms (H₂) which is the most abundant molecule in the Universe. Molecular hydrogen plays a fundamental role in many astrophysical contexts. It is found in all regions where self-shielding against the ultraviolet photons, responsible for its photodissociation, is sufficiently large. Containing two identical hydrogen atoms, H₂ is highly symmetric. Due to this property, the molecule has no dipole moment and all rotation-vibrational transitions within the electronic ground state are quadrupolar with low spontaneous emission Einstein coefficient values. The molecule exists in two almost independent states, namely orthohydrogen and parahydrogen. H₂ may be excited through several mechanisms, including: 1) → far ultraviolet (FUV) induced optical pumping and collisional excitation in photodissociation regions (PDRs) associated with star formation; 2) hard X-rays penetrating and heating regions within molecular clouds, which in turn excite H₂ via collisions with electrons or hydrogen atoms; and 3) collisional excitation of H₂ due to acceleration produced by interstellar shock waves. H₂ is thought to be chiefly produced via surface reactions on interstellar grains, but the exact formation mechanism is not fully understood. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=molecular+hydrogen&formSubmit=Search&showAll=1 ) Interstellar molecule Molécule interstellaire Molécule interstellaires interstellar molecules molécules interstellaires interstellar molecule molécule interstellaire Toute molécule qui apparaît naturellement dans des nuages de gaz et de poussières dans le milieu interstellaire. Jusqu'à présent, plus de 140 espèces ont été découvertes, dont beaucoup inexistantes sur Terre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+molecule&formSubmit=Search&showAll=1 ) Any molecule that occurs naturally in clouds of gas and dust in the interstellar medium. So far more than 140 species have been discovered, many of which nonexistent on Earth. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+molecule&formSubmit=Search&showAll=1 ) moment angulaire Angular momentum Moment cinétique Moment cinétiques angular momentums moments angulaires moments cinétiques angular momentum moment cinétique En mécanique classique, le moment cinétique (ou moment angulaire par anglicisme) d'un point matériel M par rapport à un point O est le moment de la quantité de mouvement p par rapport au point O, c'est-à-dire le produit vectoriel : Lₒ = OM ∧ p. Le moment cinétique joue dans le cas d'une rotation, un rôle analogue à celui de la quantité de mouvement pour une translation (cf. analogie entre rotation et translation) : si la conservation de la quantité de mouvement pour un système isolé est liée à l'invariance par translation dans l'espace (propriété d'homogénéité de l'espace), la conservation du moment cinétique est liée à l'isotropie de l'espace. Le lien entre moment angulaire et rotation est encore plus net en mécanique analytique et surtout en mécanique quantique où ce concept est enrichi, avec l'apparition d'un moment cinétique sans équivalent classique (le spin). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Moment_cin%C3%A9tique ) In physics, angular momentum (sometimes called moment of momentum or rotational momentum) is the rotational analog of linear momentum. It is an important physical quantity because it is a conserved quantity – the total angular momentum of a closed system remains constant. Angular momentum has both a direction and a magnitude, and both are conserved. Bicycles and motorcycles, frisbees, rifled bullets, and gyroscopes owe their useful properties to conservation of angular momentum. Conservation of angular momentum is also why hurricanes form spirals and neutron stars have high rotational rates. In general, conservation limits the possible motion of a system, but it does not uniquely determine it. The three-dimensional angular momentum for a point particle is classically represented as a pseudovector r × p, the cross product of the particle's position vector r (relative to some origin) and its momentum vector; the latter is p = mv in Newtonian mechanics. Unlike linear momentum, angular momentum depends on where this origin is chosen, since the particle's position is measured from it. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Angular_momentum ) moment cinétique angulaire Moment cinétique orbital Moment cinétiques orbitaux Orbital angular momentum moments cinétiques angulaires moments cinétiques orbitaux orbital angular momentums moment cinétique orbital orbital angular momentum moment angulaire total Moment cinétique total Moment cinétiques totaux Total angular momentum moments angulaires totaux moments cinétiques totaux total angular momentums moment cinétique total total angular momentum angular mass rotational inertia Moment inertie Moment inerties Moment of inertia angular masses moments d'inerties moments of inertia rotational inertias moment d'inertie moment of inertia Le moment d'inertie d'un système physique est une grandeur qui caractérise son inertie vis-à-vis des mouvements de rotation, comme sa masse caractérise son inertie vis-à-vis des mouvements de translation. Il dépend de la valeur et de la répartition des masses au sein du système et a pour dimension M·L²(produit d'une masse par le carré d'une longueur) ; il s'exprime donc en kg·m²dans le Système international d'unités. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Moment_d%27inertie ) The moment of inertia, otherwise known as the mass moment of inertia, angular mass, second moment of mass, or most accurately, rotational inertia, of a rigid body is a quantity that determines the torque needed for a desired angular acceleration about a rotational axis, akin to how mass determines the force needed for a desired acceleration. It depends on the body's mass distribution and the axis chosen, with larger moments requiring more torque to change the body's rate of rotation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moment_of_inertia ) mathematical moment moment mathématique Moment statistique Moment statistiques Statistical moment mathematical moments moments mathématiques moments statistiques statistical moments moment statistique statistical moment En théorie des probabilités et en statistique, le moment d’ordre r ∈ ℕ d’une variable aléatoire réelle X est un indicateur de la dispersion de cette variable, à l’instar par exemple de son écart type, la racine carrée du moment centré d’ordre 2. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Moment_(probabilit%C3%A9s) ) In mathematics, the moments of a function are quantitative measures related to the shape of the function's graph. If the function represents mass density, then the zeroth moment is the total mass, the first moment (normalized by total mass) is the center of mass, and the second moment is the moment of inertia. If the function is a probability distribution, then the first moment is the expected value, the second central moment is the variance, the third standardized moment is the skewness, and the fourth standardized moment is the kurtosis. The mathematical concept is closely related to the concept of moment in physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moment_(mathematics) ) Moniteur neutron Moniteur neutrons Neutron monitor moniteurs à neutrons neutron monitors moniteur à neutrons neutron monitor Un moniteur à neutrons est un détecteur au sol conçu pour mesurer le nombre de particules chargées à haute énergie frappant l'atmosphère terrestre depuis l'espace. Pour des raisons historiques, les particules entrantes sont appelées "rayons cosmiques", mais sont en fait des particules, principalement des protons et des noyaux d'hélium. La plupart du temps, un moniteur à neutrons enregistre les rayons cosmiques galactiques et leurs variations avec le cycle de taches solaires de 11 ans et le cycle magnétique de 22 ans. Parfois, le Soleil émet des rayons cosmiques d'énergie et d'intensité suffisantes pour augmenter les niveaux de rayonnement à la surface de la Terre à un niveau tel qu'ils sont facilement détectés par les moniteurs à neutrons. Ils sont appelés "renforcements au niveau du sol". (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_monitor ) A neutron monitor is a ground-based detector designed to measure the number of high-energy charged particles striking the Earth's atmosphere from outer space. For historical reasons the incoming particles are called "cosmic rays", but in fact they are particles, predominantly protons and Helium nuclei. Most of the time, a neutron monitor records galactic cosmic rays and their variation with the 11-year sunspot cycle and 22-year magnetic cycle. Occasionally the Sun emits cosmic rays of sufficient energy and intensity to raise radiation levels on Earth's surface to the degree that they are readily detected by neutron monitors. They are termed "ground level enhancements" (GLE). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_monitor ) Dirichlet tesselation Voronoi decomposition Voronoi diagram Voronoi partition diagramme de Voronoï décomposition de Voronoï partition de Voronoï tesselation de Dirichlet Mosaïque Voronoi Mosaïques Voronoi Voronoi tessellation diagrammes de Voronoï décompositions de Voronoï mosasïques de Voronoï partitions de Voronoï tesselations de Dirichlet Voronoi tesselation mosaïque de Voronoï En mathématiques, un diagramme de Voronoï est un pavage (découpage) du plan en cellules (régions adjacentes) à partir d'un ensemble discret de points appelés "germes". Chaque cellule enferme un seul germe, et forme l'ensemble des points du plan plus proches de ce germe que d'aucun autre. La cellule représente en quelque sorte la "zone d'influence" du germe. Le diagramme doit son nom au mathématicien russe Gueorgui Voronoï (1868-1908). Le découpage est aussi appelé décomposition de Voronoï, partition de Voronoï ou tessellation de Dirichlet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Diagramme_de_Vorono%C3%AF ) A Voronoi diagram, also known as a Dirichlet tesselation, is a partitioning of space into cells, each of which consists of the points closer to one particular object than to any others. More specifically, in two dimensions a Voronoi diagram consists of breaking up a plane containing n points into n convex polygons in such a way that each polygon contains exactly one point and every point in a given polygon is closer to its central point than to any other. Voronoi diagrams, their boundaries (known as medial axes) and their duals (called Delaunay triangulations) have been reinvented, given different names, generalized, studied, and applied many times over in many different fields. Voronoi diagrams tend to be involved in situations where a space should be partitioned into "spheres of influence", examples of which include models of crystal and cell growth and protein molecule volume analysis. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Voronoi_diagram.html ) Brownian movement Mouvement brownien Mouvement browniens mouvements browniens Brownian motion mouvement brownien Le mouvement brownien, ou processus de Wiener, est une description mathématique du mouvement aléatoire d'une "grosse" particule immergée dans un fluide et qui n'est soumise à aucune autre interaction que des chocs avec les "petites" molécules du fluide environnant. Il en résulte un mouvement très irrégulier de la grosse particule, qui a été décrit pour la première fois en 1827 par le botaniste Robert Brown en observant des mouvements de particules à l'intérieur de grains de pollen de Clarkia pulchella (une espèce de fleur sauvage nord-américaine), puis de diverses autres plantes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mouvement_brownien ) Brownian motion, or pedesis (from Ancient Greek: πήδησις /pɛ̌ːdɛːsis/ "leaping"), is the random motion of particles suspended in a medium (a liquid or a gas). This pattern of motion typically consists of random fluctuations in a particle's position inside a fluid sub-domain, followed by a relocation to another sub-domain. Each relocation is followed by more fluctuations within the new closed volume. This pattern describes a fluid at thermal equilibrium, defined by a given temperature. Within such a fluid, there exists no preferential direction of flow (as in transport phenomena). More specifically, the fluid's overall linear and angular momenta remain null over time. The kinetic energies of the molecular Brownian motions, together with those of molecular rotations and vibrations, sum up to the caloric component of a fluid's internal energy (the equipartition theorem). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Brownian_motion ) Mouvement propre Mouvement propres Proper motion mouvements propres proper motions mouvement propre proper motion En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste vue de la Terre. Il fut découvert en 1718 par Edmund Halley lorsqu'il remarqua que les positions de Sirius et d'Arcturus s'écartaient de plus d'un demi-degré de celles mesurées par Hipparque environ 1850 ans auparavant. Il mentionna également qu'une occultation d'Aldébaran par la Lune avait eu lieu en l'an 509. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mouvement_propre ) The apparent motion of a star across the sky (not including a star's parallax), arising from the star's velocity through space with respect to the Sun. Proper motion is usually tabulated in star catalogs as changes in right ascension and declination per year or century. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=proper+motion&formSubmit=Search&showAll=1 ) multigridding Multigrid Multigrille multigrid methods multigriddings méthodes des multigrilles multigrid method méthode des multigrilles En analyse numérique, une méthode des multigrille (méthode MG) est un algorithme pour résoudre des équations différentielles en utilisant une hiérarchie de discrétisations. Ils sont un exemple d'une classe de techniques appelées méthodes multirésolutions, très utiles dans les problèmes présentant plusieurs échelles de comportement. Par exemple, de nombreuses méthodes de relaxation de base présentent différents taux de convergence pour les composants à courte et grande longueur d'onde, ce qui suggère que ces différentes échelles soient traitées différemment, comme dans une approche d'analyse de Fourier de la multigrille. Les méthodes MG peuvent être utilisées comme résolveurs et préconditionneurs. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Multigrid_method ) In numerical analysis, a multigrid method (MG method) is an algorithm for solving differential equations using a hierarchy of discretizations. They are an example of a class of techniques called multiresolution methods, very useful in problems exhibiting multiple scales of behavior. For example, many basic relaxation methods exhibit different rates of convergence for short- and long-wavelength components, suggesting these different scales be treated differently, as in a Fourier analysis approach to multigrid. MG methods can be used as solvers as well as preconditioners. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Multigrid_method ) method of Lagrange multipliers méthode des multiplicateurs de Lagrange Multiplicateur Lagrange method of Lagrange multiplierses multiplicateurs de Lagrange méthodes des multiplicateurs de Lagrange Lagrange multiplier multiplicateur de Lagrange En mathématiques, et plus particulièrement en analyse, la méthode des multiplicateurs de Lagrange permet de trouver les points stationnaires (maximum, minimum…) d'une fonction dérivable d'une ou plusieurs variables, sous contraintes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Multiplicateur_de_Lagrange ) In mathematical optimization, the method of Lagrange multipliers is a strategy for finding the local maxima and minima of a function subject to equality constraints (i.e., subject to the condition that one or more equations have to be satisfied exactly by the chosen values of the variables). It is named after the mathematician Joseph-Louis Lagrange. The basic idea is to convert a constrained problem into a form such that the derivative test of an unconstrained problem can still be applied. The relationship between the gradient of the function and gradients of the constraints rather naturally leads to a reformulation of the original problem, known as the Lagrangian function (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lagrange_multiplier ) Muon Muon muons muons muon muon Le muon est, selon le modèle standard de la physique des particules, une particule élémentaire de charge électrique négative, instable. Le muon a pour spin 1/2 et a les mêmes propriétés physiques que l'électron, mis à part sa masse, 207 fois plus grande (105,66 MeV/c², c'est pour cela qu'on l'appelle parfois "électron lourd"). Les muons sont des fermions de la famille des leptons, comme les électrons et les taus. Les muons sont notés μ⁻. L'antimuon, l'antiparticule associée au muon, est notée μ⁺ et est chargée positivement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Muon ) A muon is an elementary particle similar to the electron, with an electric charge of −1 e and a spin of 1⁄2, but with a much greater mass. It is classified as a lepton. As with other leptons, the muon is not thought to be composed of any simpler particles; that is, it is a fundamental particle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Muon ) Muonium Muonium muoniums muonium muonium Le muonium est un atome exotique formé d'un antimuon μ⁺ lié à un électron e⁻. Découvert en 1960, il est semblable à un atome d'hydrogène, avec une durée de vie d'environ 2,2 µs, pendant lesquelles il se comporte comme un élément chimique aux propriétés voisines de celles de l'hydrogène. Il peut ainsi être considéré comme le plus léger des isotopes de l'hydrogène. La nomenclature de l'UICPA lui attribue le symbole chimique Mu, avec une notation différentiée pour la particule élémentaire, le muonium lui-même, et l'anion muoniure formé de deux électrons liés à un antimuon. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Muonium ) Muonium is an exotic atom made up of an antimuon and an electron, which was discovered in 1960 by Vernon W. Hughes and is given the chemical symbol Mu. During the muon's 2.2 µs lifetime, muonium can undergo chemical reactions. Due to the mass difference between the antimuon and the electron, muonium (μ⁺e⁻) is more similar to atomic hydrogen (p⁺e⁻) than positronium (e⁺e⁻). Its Bohr radius and ionization energy are within 0.5% of hydrogen, deuterium, and tritium, and thus it can usefully be considered as an exotic light isotope of hydrogen. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Muonium ) Neptune III Neptune III Naiad Naïades Naiad Naïade Naïade est un satellite naturel de Neptune, initialement découvert en 1989 par la sonde Voyager 2. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Na%C3%AFade_(lune) ) Naiad is the innermost moon of Neptune. It was discovered by the Voyager Imaging Team in September 1989. It is named after the Naiads (nymphs) of Greek legend and is also known as Neptune III. Naiad is small object of irregular shape, which orbits just 23,200 km (14,400 mi) above the Neptunian cloudtops. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/Naiad.html ) Brown dwarf Naine brune brown dwarfs naines brune brown dwarf naine brune Une naine brune est, d'après la définition provisoire adoptée, en 2003, par l'Union astronomique internationale, un objet substellaire dont la vraie masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène mais supérieure à celle nécessaire à la fusion thermonucléaire du deutérium, correspondant à une masse située entre 13 MJ et 75 MJ. En d'autres termes, il s'agit d'un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité ; un critère couramment retenu est la capacité à fusionner le deutérium, soit environ 13 masses MJ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_brune ) Brown dwarfs (also called failed stars) are substellar objects that are not massive enough to sustain nuclear fusion of ordinary hydrogen (1H) into helium in their cores, unlike a main-sequence star. Instead, they have a mass between the most massive gas giant planets and the least massive stars, approximately 13 to 80 times that of Jupiter (MJ). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Brown_dwarf ) Black dwarf stars Naine noire Naine noires black dwarfs naines noires black dwarf naine noire Une naine noire est l'évolution hypothétique d'une étoile de type naine blanche, qui s’est suffisamment refroidie pour ne plus émettre de lumière visible. Pour l'instant, aucune étoile de ce type n’a pu être repérée puisque l'Univers serait trop jeune pour qu'une naine blanche ait eu le temps de se refroidir et se transformer en naine noire. Même à l’époque où les naines noires existeront, il sera extrêmement difficile de les détecter, car elles émettront un rayonnement thermique à une température à peine au-dessus de celui du rayonnement fossile micro-onde. L'une des seules manières de les détecter sera par leur influence gravitationnelle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_noire ) A black dwarf is a theoretical stellar remnant, specifically a white dwarf that has cooled sufficiently to no longer emit significant heat or light. Because the time required for a white dwarf to reach this state is calculated to be longer than the current age of the universe (13.8 billion years), no black dwarfs are expected to exist in the universe so far. The temperature of the coolest white dwarfs is one observational limit on the universe's age. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Black_dwarf ) Naine rouge Naine rouges Red dwarf naines rouges red dwarfs naine rouge red dwarf En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type spectral M V (lire "M cinq"), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les étoiles K dites tardives (naines orange les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_rouge ) A red dwarf is the smallest and coolest kind of star on the main sequence. Red dwarfs are by far the most common type of star in the Milky Way, at least in the neighborhood of the Sun, but because of their low luminosity, individual red dwarfs cannot be easily observed. From Earth, not one star that fits the stricter definitions of a red dwarf is visible to the naked eye. Proxima Centauri, the nearest star to the Sun, is a red dwarf, as are fifty of the sixty nearest stars. According to some estimates, red dwarfs make up three-quarters of the stars in the Milky Way. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Red_dwarf ) bipolar nebulae Bipolar nebula Nébuleuse bipolaire Nébuleuse bipolaires bipolar nebulaes bipolar nebulas nébuleuses bipolaires bipolar nebula nébuleuse bipolaire Une nébuleuse bipolaire est une nébuleuse de symétrie axiale et principalement constituée de deux lobes symétriques par rapport à un point de l'axe. La nébuleuse du Carré rouge, une nébuleuse planétaire, en est un bon exemple. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_bipolaire ) An interstellar cloud of ionized gas with two main lobes which lie symmetrically on either side of a central star. The bipolar shape is generally due to the ejection of material by the central star in opposing directions. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=bipolar+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-14 Crab nebula Nébuleuse Crabe nébuleuses des Crabe Crab Nebula nébuleuse du Crabe La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1, Sh2-244) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une étoile massive en supernova historique (SN 1054). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_du_Crabe ) An expanding cloud of debris from the explosion of a Type I supernova in the constellation Taurus. Its light reached Earth in 1054 and was visible to the naked eye even in the daytime. Lying about 6,300 light-years away, the Crab nebula is an intense radio source (Tau A), and also a source of X-rays and gamma-rays. The diameter of the supernova remnant is about 6 light-years; it is expanding at velocity of 1000 km/sec. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=crab+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) diffuse nebulae Diffuse nebula Nébuleuse diffuse Nébuleuse diffuses diffuse nebulaes diffuse nebulas nébuleuses diffuses diffuse nebula nébuleuse diffuse Un nuage interstellaire de forme irrégulière et à faible densité visible dans les longueurs d'onde optiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=diffuse+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) An irregularly shaped and low density interstellar cloud visible in the optical wavelengths. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=diffuse+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) emission nebulae nébuleuse en émission Emission nebula Nébuleuse émissive Nébuleuse émissives emission nebulaes emission nebulas nébuleuses en émissions nébuleuses émissives emission nebula nébuleuse émissive En astronomie, les nébuleuses en émission sont des nuages de gaz ionisé dans le milieu interstellaire qui absorbent la lumière d'une étoile chaude proche et la réémettent sous forme de couleurs variées à des énergies plus basses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_en_%C3%A9mission ) An emission nebula is a nebula formed of ionized gases that emit light of various wavelengths. The most common source of ionization is high-energy ultraviolet photons emitted from a nearby hot star. Among the several different types of emission nebulae are H II regions, in which star formation is taking place and young, massive stars are the source of the ionizing photons; and planetary nebulae, in which a dying star has thrown off its outer layers, with the exposed hot core then ionizing them. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Emission_nebula ) filamentary nebulae Filamentary nebula Nébuleuse filamentaire Nébuleuse filamentaires filamentary nebulaes filamentary nebulas nébuleuses filamentaires filamentary nebula nébuleuse filamentaire Une nébuleuse, généralement ionisée, constituée de structures filamentaires de gaz, telle que la Nébuleuse du Voile (NGC 6960) ou le reste de supernova IC 443. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=filamentary+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) A nebula, generally ionized, consisting of filament-like structures of gas, such as the Veil Nebula (NGC 6960) or the supernova remnant IC 443. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=filamentary+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) gaseous nebulae Gaseous nebula Nébuleuse gazeuse Nébuleuse gazeuses gaseous nebulaes gaseous nebulas nébuleuses gazeuses gaseous nebula nébuleuse gazeuse Une région H II, une nébuleuse planétaire ou un reste de supernova. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gaseous+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) An H II region, a planetary nebula, or a supernova remnant. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=gaseous+nebula&formSubmit=Search&showAll=1 ) absorption nebula absorption nebulae dark nebulae nébuleuse d'absorption nébuleuse sombre Dark nebula Nébuleuse obscure Nébuleuse obscures absorption nebulaes absorption nebulas dark nebulaes dark nebulas nébuleuses d'absorptions nébuleuses obscures nébuleuses sombres dark nebula nébuleuse obscure En astronomie, les nébuleuses sombres, nébuleuses obscures ou encore nébuleuses d'absorption sont des régions où les poussières du milieu interstellaire semblent se concentrer en grands nuages qui apparaissent en régions pauvres en étoiles. Les nébuleuses sombres peuvent être vues si elles obscurcissent une partie d'une nébuleuse en émission ou de réflexion, comme la nébuleuse de la Tête de Cheval ou la nébuleuse du Cône dans la constellation de Orion et de la licorne, ou si elles bloquent la lumière des étoiles en arrière-plan, comme le sac de charbon dans la constellation de la Croix du Sud. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_obscure ) A dark nebula or absorption nebula is a type of interstellar cloud, particularly molecular clouds, that is so dense that it obscures the visible wavelengths of light from objects behind it, such as background stars and emission or reflection nebulae. The extinction of the light is caused by interstellar dust grains located in the coldest, densest parts of molecular clouds. Clusters and large complexes of dark nebulae are associated with Giant Molecular Clouds. Isolated small dark nebulae are called Bok globules. Like other interstellar dust or material, things it obscures are only visible using radio waves in radio astronomy or infrared in infrared astronomy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dark_nebula ) Nébuleuse Orion Orion nebula nébuleuses d'Orion Orion Nebula nébuleuse d'Orion La nébuleuse d'Orion, également connue sous le matricule de M42, Sh2-281, LBN 974, ou NGC 1976, est un nuage diffus qui brille en émission et en réflexion au cœur de la constellation du même nom. C'est la nébuleuse la plus intense visible à l'œil nu depuis l'hémisphère nord, de nuit et en l'absence de pollution lumineuse. Elle peut être facilement aperçue avec des jumelles. Sa structure occupe un pan de ciel de 66 × 60 minutes d'arc, quatre fois plus étendu que la pleine lune. Sa taille est d'environ 24 années-lumière. Cet objet correspond à la principale partie d'un nuage de gaz et de poussières beaucoup plus vaste encore, le nuage d'Orion, qui s'étend sur près de la moitié de la constellation et contient en plus la boucle de Barnard et la nébuleuse de la Tête de Cheval. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_d%27Orion ) The Orion Nebula (M42, NGC 1976) is the best known diffuse nebula and one of the nearest region to the Sun in which stars are presently being formed. It is visible to the naked eye south of Orion's Belt as a fuzzy patch known as Orion's Sword. Lying at a distance of about 1,450 light-years in the constellation Orion, and measuring about 30 light-years across, the Orion Nebula is ionized and made visible by a small group of O stars and B stars known as the Trapezium cluster. Altogether the Orion Nebula contains about 700 stars, in various stages of formation and development. It is part of a much larger nebula called the Orion Molecular Cloud Complex. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/OrionNeb.html ) planetary nebulae Nébuleuse planétaire Nébuleuse planétaires Planetary nebula nébuleuses planétaires planetary nebulaes planetary nebulas nébuleuse planétaire planetary nebula Une nébuleuse planétaire est un corps céleste qui ressemble à un disque d'aspect nébuleux lorsqu'il est observé à basse résolution. En raison de cet aspect, semblable à celui des planètes, l'adjectif "planétaire" lui a été attaché, et il a été depuis maintenu pour conserver l'uniformité historique. À partir d'observations plus détaillées (en particulier spectroscopiques), on sait maintenant que les nébuleuses planétaires n'ont en fait aucun rapport avec les planètes. Il s'agit d'une nébuleuse en émission constituée d'une coquille de gaz en expansion éjectée d'une étoile en fin de vie, en transition de l'état de géante rouge à l'état de naine blanche pendant la branche asymptotique des géantes. Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) achève de consommer son hydrogène, puis son hélium, son cœur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de radiation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_plan%C3%A9taire ) A planetary nebula is a luminous shell of gas, often of complex structure, cast off and caused to fluoresce by an evolved star of less than about 4 solar masses. Planetary nebulae have nothing to do with planets other than their name, which was coined by William Herschel, in the 1780s, because their appearance suggested to him the greenish disk of Uranus. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/planneb.html ) nébuleuse par réflexion reflecting nebula reflecting nebulae reflection nebulae Nébuleuse réfléchissante Nébuleuse réfléchissantes Reflection nebulae nébuleuses par réflexions nébuleuses réfléchissantes reflecting nebulaes reflecting nebulas reflection nebulaes reflection nebulas nébuleuse réfléchissante reflection nebula En astronomie, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de poussières qui réfléchissent la lumière d'une ou plusieurs étoiles voisines. Ces étoiles ne sont pas assez chaudes pour causer l'ionisation des gaz, comme dans le cas des nébuleuses en émission, mais sont assez lumineuses pour permettre une dispersion suffisante pour rendre la poussière visible. La distinction entre ces deux types de nébuleuses a été faite par Edwin Hubble en 1922. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_par_r%C3%A9flexion ) A reflection nebula is an interstellar cloud of gas and dust that shines because light from nearby bright stars is reflected or scattered toward the observer by cosmic dust particles contained in the cloud. The nebula's spectrum contains absorption lines characteristic of the spectrum of nearby illuminating stars. The emission component of its spectrum is due to gas; the reflection component, to dust. Reflection nebulae often appear bluish because blue light is more efficiently reflected by dust particles than red light. A familiar example is the nebulosity seen around some of the stars in the Pleiades, for example the Merope Nebula. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/reflectionneb.html ) Nébuleuse solaire Nébuleuse solaires Solar nebula nébuleuses solaires solar nebulas nébuleuse solaire solar nebula La nébuleuse solaire (ou protosolaire, ou primordiale) est le nuage de gaz à partir duquel le Système solaire s'est formé. L'hypothèse de la nébuleuse a été proposée pour la première fois en 1734 par Emanuel Swedenborg1 et en 1755 par Emmanuel Kant, en supposant que la nébuleuse tourne lentement sur elle-même, se condensant et s'aplatissant graduellement sous l'effet de la gravité, pour former plus tard des étoiles et des planètes. Un modèle similaire a été proposé en 1796 par Pierre-Simon de Laplace. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_solaire ) The solar nebula is the rotating cloud of gas and dust that began to collapse about 5 billion yr ago to form the Solar System. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/solarnebula.html) Neptune II Neptune II Nereid Nereid Néréide Néréide est le troisième plus grand satellite naturel de Neptune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9r%C3%A9ide_(lune) ) Nereid is the outermost moon of Neptune. It was discovered on 1 May 1949 by Gerard P. Kuiper. It is named after the Nereids, the 50 sea-nymph daughters of Nereus, a Greek sea god and is also known as Neptune II. Nereid has the most eccentric orbit of any satellite in the Solar System, taking it from about 1,353,600 km to 9,623,700 km from Neptune. This unusual orbit suggests that Nereid may be a captured asteroid or Kuiper Belt object, or possibly that it was perturbed during the capture of Neptune's largest moon Triton. Nereid's surface is somewhat more reflective than that of our own Moon and about twice as reflective as that of the six inner moons of Neptune. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/Nereid.html ) Neutralino Neutralino neutralinos neutralinos neutralino neutralino En physique des particules, le neutralino est une particule hypothétique, prédite par supersymétrie. Le neutralino est une combinaison de trois superpartenaires : le photino (partenaire supersymétrique du photon), le zino (partenaire du boson Z⁰) et le higgsino (partenaire du boson de Higgs). En effet, lors de la brisure de la supersymétrie qui donne la masse aux partenaires supersymétriques de particules connues, les superpartenaires des bosons de jauges standard se mélangent et ne sont donc pas états propres de masses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Neutralino ) The neutralino is a candidate for the non-baryonic dark matter particle. Supersymmetry, a hypothetical symmetry relating bosons to fermions, predicts the existence of hitherto undetected partners for each type of particle in the Standard Model of particle physics. Under certain assumptions, the lightest such partner particle would be stable, and if it is neutral (a "neutralino"), it would make a good dark matter candidate. Reasonable neutralino masses range from 30 GeV to 10 TeV. If they make up the dark matter of the Milky Way Galaxy then they have nonrelativistic velocities and hence their annihilation would give rise to gamma rays with unique energies. Experiments are underway to directly detect halo neutralinos via their scattering with nuclei (and deposition of energy) in underground detectors. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/neutralino.html ) Neutrino Neutrino neutrinos neutrinos neutrino neutrino Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules. Les neutrinos sont des fermions de spin ½, plus précisément des leptons. Ils sont électriquement neutres. Il en existe trois "saveurs" : électronique, muonique et tauique. L’existence du neutrino a été postulée pour la première fois en 1930 par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l’apparente non-conservation du moment cinétique, et sa première confirmation expérimentale remonte à 1956. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Neutrino ) The neutrino is a fundamental particle with no charge and very little mass, that interacts only by the weak force and by gravity. It is a member of the lepton (lightweight) family of particles to which the electron also belongs. Neutrinos travel close to the speed of light. Ghostlike in their ability to avoid interacting with matter, it has been estimated that neutrinos could pass through a light-year of solid lead with only a 50% chance of being absorbed. The name, which means "little neutral one" in Italian, was coined by Enrico Fermi in 1933. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/neutrino.html ) CNB relic neutrinos Cosmic neutrino Neutrino cosmique Neutrino cosmiques cosmic neutrino backgrounds fonds cosmologiques de neutrinos relic neutrinoses cosmic neutrino background fond cosmologique de neutrinos Le fond cosmologique de neutrinos (en anglais : cosmic neutrino background, en abrégé : CNB ou CνB (lire : "C-nu-B") représente l'ensemble des neutrinos qui ont été produits lors du Big Bang. Ils représentent en nombre et en énergie totale la très grande majorité des neutrinos de tout l'univers. L'énergie individuelle des neutrinos cosmologiques est par contre très faible. Elle est du même ordre que celle des photons du fond diffus cosmologique, soit environ 0,2 milliélectron-volt si leur masse est nulle. La détection du CNB s'avère donc très difficile : il n'existe pas de moyen efficace permettant de faire interagir des neutrinos aussi peu énergétiques avec un type de détecteur connu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fond_cosmologique_de_neutrinos ) The cosmic neutrino background (CNB or CνB) is the universe's background particle radiation composed of neutrinos. They are sometimes known as relic neutrinos. The CνB is a relic of the Big Bang; while the cosmic microwave background radiation (CMB) dates from when the universe was 379,000 years old, the CνB decoupled (separated) from matter when the universe was just one second old. It is estimated that today, the CνB has a temperature of roughly 1.95 K. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_neutrino_background ) neutrino-électron Electron neutrino Neutrino électronique Neutrino électroniques electron neutrinos neutrino électron neutrino électrons neutrino-électrons neutrinos électroniques electron neutrino neutrino électronique Le neutrino électronique est un lepton qui n'a pas de charge électrique. Avec l'électron, il constitue la première génération de leptons, d'où le nom de "neutrino électronique". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Neutrino_%C3%A9lectronique ) The electron neutrino (νₑ) is an elementary particle which has zero electric charge and a spin of 1⁄2. Together with the electron, it forms the first generation of leptons, hence the name electron neutrino. It was first hypothesized by Wolfgang Pauli in 1930, to account for missing momentum and missing energy in beta decay, and was discovered in 1956 by a team led by Clyde Cowan and Frederick Reines. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electron_neutrino ) Muon neutrino Neutrino muonique Neutrino muoniques muon neutrinos neutrinos muoniques muon neutrino neutrino muonique Le neutrino muonique est une particule élémentaire qui a le symbole (ν_μ) et une charge électrique nulle. Avec le muon, il forme la deuxième génération de leptons, d'où le nom de neutrino muonique. Il a été découvert en 1962 par Leon Lederman, Melvin Schwartz et Jack Steinberger. La découverte a été récompensée par le prix Nobel de physique en 1988. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Muon_neutrino ) The muon neutrino is an elementary particle which has the symbol (ν_μ) and zero electric charge. Together with the muon it forms the second generation of leptons, hence the name muon neutrino. It was discovered in 1962 by Leon Lederman, Melvin Schwartz and Jack Steinberger. The discovery was rewarded with the 1988 Nobel Prize in Physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Muon_neutrino ) 2022-10-04 Neutrino solaire Neutrino solaires Solar neutrino neutrinos solaires solar neutrinos neutrino solaire solar neutrino Les neutrinos solaires sont des neutrinos électroniques produits dans le Soleil par des réactions de fusion nucléaire. Ils constituent la très grande majorité des neutrinos passant à travers la Terre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Neutrino_solaire ) A solar neutrino is a neutrino originating from nuclear fusion in the Sun's core, and is the most common type of neutrino passing through any source observed on Earth at any particular moment. Neutrinos are elementary particles with extremely small rest mass and a neutral electric charge. They only interact with matter via the weak interaction and gravity, making their detection very difficult. This has led to the now-resolved solar neutrino problem. Much is now known about solar neutrinos, but the research in this field is ongoing. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_neutrino ) tauon neutrino Neutrino tau Neutrino taus Tau neutrino neutrinos taus tau neutrinos tauon neutrinos neutrino tau tau neutrino Le neutrino tau ou le neutrino tauonique est une particule élémentaire qui a le symbole ν_τ et une charge électrique zéro. Avec le tau (τ), il forme la troisième génération de leptons, d'où le nom neutrino tau. Son existence a été immédiatement impliquée après la détection de la particule tau dans une série d'expériences entre 1974 et 1977 par Martin Lewis Perl avec ses collègues du groupe SLAC - LBL. La découverte du neutrino tau a été annoncée en juillet 2000 par la collaboration DONUT (Direct Observation of the Nu Tau). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Tau_neutrino ) The tau neutrino or tauon neutrino is an elementary particle which has the symbol ν_τ and zero electric charge. Together with the tau (τ), it forms the third generation of leptons, hence the name tau neutrino. Its existence was immediately implied after the tau particle was detected in a series of experiments between 1974 and 1977 by Martin Lewis Perl with his colleagues at the SLAC–LBL group. The discovery of the tau neutrino was announced in July 2000 by the DONUT collaboration (Direct Observation of the Nu Tau). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tau_neutrino ) Neutron Neutron neutrons neutrons neutron neutron Le neutron est une particule subatomique de charge électrique nulle. Les neutrons sont présents dans le noyau des atomes, liés avec des protons par l'interaction forte. Alors que le nombre de protons d'un noyau détermine son élément chimique, le nombre de neutrons détermine son isotope. Les neutrons liés dans un noyau atomique sont en général stables mais les neutrons libres sont instables : ils se désintègrent en un peu moins de 15 minutes (880,3 secondes). Les neutrons libres sont produits dans les opérations de fission et de fusion nucléaires. Le neutron n'est pas une particule élémentaire mais une particule composite composée de l'assemblage de trois composants : un quark up et deux quarks down, liés par des gluons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Neutron ) The neutron is an electrically neutral subatomic particle that, together with the proton, is found in the nucleus of atoms. It has a mass of 939.6 MeV – 1838.65 times that of the electron and marginally more than the mass of the proton. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/neutron.html ) Baryon number Nombre baryonique Nombre baryoniques baryon numbers nombres baryoniques baryon number nombre baryonique 1) La différence entre le nombre total de baryons et le nombre total d'antibaryons dans un système de particules subatomiques. 2) Une propriété d'une particule élémentaire représentée par un nombre quantique. Il est égal à +1 pour un baryon et -1 pour un antibaryon. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=baryon+number&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) The difference between the total number of baryons and the total number of antibaryons in a system of subatomic particles. It is a measure of baryon asymmetry and is defined by the quantity η = (n_b - n_b-)/n_γ, called the baryon-photon ratio, where n_b is the comoving number density of baryons, n_b- is the number of antibaryons, and n_γ is that of photons. The value of η for the cosmic microwave background radiation (CMBR) has been very well determined by the WMAP satellite to be η = (6.14 ± 0.25) x 10⁻¹⁰. The baryon number is assumed to be constant. The photons created in stars amount to only a small fraction, less than 1%, of those in the CMBR. 2) A property of an elementary particle represented by a quantum number. It is equal to +1 for a baryon and -1 for an antibaryon. Bosons, leptons, and mesons have a baryon number B = 0. Quarks and antiquarks have baryon numbers of B = +1/3 and -1/3, respectively. The baryon number is conserved in all observed types of particle-particle interaction. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=baryon+number&formSubmit=Search&showAll=1 ) Nombre Knudsen nombres de Knudsen Knudsen number nombre de Knudsen Le nombre de Knudsen, généralement noté (Kn), est un nombre adimensionnel permettant de déterminer le régime d'écoulement (en termes de continuité du milieu et non en termes de turbulence) d'un fluide. Ce nombre porte le nom de Martin Knudsen, physicien et océanographe danois. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nombre_de_Knudsen ) The Knudsen number (Kn) is a dimensionless number defined as the ratio of the molecular mean free path length to a representative physical length scale. This length scale could be, for example, the radius of a body in a fluid. The number is named after Danish physicist Martin Knudsen (1871–1949). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Knudsen_number ) Lepton number Nombre leptonique Nombre leptoniques lepton numbers nombres leptoniques lepton number nombre leptonique Le nombre leptonique est, en physique des particules, un nombre quantique invariant (tout comme le nombre baryonique) attribué aux particules et faisant l'objet d'une conservation lors d'une réaction nucléaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nombre_leptonique ) In particle physics, lepton number (historically also called lepton charge) is a conserved quantum number representing the difference between the number of leptons and the number of antileptons in an elementary particle reaction. Lepton number is an additive quantum number, so its sum is preserved in interactions (as opposed to multiplicative quantum numbers such as parity, where the product is preserved instead). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lepton_number ) Nombre Mach nombres de Mach Mach number nombre de Mach Le nombre de Mach est un nombre sans dimension, noté Ma, qui exprime le rapport de la vitesse locale d'un fluide à la vitesse du son dans ce même fluide. La vitesse du son dans un gaz variant avec sa nature et sa température, le nombre de Mach ne correspond pas à une vitesse fixe, il dépend des conditions locales. Il a été ainsi nommé en l'honneur du physicien et philosophe autrichien Ernst Mach par Jakob Ackeret. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nombre_de_Mach ) Mach number (M or Ma) is a dimensionless quantity in fluid dynamics representing the ratio of flow velocity past a boundary to the local speed of sound. It is named after the Austrian physicist and philosopher Ernst Mach. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mach_number ) Nombre quantique Nombre quantiques Quantum number nombres quantiques quantum numbers nombre quantique quantum number Les nombres quantiques sont des ensembles de nombres définissant l'état quantique d'un système. Chacun de ces nombres définit la valeur d'une quantité conservée dans la dynamique d'un système quantique. Ce sont des nombres entiers ou demi-entiers, de sorte que les grandeurs observables correspondantes sont quantifiées et ne peuvent prendre que des valeurs discrètes : c'est une différence fondamentale entre la mécanique quantique et la mécanique classique, dans laquelle toutes ces grandeurs peuvent prendre des valeurs continues. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nombre_quantique ) A quantum number is any of four numbers used to classify electrons and their atomic states. In particular, these numbers characterize the electron configuration of an atom. The four quantum numbers are: the principal quantum number, the azimuthal quantum number, the magnetic quantum number, and the spin quantum number. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Q/quantum_number.html ) nombre de taches solaires sunspot number Nombre Wolf nombres de Wolf nombres de taches solaires sunspot numbers Wolf number nombre de Wolf Le nombre de Wolf, également appelé nombre international de taches solaires, nombre relatif de taches solaires ou nombre de Zurich, quantifie approximativement l'activité solaire à l'aide du nombre de taches solaires et du nombre de groupes de taches solaires présents à la surface du soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nombre_de_Wolf ) A number indicating the degree of sunspot activity. Same as sunspot number and relative sunspot number. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=wolf+number&formSubmit=Search&showAll=1 ) U Geminorum star dwarf novae novae naines étoile de type U Geminorum Dwarf nova Nova naine Nova naines dwarf novaes dwarf novas novaes naines novas naines étoiles de type U Geminorum dwarf nova nova naine Une nova naine (calque de l'anglais dwarf nova) ou étoile variable de type U Geminorum est un type d'étoile variable cataclysmique constitué d'un système d'étoile binaire serré dont une des composantes est une naine blanche, qui accrète de la matière de sa compagne. Elles sont similaires aux novae classiques en ce sens que la naine blanche est sujette à des explosions périodiques, mais les mécanismes sont différents : les novae classiques résultent de la fusion et de la détonation de l'hydrogène accrété, tandis que la théorie actuelle suggère que les novae naines proviennent d'une instabilité dans le disque d'accrétion, quand le gaz du disque atteint une température critique qui cause un changement de viscosité, provoquant un effondrement sur la naine blanche qui émet de grandes quantités d'énergie potentielle gravitationnelle (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nova_naine ) A U Geminorum-type variable star, or dwarf nova (pl. novae) is one of several types of cataclysmic variable star, consisting of a close binary star system in which one of the components is a white dwarf that accretes matter from its companion. Dwarf novae are dimmer and repeat more frequently than "classical" novae. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_nova ) novae récurrentes recurrent novae Nova récurrente Nova récurrentes Recurrent nova novaes récurrentes novas récurrentes recurrent novaes recurrent novas nova récurrente recurrent nova Une étoile variable cataclysmique qui subit des sursauts similaires à ceux observées dans les novae. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=recurrent+nova&formSubmit=Search&showAll=1 ) A cataclysmic variable star that undergoes outbursts similar to those found in novae. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=recurrent+nova&formSubmit=Search&showAll=1 ) atomic nuclei Atomic nucleus Noyau atomique Noyau atomiques noyaus atomiques atomic nucleus noyau atomique Le noyau atomique est la région située au centre d'un atome, constituée de protons et de neutrons (les nucléons). La taille du noyau (de l'ordre du femtomètre, soit 10⁻¹⁵ m) est environ 100 000 fois plus petite que celle de l'atome (10⁻¹⁰ m) et concentre quasiment toute sa masse. Les forces nucléaires qui s'exercent entre les nucléons sont à peu près un million de fois plus grandes que les forces entre les atomes ou les molécules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Noyau_atomique ) The atomic nucleus is the small, dense region consisting of protons and neutrons at the center of an atom, discovered in 1911 by Ernest Rutherford based on the 1909 Geiger–Marsden gold foil experiment. After the discovery of the neutron in 1932, models for a nucleus composed of protons and neutrons were quickly developed by Dmitri Ivanenko and Werner Heisenberg. An atom is composed of a positively charged nucleus, with a cloud of negatively charged electrons surrounding it, bound together by electrostatic force. Almost all of the mass of an atom is located in the nucleus, with a very small contribution from the electron cloud. Protons and neutrons are bound together to form a nucleus by the nuclear force. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atomic_nucleus ) comet nuclei comet nucleus cometary nuclei Cometary nuclei Noyau cométaire Noyau cométaires noyaus cométaires cometary nucleus noyau cométaire Le noyau d'une comète est la partie solide et centrale de cette dernière, populairement appelée "boule de neige sale". Le noyau d'une comète est composé de roche, de poussière et de gaz gelés. Lorsqu'elles sont réchauffées par le Soleil, les glaces se subliment et les gaz issus de la sublimation produisent une atmosphère (appelée chevelure) entourant le noyau. La force exercée sur la chevelure par la pression de radiation du Soleil et les vents solaires provoque la formation d'une énorme queue, qui pointe à l'opposé du Soleil. Un noyau classique de comète présente un albédo de 0,041. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Noyau_com%C3%A9taire ) The solid, centrally located part of a comet. The nucleus is a mass of dust and frozen gases. When heated by the Sun, the gases sublimate and produce an atmosphere surrounding the nucleus known as the coma, which is later swept into an elongated tail. Reliable measurements of cometary nuclei indicate sizes from a few km to 10 or 20 km. The nucleus of Comet Hale-Bopp is one of the largest (perhaps 40 km). The composition of the nucleus is determined by measuring the composition of the coma (except for 67P/Churyumov-Gerasimenko). The dominant volatile is water, followed by carbon dioxide (CO₂), carbon monoxide (CO), formaldehyde (H₂CO), methanol (CH₃OH), methane (CH₄) at a few percent level (with respect to water) and many other molecules at a lower level. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=comet+nucleus ) galactic nuclei noyau galactique Galactic nucleus Noyau galactique Noyau galactiques noyaus de galaxies noyaus galactiques galactic nucleus noyau de galaxie Une concentration d'étoiles et de gaz dans la région la plus interne d'une galaxie, s'étendant quelquefois sur plusieurs milliers d'AL du centre de la galaxie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+nucleus&formSubmit=Search&showAll=1 ) A concentration of stars and gas in the innermost region of a galaxy, sometimes extending over thousands of light-years from the center of the galaxy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+nucleus&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 AGN active galactic nuclei noyau galactique actif Active galactic nuclei Noyau galactique actif Noyau galactiques actifs noyaus actifs de galaxies noyaus galactiques actifs active galactic nucleus noyau actif de galaxie En astronomie, une galaxie active est une galaxie abritant un noyau actif (plus précisément noyau actif de galaxie, abrégé NAG, ou en anglais : Active Galactic Nucleus, abrégé AGN). Ce noyau est une région compacte localisée au centre de la galaxie et dont la luminosité est beaucoup plus intense que la normale dans au moins quelque domaine du spectre électromagnétique (ondes radio, infrarouge, lumière visible, ultraviolet, rayons X ou rayons gamma), présentant des caractéristiques qui montrent que cette forte luminosité n'est pas d'origine stellaire. Le rayonnement du NAG résulterait théoriquement de l'accrétion par un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie-hôte. Les NAG sont les sources continues de rayonnement électromagnétique les plus lumineuses de l'Univers et, comme telles, permettent la détection d'objets distants ; leur évolution en fonction du temps cosmique constitue aussi des contraintes aux modèles cosmologiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_active ) An active galactic nucleus (AGN) is one that gives off much more energy than can be explained purely in terms of its star content. AGN are found at the heart of active galaxies, including quasars, Seyfert galaxies, blazars, and radio galaxies. In addition to their great energy output, they can be highly variable. Some quasars vary in brightness over a few weeks or months, while some blazars show changes in X-ray output over as little as three hours. These fluctuations place strict limits on the maximum size of the energy source, because an object cannot vary in brightness faster than it takes light to travel from one side of its energy-producing region to the other. The rapid flickering of AGN means that they draw their energy from a small volume, in some cases less than one light day across. Furthermore, observations of the orbital motion of stars and other material around AGN show that a large mass, ranging up to several billion solar masses, is concentrated within its "engine room." This leads to the almost unavoidable conclusion that the central engine is a supermassive black hole. Since a black hole, by definition, emits nothing, the radiation from an AGN is believed to come from material heated to several million degrees in an accretion disk before tumbling into the black hole or, in some cases, being shot away in twin jets along the central engine's spin axis. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/AGN.html ) planetary core Noyau planétaire Noyau planétaires Planet core noyaus planétaires planet cores planetary cores noyau planétaire planet core Le noyau d'une planète est, quand il existe, la partie centrale sphérique au cœur de sa structure, composée d'une phase dense, a priori métallique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Noyau_plan%C3%A9taire ) A planetary core consists of the innermost layers of a planet. Cores may be entirely solid or entirely liquid, or a mixture of solid and liquid layers as is the case in the Earth. In the Solar System, core sizes range from about 20% (the Moon) to 85% of a planet's radius (Mercury). Gas giants also have cores, though the composition of these are still a matter of debate and range in possible composition from traditional stony/iron, to ice or to fluid metallic hydrogen. Gas giant cores are proportionally much smaller than those of terrestrial planets, though they can be considerably larger than the Earth's nevertheless; Jupiter's is 10–30 times heavier than Earth, and exoplanet HD149026 b may have a core 100 times the mass of the Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_core ) star core Noyau stellaire Noyau stellaires Stellar core noyaus stellaires star cores stellar cores noyau stellaire stellar core Un noyau stellaire est la région extrêmement chaude et dense au centre d'une étoile. Pour une étoile ordinaire de la séquence principale, la région centrale est le volume où les conditions de température et de pression permettent la production d'énergie par la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium. Cette énergie contrebalance à son tour la masse de l'étoile qui presse vers l'intérieur; un processus qui auto-maintient les conditions de l'équilibre thermique et hydrostatique. La température minimale requise pour la fusion stellaire de l'hydrogène dépasse 10⁷K (10 MK), tandis que la densité au cœur du Soleil est supérieure à 100g/cm³. Le noyau est entouré d'une enveloppe stellaire, qui transporte l'énergie du noyau à l'atmosphère stellaire où elle est rayonnée dans l'espace. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_core ) A stellar core is the extremely hot, dense region at the center of a star. For an ordinary main sequence star, the core region is the volume where the temperature and pressure conditions allow for energy production through thermonuclear fusion of hydrogen into helium. This energy in turn counterbalances the mass of the star pressing inward; a process that self-maintains the conditions in thermal and hydrostatic equilibrium. The minimum temperature required for stellar hydrogen fusion exceeds 10⁷K (10 MK), while the density at the core of the Sun is over 100 g/cm3. The core is surrounded by the stellar envelope, which transports energy from the core to the stellar atmosphere where it is radiated away into space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_core ) High velocity cloud Nuage grande vitesse Nuage grandes vitesses high velocity cloud high velocity clouds high-velocity clouds nuages à grandes vitesses high-velocity cloud nuage à grande vitesse Un nuage à grande vitesse (en anglais, high-velocity cloud ou HVC) est une grande masse de gaz que l'on trouve dans le halo galactique de la Voie lactée et d'autres galaxies. Ces nuages de gaz peuvent être très massifs, certains de l'ordre de millions de fois la masse du Soleil, et couvrir de grandes parties du ciel. Leurs mouvements dans le référentiel au repos local ont des vitesses qui sont mesurées à plus de 200 000km/h. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_%C3%A0_grande_vitesse ) A high-velocity cloud (HVC) is a fast-moving interstellar cloud, composed mostly of neutral hydrogen, whose velocity is too high to be explained by the ordinary rotation of the Milky Way Galaxy. Many HVCs are thought to be material falling into our galaxy from the outside; one sign of an extragalactic nature is their heavy element content, which appears to be poorer than the Milky Way norm. They may be material left over from the formation of the Galaxy or that of other galaxies in the Local Group, or they may consist of matter wrenched away from a satellite system. A spectacular example of tidally-displaced debris is the Magellanic Stream. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/high-velocity_cloud.html ) Intergalactic cloud Nuage intergalactique Nuage intergalactiques intergalactic clouds nuages intergalactiques intergalactic cloud nuage intergalactique Matière intergalactique se présentant sous la forme de nuages. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=intergalactic+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) Intergalactic matter in the form of clouds. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=intergalactic+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) Interstellar cloud Nuage interstellaire Nuage interstellaires interstellar clouds nuages interstellaires interstellar cloud nuage interstellaire En astronomie, nuage interstellaire est le nom générique donné aux accumulations de gaz et de poussières dans notre Galaxie. C'est le milieu d'où naissent les systèmes stellaires. Comptant quelques dizaines de milliards d'atomes par mètre cube (par opposition à notre atmosphère, qui en compte 25 millions de milliards de milliards), et s'étendant sur des centaines d'années-lumière, il contient l'équivalent de plusieurs milliers de fois la masse du Soleil en matière gazeuse. Principalement composé d'hydrogène, l'hélium étant le second élément le plus abondant, il contient également des traces d'éléments plus lourds, tels le carbone, l'azote, et le fer. L'hydrogène contenu dans un nuage interstellaire peut, selon la densité, la taille et la température du nuage, être neutre (région HI), ionisé (région HII) ou moléculaire (nuage moléculaire). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_interstellaire ) An aggregation of gas and dust in the interstellar medium containing large quantities of atoms, molecules, and dust. There are several types of interstellar clouds, such as diffuse interstellar clouds, dark clouds, molecular clouds. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) Magnetic cloud Nuage magnétique Nuage magnétiques magnetic clouds nuages magnétiques magnetic cloud nuage magnétique Une éjection transitoire dans le vent solaire possédant un champ élargi, un changement important dans la direction du champ et une température de protons basse par rapport à la température de protons ambiant (L. F. Burlaga, 1995, Interplanetary Magnetohydrodynamics, Oxford Univ. Press, 89-114). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) A transient ejection in the solar wind having an enhanced field, a large and smooth change in field direction, and a low proton temperature compared to the ambient proton temperature (L. F. Burlaga, 1995, Interplanetary Magnetohydrodynamics, Oxford Univ. Press, 89-114). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) night shining cloud noctilucent cloud nuage noctiluque nuage noctulescent nuage nocturne lumineux Nuage mésosphérique polaire Nuage mésosphériques polaires Polar mesospheric cloud night shining clouds noctilucent clouds nuages mésosphériques polaires nuages noctiluques nuages noctulescents nuages nocturnes lumineux polar mesospheric clouds nuage mésosphérique polaire polar mesospheric cloud Les nuages noctulescents, aussi connus sous le nom de nuages polaires mésosphériques, nuages nocturnes lumineux ou de nuages noctiluques, sont des phénomènes nuageux ténus dans la haute atmosphère de la Terre. Vus de l'espace, ils sont appelés nuages mésosphériques polaires (PMC), détectables sous la forme d'une couche de diffusion diffuse de cristaux de glace d'eau près de la mésopause polaire d'été. Ils sont constitués de cristaux de glace et, depuis le sol, ne sont visibles que pendant le crépuscule astronomique. Le terme "noctilucent" signifie en gros "qui brille la nuit" en latin. Elles sont le plus souvent observées pendant les mois d'été entre les latitudes 50° et 70° au nord et au sud de l'équateur. Trop faibles pour être vus en plein jour, ils ne sont visibles que lorsque l'observateur et les basses couches de l'atmosphère sont dans l'ombre de la Terre, mais alors que ces nuages très élevés sont encore ensoleillés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_noctulescent ) Noctilucent clouds, or night shining clouds, are tenuous cloud-like phenomena in the upper atmosphere of Earth. When viewed from space, they are called polar mesospheric clouds (PMCs), detectable as a diffuse scattering layer of water ice crystals near the summer polar mesopause. They consist of ice crystals and from the ground are only visible during astronomical twilight. Noctilucent roughly means "night shining" in Latin. They are most often observed during the summer months from latitudes between ±50° and ±70°. Too faint to be seen in daylight, they are visible only when the observer and the lower layers of the atmosphere are in Earth's shadow, but while these very high clouds are still in sunlight. Recent studies suggest that increased atmospheric methane emissions produce additional water vapor once the methane molecules reach the mesosphere – creating, or reinforcing existing noctilucent clouds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Noctilucent_cloud ) Giant molecular cloud Nuage moléculaire géant Nuage moléculaires géants giant molecular clouds nuages moléculaires géants giant molecular cloud nuage moléculaire géant En astronomie, une nuage moléculaire géant est un amas de gaz d'une masse de l'ordre de 10⁴ à 10⁶ masses solaires. De tels "nuages" peuvent s'étendre sur plusieurs dizaines de parsecs et ont une densité moyenne de 10²–10³ particules par centimètre cube. Par comparaison, dans la zone autour du Soleil, cette densité est d'une particule par centimètre cube. Ces nuages présentent une structure complexe, faite de filaments, de nappes, de bulles et de zones irrégulières. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_mol%C3%A9culaire_g%C3%A9ant ) A massive complex of interstellar gas and dust, consisting mostly of molecular hydrogen, that typically stretches over 150 light-years and contains several hundred thousand solar masses. Giant molecular clouds are the principal sites of star formation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=giant+molecular+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 Orion Complex Orion Molecular Cloud Complex complexe d'Orion complexes d'Orion nuages moléculaires d'Orion Orion Molecular Cloud nuage moléculaire d'Orion Le nuage moléculaire d'Orion (appelé parfois également le complexe d'Orion) est une grande nébuleuse située dans la constellation d'Orion. Le nuage lui-même est situé entre 1 500 et 1 600 années-lumière de la Terre et est large de plusieurs centaines d'années-lumière. Plusieurs parties de la nébuleuse sont visibles avec des jumelles ou de petits télescopes, certaines parties (telles que la nébuleuse d'Orion) étant même visibles à l'œil nu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_d%27Orion ) A giant cloud, or complex of clouds, of interstellar gas and dust associated with the Orion nebula (M42). It is about 1,500 light-years away and measures about 240 light-years across. Besides M42 and M43 it contains a number of famous objects, including Barnard's Loop, the Horsehead Nebula, and the reflection nebulae around M78. Within this cloud, stars have formed recently, and are still in the process of formation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=orion+molecular+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 nuage d'Öpik-Oort nuage de Oort Öpik-Oort cloud Nuage Oort nuage d'Öpik Oort nuages d'Oort nuages d'Öpik Oorts nuages d'Öpik-Oorts nuages de Oort Öpik Oort cloud Öpik Oort clouds Öpik-Oort clouds Oort cloud nuage d'Oort En astronomie, le nuage de Oort, ou nuage d'Oort, aussi appelé le nuage d'Öpik-Oort, est un vaste ensemble sphérique hypothétique de corps approximativement situé principalement entre 20 000 et 30 000 unités astronomiques (ua) et jusqu'à plus de 100 000 ua, bien au-delà de l'orbite des planètes et de la ceinture de Kuiper. La limite externe du nuage de Oort, qui formerait la frontière gravitationnelle du Système solaire, se situerait à plus d'un millier de fois la distance séparant le Soleil de Neptune, entre une et deux années-lumière du Soleil et plus du quart de la distance à Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche du Soleil. Il n'est d'ailleurs pas exclu qu'il existe un continuum d'objets entre le nuage de Oort solaire et un nuage similaire entourant le système Alpha Centauri. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_de_Oort ) The Oort Cloud is a vast reservoir of ice dwarfs, or deep-frozen cometary nuclei, which marks the material outer limit of the solar system and the maximum extent of the Sun's gravitational influence. It is named after Jan Oort, though Ernst Öpik was the first to postulate its existence. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/OortCloud.html ) Dark cloud Nuage sombre Nuage sombres dark clouds nuages sombres dark cloud nuage sombre Un nuage relativement dense de gaz interstellaire, principalement moléculaire, dont les particules de poussière obscurcissent la lumière des étoiles en arrière plan. Un exemple célèbre est la Nébuleuse à Tête de Cheval qui se silhouette vis-à-vis de la lueur rougeâtre de la région H II IC 434. Les nuages sombres individuels se répartissent en tailles de dizaines d'années-lumière à de minuscules globules de Bok de seulement quelques milliers d'unités astronomiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=dark+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) A relatively dense cloud of interstellar gas, mainly molecular, whose dust particles obscure the light of stars behind it. A famous example is the Horsehead Nebula silhouetted against the reddish glow of the H II region IC 434. Individual dark clouds come in a range of sizes from tens of light-years to tiny Bok globules of only a few thousands astronomical units. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=dark+cloud&formSubmit=Search&showAll=1 ) nuage nacré Nuage stratosphérique polaire Nuage stratosphériques polaires Polar stratospheric cloud nuages nacrés nuages stratosphériques polaires polar stratospheric clouds nuage stratosphérique polaire polar stratospheric cloud Les nuages nacrés, ou nuages polaires stratosphériques, sont des nuages qui se forment dans la stratosphère à une altitude située entre 15 000 et 25 000 mètres. Les nuages nacrés sont rares et se forment surtout l'hiver à proximité des pôles. Ils ont été décrits par l'astronome Robert Leslie dès 1885. Ils sont impliqués dans la formation de trous dans la couche d'ozone car ils supportent les réactions chimiques qui produisent des molécules de composés chlorés. Ces molécules servent de catalyseur à la réaction détruisant les molécules d'ozone. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_nacr%C3%A9 ) Polar stratospheric clouds (PSCs) are clouds in the winter polar stratosphere at altitudes of 15,000–25,000 m (49,000–82,000 ft). They are best observed during civil twilight, when the Sun is between 1 and 6 degrees below the horizon, as well as in winter and in more northerly latitudes. One main type of PSC is made up mostly of supercooled droplets of water and nitric acid and is implicated in the formation of ozone holes. The other main type consists only of ice crystals which are not harmful. This type of PSC is also referred to as nacreous (from nacre, or mother of pearl, due to its iridescence). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polar_stratospheric_cloud ) Nuages Magellan Magellanic Clouds Nuages de Magellan Les Nuages de Magellan forment un groupe de deux galaxies naines irrégulières du Groupe local et voisines de la Voie lactée dont elles sont probablement des satellites. Apparentés à des galaxies spirales magellaniques de type SB(s)m, il s'agit, d'une part, du Grand Nuage de Magellan, situé à environ 157 000 années-lumière (48,5 kpc) du Soleil dans les constellations de la Dorade et de la Table, et, d'autre part, du Petit Nuage de Magellan, situé à environ 197 000 années-lumière (61 kpc) dans la constellation du Toucan. Séparés dans le ciel par un angle d'environ 21°, ils sont distants l'un de l'autre d'environ 75 000 années-lumière (23 kpc). Ils ont longtemps été considérés comme les objets extragalactiques les plus proches de la Voie lactée, jusqu'à la découverte en 1994 de la galaxie naine du Sagittaire, trois fois plus proche. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuages_de_Magellan ) The Magellanic Clouds (Magellanic system or Nubeculae Magellani) are two irregular dwarf galaxies in the southern celestial hemisphere. Orbiting the Milky Way galaxy, these satellite galaxies are members of the Local Group. Because both show signs of a bar structure, they are often reclassified as Magellanic spiral galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magellanic_Clouds ) Nucleon Nucléon nucleons nucléons nucleon nucléon Le terme nucléon désigne de façon générique les composants du noyau atomique, c'est-à-dire les protons et les neutrons qui sont tous deux des baryons. Le nombre de nucléons par atome est généralement noté "A", et appelé "nombre de masse". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nucl%C3%A9on ) A nucleon is a neutron or a proton. Both particles are found in the nucleus of atoms and are bound together by the strong force. Protons and neutrons, along with many other subatomic particles which were once thought to be elementary (that is, not built up from smaller constituents), are now known to be composed of quarks – three quarks to each nucleon. As for the origin of the name, physicist C. Moller wrote in 1941: "Following the original proposal of Belinfante, the writer has used the word 'nuclon' as a common notation for neutrons and protons. In the meantime, however, it has been pointed out to me that, since the root of the word nucleus is 'nude', the notation nucleon would from a philological point of view be more appropriate." (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/nucleon.html ) Nucleosynthesis Nucléosynthèse nucleosyntheses nucléosynthèses nucleosynthesis nucléosynthèse La nucléosynthèse est la synthèse de noyaux atomiques par différentes réactions nucléaires (capture de neutrons ou de protons, fusion nucléaire, fission nucléaire, spallation), éventuellement suivies de désintégrations radioactives ou de fission spontanée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se ) Nucleosynthesis is the buildup of heavy elements from lighter ones by nuclear fusion. Helium and some lithium was produced by cosmic nucleosynthesis just after the Big Bang, but today most element-building nucleosynthesis takes place in stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/nucleosynthesis.html ) 2022-10-07 wobble Nutation Wobble nutations nutations wobbles nutation nutation 1) Mécanique : un mouvement vacillant d'un corps rigide tournant, tandis qu'il précesse autour de son axe vertical. 2) Astro. : un léger mouvement de hochement de l'axe de rotation terrestre, qui a une période principale de 18.6 ans. Il est principalement causé par des perturbations lunaires, et est superposé à la précession des équinoxes et déplace l'équinoxe jusqu'à 17" avant ou derrière sa position moyenne. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nutation&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) Mechanics : A wobbling motion of a spinning rigid body, such as a top, as it precesses about its vertical axis. 2) Astro. : A slight nodding motion of the Earth's axis of rotation, which has a principal period of 18.6 years. It is primarily caused by lunar perturbations, and is superimposed on the precession of the equinoxes and moves the equinox as much as 17'' ahead of or behind its mean position. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nutation&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-07 geostationary orbit orbite géostationnaire orbite synchrone Orbite stationnaire Orbite stationnaires Stationary orbit geostationary orbits orbites géostationnaires orbites stationnaires orbites synchrones stationary orbits orbite stationnaire stationary orbit Nutation Chandler nutations de Chandler Chandler wobble nutation de Chandler Variations à petite échelle de la position des pôles géographiques de la Terre circonscrit à un cercle irrégulier de 3 à 15 mètres de diamètre. Elles semblent résulter de deux composants presque circulaires, une variation saisonnière de la distribution de masse sur la Terre (glace, neige, atmosphère) et de mouvements de matière dans la Terre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=chandler+wobble&formSubmit=Search&showAll=1 ) Small-scale variations in the position of the Earth's geographical poles within an irregular circle of 3 to 15 metres in diameter. It seems to result from two nearly circular components, a seasonal variation in the mass distribution on the Earth (ice, snow, atmosphere) and movements of matter within the Earth. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=chandler+wobble&formSubmit=Search&showAll=1 ) Uranus IV Uranus IV Oberon Oberon Obéron Obéron, également appelé Uranus IV, est le plus éloigné des grands satellites naturels d'Uranus. C'est le deuxième satellite de cette planète tant par sa taille que sa masse et le neuvième du Système solaire en masse. Découvert par William Herschel en 1787, Obéron doit son nom à un personnage de la pièce de Shakespeare Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est partiellement située en dehors de la magnétosphère d'Uranus. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ob%C3%A9ron_(lune) ) Oberon is the second largest moon of Uranus and the 18th in order from the planet. Oberon was discovered by William Herschel on 11 January 1787. It is named after the king of the Fairies in Shakespeare's A Midsummer Night's Dream and is also known as Uranus IV. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Oberon.html ) becklin Neugebauer object Objet Becklin Neugebauer becklin Neugebauer objects objet de Becklin Neugebauer objets de Becklin Neugebauer objets de Becklin-Neugebauer Becklin-Neugebauer objects objet de Becklin-Neugebauer L'objet de Becklin-Neugebauer (BN) est un objet du nuage moléculaire d'Orion visible uniquement en infrarouge. Il a été découvert en 1967 par Eric Becklin et Gerry Neugebauer lors de leur relevé en proche infrarouge de la nébuleuse d'Orion. Il s'agit probablement d'une proto-étoile de masse intermédiaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_de_Becklin-Neugebauer ) A compact infrared source in the Orion molecular cloud (OMC-1). It is thought to be a very dusty compact H II region surrounding a young B0 or B1 star. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Becklin-Neugebauer+object&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-05 BL Lac object BL Lac type object objet BL Lac Objet BL Lacertae objets BL Lac objets BL Lacertae BL Lacertae object objet BL Lacertae Un objet BL Lacertae est un type de galaxie active, nommé d'après l'objet typique BL Lacertae. Contrairement aux autres types de galaxies actives, elles présentent une très forte amplitude de variation dans l'émission de leur rayonnement, et une polarisation importante de ce rayonnement. BL Lacertae a d'ailleurs d'abord été pris en 1929 pour une variable irrégulière. Comparativement aux autres noyaux actifs (quasars), qui présentent de fortes raies d'émission, ces objets présentent un spectre dominé par un continuum et une émission non thermique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_BL_Lacertae ) A BL Lacertae object (BL Lac object) is a type of active galactic nucleus (AGN) characterized by a nearly featureless spectrum (i.e., virtually devoid of spectral lines), rapid, marked variability at radio, infrared, and optical wavelengths (often by several magnitudes over a few days or weeks), and strong, variable polarization at radio and optical wavelengths. The prototype, in the constellation Lacerta, was originally classified as a variable star. BL Lac objects belong to the category of AGN now known as blazars and are believed to be essentially quasars viewed directly down the axis of their powerful jets. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BL_Lacertae_object.html ) 2022-10-06 Earth Moon system Système Terre Lune système Terre Lune systèmes Terre Lune systèmes Terre-Lune Earth-Moon system système Terre-Lune Un système physique composé de la Terre et de la Lune dans lequel les deux objets s'influencent mutuellement. L'énergie totale du système Terre-Lune est conservé. L'influence mutuelle la plus remarquable consiste en marées. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=earth-moon+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) A physical system composed on the Earth and the Moon in which both objects directly influence each other. The total energy in the Earth-Moon system is conserved. The most notable influence that the two objects have on each other is tides. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=earth-moon+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-06 exoplanet extra solar planet extra-solar planet Extrasolar planet Planète extrasolaire Planète extrasolaires exoplanets extra solar planets extra-solar planets extrasolar planets planètes extrasolaires extrasolar planet planète extrasolaire Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire. L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées à l'observatoire de Haute-Provence, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er août 2022, 5 069 exoplanètes ont été confirmées dans 3 797 systèmes planétaires, dont 826 systèmes planétaires multiples. Plusieurs milliers (près de 8000) d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Exoplan%C3%A8te ) An exoplanet, or extrasolar planet, is a planet in orbit around a star other than the Sun. More than 4,000 exoplanets have been confirmed. Until recently, the great majority of exoplanets detected, with the exception of the pulsar planets, had small orbital radii and masses similar to or greater than that of Jupiter. This apparent bias arose simply because high-mass objects in compact orbits produce comparatively large effects on their host stars which put them within reach of the methods, and the sensitivity of those methods, currently available. However, over the past two or three years, more and more planets of lower mass – down to just a few times the mass of Earth – have been found. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/extrasolarp.html ) 2022-10-06 stellar system système stellaire Planetary system Système planétaire Système planétaires planetary systems stellar systems systèmes planétaires systèmes stellaires planetary system système planétaire En astronomie, un système planétaire est un système composé de planètes, ainsi que de divers corps célestes inertes tels des astéroïdes et comètes, gravitant autour d'une étoile. Le Système solaire est un exemple de système planétaire. Par extension et de façon impropre, le terme "système solaire" est parfois employé pour désigner d’autres systèmes planétaires. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_plan%C3%A9taire ) A planetary system is a set of gravitationally bound non-stellar objects in or out of orbit around a star or star system. Generally speaking, systems with one or more planets constitute a planetary system, although such systems may also consist of bodies such as dwarf planets, asteroids, natural satellites, meteoroids, comets, planetesimals and circumstellar disks. The Sun together with the planetary system revolving around it, including Earth, forms the Solar System. The term exoplanetary system is sometimes used in reference to other planetary systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_system ) 2022-10-14 HH object nébulosité Herbig-Haro objet HH objet de Herbig-Haro Herbig Haro object Objet Herbig Haro nébulosité Herbig Haro nébulosités Herbig Haro nébulosités Herbig-Haro objet Herbig Haro objet de Herbig Haro objets HH objets Herbig Haro objets Herbig-Haro objets de Herbig Haro objets de Herbig-Haro Herbig-Haro object objet Herbig-Haro En astronomie, les objets de Herbig-Haro (ou parfois simplement objets Herbig-Haro ; en abrégé objets HH) sont de petites nébulosités associées à certaines très jeunes étoiles, qui se forment lorsque de la matière éjectée par ces étoiles naissantes entre en collision avec les nuages de gaz et de poussières environnant, à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Les objets Herbig-Haro sont omniprésents dans les régions de formation stellaire, et bien souvent il est possible d'en observer plusieurs autour d'une même étoile, alignés le long de son axe de rotation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_Herbig-Haro ) A Herbig-Haro object is a small bright nebula in a star-forming region, created when fast-moving (about 150 km/s) jets of material from an infant star collide with the interstellar medium. As the bipolar flow from a young star plows into the surrounding gas, it generates strong shock waves that heat and ionize the gas. In the cooling gas behind the shock front, electrons and ions recombine to give an emission line spectrum characteristic of Herbig-Haro objects. They are named after the American astronomer George Herbig (1920–2013) and Guillermo Haro who discovered the first three such objects in 1946–1947 in images of the nebula NGC 1999 in Orion. All known Herbig-Haro objects have been found within the boundaries of dark clouds and are strong sources of infrared. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Herbig-Haro_object.html ) 2022-10-06 YSO young star étoile jeune Objet stellaire jeune Objet stellaires jeune Young stellar object objets stellaires jeune young stars young stellar objects étoiles jeune objet stellaire jeune young stellar object Un jeune objet stellaire (JOS) désigne une étoile dans son stade précoce d'évolution. Cette classe est constituée de deux groupes d'objets : les proto-étoiles et les étoiles de la préséquence principale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Jeune_objet_stellaire ) A young stellar object (YSO) is any star that has evolved past the protostar stage (i.e. is shining by way of internal nuclear reactions) but has yet to arrive on the main sequence. YSO's come in a variety of forms depending on their age, mass, and environment, and include Herbig Ae/Be stars, T Tauri stars, and, in general, immature stars prone to irregular brightening, embedded in nebulosity, and associated with bipolar outflows. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Y/young_stellar_object.html ) 2022-10-06 objet sous-stellaire substar objet sous stellaire objets sous stellaires objets sous-stellaires objets substellaires substars substellar objects objet substellaire substellar object Un objet substellaire, ou sous-stellaire, est un corps céleste dont la masse est inférieure à la masse limite permettant la fusion de l'hydrogène par chaîne proton-proton au cœur de l'astre, soit environ 0,08 M⊙ (masses solaires), ou encore ~ 85 MJ (masses joviennes). Par cette définition, les objets substellaires regroupent les objets de masse planétaire (de masse inférieure à 13 MJ), les naines brunes (de masse comprise entre 13 et 85 MJ), ainsi que les résidus d'étoiles, tels que EF Eridani B, de masse inférieure à 85 MJ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_substellaire ) A substellar object, sometimes called a substar, is an astronomical object whose mass is smaller than the smallest mass at which hydrogen fusion can be sustained (approximately 0.08 solar masses). This definition includes brown dwarfs and former stars similar to EF Eridani B, and can also include objects of planetary mass, regardless of their formation mechanism and whether or not they are associated with a primary star. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Substellar_object ) obliqueness Obliqueness Obliquité obliquenesses obliquities obliquités obliquity obliquité L'inclinaison de l'axe ou obliquité est une grandeur qui donne l'angle entre l'axe de rotation d'une planète (ou d'un satellite naturel d'une planète) et une perpendiculaire à son plan orbital. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Inclinaison_de_l%27axe ) Obliquity is the angle that a planet's rotational axis makes with its orbital plane. In Earth's case, it is called the obliquity of the ecliptic. Obliquity gives a good indication of how extreme the seasons would be on a given world. Earth's obliquity of 23.5° means that at the summer solstice, the north pole tilts toward the Sun by 23.5°, and at the winter solstice, it tilts away by the same amount. This leads to fairly extreme temperature changes. Uranus, on the other hand, has an obliquity of about 97.86° – almost a right angle. This means that at its summer solstice, the north pole points almost directly at the Sun, and there is continuous daylight in most of the planet's northern hemisphere. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/obliquity.html ) Expanded Very Large Array EVLA observation Observation EVLA EVLA EVLA VLA imaging VLA mapping Very Large Array imaging Very Large Array mapping Very Large Array observation Observation VLA VLA observation VLA VLA Le Karl G. Jansky Very Large Array (le "Très grand réseau Karl-G.-Jansky"), à l'origine le Very Large Array ou VLA (le "Très grand réseau"), est un radiotélescope situé dans la plaine de San Augustin au Nouveau-Mexique (États-Unis). Rattaché au National Radio Astronomy Observatory, il est formé de 27 antennes paraboliques identiques, larges de 25 m chacune, qui se déplacent sur des voies de chemin de fer disposées selon un tracé formant un immense Y (deux branches de 21 km et un pied de 19 km). Les 27 antennes ont chacune leur propre récepteur, les signaux de chaque récepteur étant transmis à un site central où ils sont combinés : l'image haute résolution ainsi obtenue équivaut à celle d'un très grand radiotélescope, dont le diamètre serait égal à la distance maximale séparant les antennes. La résolution angulaire maximale pouvant être atteinte est d'environ 0,05 seconde d'arc. Le Very Large Array a été rebaptisé du nom de Karl Jansky en mars 2012, à la suite du vote d'internautes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Karl_G._Jansky_Very_Large_Array ) The Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) is a centimeter-wavelength radio astronomy observatory in the southwestern United States. It lies in central New Mexico on the Plains of San Agustin, between the towns of Magdalena and Datil, ~50 miles (80 km) west of Socorro. The VLA comprises twenty-eight 25-meter radio telescopes (twenty-seven of which are operational while one is always rotating through maintenance) deployed in a Y-shaped array and all the equipment, instrumentation, and computing power to function as an interferometer. Each of the massive telescopes is mounted on double parallel railroad tracks, so the radius and density of the array can be transformed to adjust the balance between its angular resolution and its surface brightness sensitivity. Astronomers using the VLA have made key observations of black holes and protoplanetary disks around young stars, discovered magnetic filaments and traced complex gas motions at the Milky Way's center, probed the Universe's cosmological parameters, and provided new knowledge about the physical mechanisms that produce radio emission. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Very_Large_Array ) Observatoire solaire Observatoire solaires Solar observatory observatoires solaires solar observatories observatoire solaire solar observatory Un observatoire solaire est un observatoire spécialisé dans la surveillance du Soleil. En tant que tels, ils ont généralement un ou plusieurs télescopes solaires. La Tour Einstein était un observatoire solaire dans le parc scientifique Albert Einstein à Potsdam, en Allemagne. Les observatoires solaires étudient les phénomènes associés au Soleil. Le Soleil, étant l'étoile la plus proche de la Terre, constitue une chance unique d'étudier la physique stellaire à haute résolution. C'était, jusqu'aux années 1990, la seule étoile dont la surface avait été résolue. Les sujets généraux qui intéressent un astronome solaire sont sa périodicité de 11 ans (c'est-à-dire le cycle solaire), les taches solaires, l'activité du champ magnétique (voir dynamo solaire), les éruptions solaires, les éjections de masse coronale, la rotation différentielle et la physique du plasma. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_observatory ) A solar observatory is an observatory that specializes in monitoring the Sun. As such, they usually have one or more solar telescopes. The Einstein Tower was a solar observatory in the Albert Einstein Science Park in Potsdam, Germany. Solar observatories study phenomena associated with the Sun. The Sun, being the closest star to earth, allows a unique chance to study stellar physics with high-resolution. It was, until the 1990s, the only star whose surface had been resolved. General topics that interest a solar astronomer are its 11-year periodicity (i.e., the Solar Cycle), sunspots, magnetic field activity (see solar dynamo), solar flares, coronal mass ejections, differential rotation, and plasma physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_observatory ) orbital solar observatory Observatoire solaire orbital Observatoire solaires orbitaux Orbiting solar observatory observatoires solaires orbitaux orbital solar observatories orbiting solar observatories observatoire solaire orbital orbiting solar observatory Orbiting Solar Observatory (OSO) est un programme de l'agence spatiale américaine, la NASA, constitué d'une série de 9 observatoires spatiaux lancés entre 1962 et 1975. Leur mission principale est l'étude du cycle solaire de 11 ans par observation du rayonnement ultraviolet et X émis par le Soleil. Sur les 9 satellites OSO, 8 (OSO 1 à 8) sont lancés avec succès par un lanceur Delta. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbiting_Solar_Observatory ) The Orbiting Solar Observatory (abbreviated OSO) Program was the name of a series of American space telescopes primarily intended to study the Sun, though they also included important non-solar experiments. Eight were launched successfully into low Earth orbit by NASA between 1962 and 1975 using Delta rockets. Their primary mission was to observe an 11-year sun spot cycle in UV and X-ray spectra. The initial seven (OSO 1–7) were built by Ball Aerospace, then known as Ball Brothers Research Corporation (BBRC), in Boulder, Colorado. OSO 8 was built by Hughes Space and Communications Company, in Culver City, California. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Orbiting_Solar_Observatory ) 2022-10-17 space observatory space telescope télescope spatial Observatoire spatial Observatoire spatiaux Spatial observatory observatoires spatiaux space observatories space telescopes spatial observatories télescopes spatiaux observatoire spatial spatial observatory Lunar occultation Occultation lunaire Occultation lunaires lunar occultations occultations lunaires lunar occultation occultation lunaire Occultation radio Occultation radios Radio occultation occultations radios radio occultations occultation radio radio occultation La technique de l'occultation radio est une méthode de mesure à distance des caractéristiques de l'atmosphère d'une planète. Elle exploite le phénomène de réfraction d'un signal radio-électrique lorsqu'il traverse l'atmosphère. Pour sa mise en œuvre il est nécessaire de disposer d'un émetteur radio embarqué à bord d'un satellite ou d'une sonde spatiale dont l'émission vers le récepteur radio traverse l'atmosphère de la planète. L'émetteur embarqué à bord d'un engin spatial passe derrière la planète (la Terre ou une autre planète), en étant soit en orbite, soit en transit - et son signal est analysé par un récepteur sur Terre. La phase, la polarisation et l'amplitude du signal radio sont modifiées selon des proportions qui dépendent de l'indice de réfraction de l'atmosphère. Les différentes mesures de ce dernier au fur et à mesure que la sonde défile permet d'en déduire différentes caractéristiques telles que la température, la pression ou la composition de l'atmosphère. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Occultation_radio ) Radio occultation (RO) is a remote sensing technique used for measuring the physical properties of a planetary atmosphere or ring system. Other satellite carriers onboard GNSS-Radio occultation include CHAMP (satellite), GRACE and GRACE-FO, MetOp and the recently launched COSMIC-2. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_occultation ) Odderon Odderon odderons odderons odderon odderon En physique des particules, l'odderon correspond à une famille insaisissable d'états de gluon impairs, dominés par un état de trois gluons. Lorsque les protons entrent en collision élastique avec des protons ou avec des anti-protons à des énergies élevées, des nombres pair ou impairs de gluons sont échangés. L'échange d'un nombre pair de gluons est une partie de croisement paire de la diffusion élastique proton-proton et proton - antiproton, tandis que l'échange d'odderons, c'est-à-dire l'échange de nombre impair de gluons, correspond à un terme de croisement impair dans l'amplitude de diffusion élastique. Il a fallu environ 48 ans pour trouver un signal précis de l'échange d'odderons. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Odderon ) In particle physics, the odderon corresponds to an elusive family of odd-gluon states, dominated by a three-gluon state. When protons collide elastically with protons or with anti-protons at high energies, even or odd numbers of gluons are exchanged. Exchanging an even number of gluons is a crossing-even part of elastic proton–proton and proton–antiproton scattering, while odderon exchange, i.e. exchange of odd number of gluons, corresponds to a crossing-odd term in the elastic scattering amplitude. It took about 48 years to find a definite signal of odderon exchange. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Odderon ) spot umbrae sunspot umbra sunspot umbrae Ombre tache Ombre taches Spot umbra ombres d'une taches spot umbraes spot umbras sunspot umbraes sunspot umbras ombre d'une tache spot umbra onde pseudosonore Alfven wave Onde Alfvén ondes d'Alfvén ondes pseudosonores Alfvén wave onde d'Alfvén Les ondes d'Alfvén, nommées d’après Hannes Alfvén, sont des ondes magnétohydrodynamiques que l'on rencontre dans les plasmas. Elles sont constituées par une oscillation des ions et du champ magnétique se propageant. L’onde se déplace en général dans la direction du champ magnétique, bien qu'une propagation oblique soit possible. Le mouvement des ions et de la perturbation magnétique se font dans la même direction. Cette perturbation étant perpendiculaire à la direction de propagation, les ondes d'Alfvén appartiennent à la catégorie des ondes transversales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Onde_d%27Alfv%C3%A9n ) A magnetohydrodynamic wave in a magnetized plasma, arising as a result of restoring forces associated with the magnetic field. It is a transverse wave which propagates in the direction of the magnetic field. Also called magnetohydrodynamic wave. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=alfven+wave&formSubmit=Search&showAll=1 ) Kinetic Alfven wave Onde Alfvén cinétique Onde Alfvén cinétiques kinetic Alfvén waves ondes d'Alfvén cinétiques kinetic Alfvén wave onde d'Alfvén cinétique 2022-10-03 interplanetary traveling shock Interplanetary shock wave Onde choc interplanétaire Onde chocs interplanétaires interplanetary shock waves interplanetary traveling shocks ondes de chocs interplanétaires interplanetary shock wave onde de choc interplanétaire bow shock onde de choc de proue Magnetospheric shock wave Onde choc magnétosphérique Onde chocs magnétosphériques bow shocks magnetospheric shock waves ondes de chocs de proues ondes de chocs magnétosphériques magnetospheric shock wave onde de choc magnétosphérique 2022-10-14 Black hole Trou noir Trou noirs black holes trous noirs black hole trou noir En astrophysique, un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s'en échapper. De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont optiquement invisibles. Toutefois, plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d'onde ont été mises au point et permettent d’étudier de nombreux phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures très élevées et émet une quantité importante de rayons X, avant d’être "absorbée". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trou_noir#Trous_noirs_et_physique_fondamentale ) A black hole is a region of spacetime where gravity is so strong that nothing, including light or other electromagnetic waves, has enough energy to escape it. The theory of general relativity predicts that a sufficiently compact mass can deform spacetime to form a black hole. The boundary of no escape is called the event horizon. Although it has a great effect on the fate and circumstances of an object crossing it, it has no locally detectable features according to general relativity. In many ways, a black hole acts like an ideal black body, as it reflects no light. Moreover, quantum field theory in curved spacetime predicts that event horizons emit Hawking radiation, with the same spectrum as a black body of a temperature inversely proportional to its mass. This temperature is of the order of billionths of a kelvin for stellar black holes, making it essentially impossible to observe directly. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Black_hole ) 2022-09-29 THF THz terahertz radiation térahertz Onde submillimétrique Onde submillimétriques Submillimetric wave ondes submillimétriques submillimetric waves terahertz radiations térahertzs onde submillimétrique submillimetric wave 2022-09-29 ELF hiss hiss auroral souffle EBF Auroral hiss Souffle auroral Souffle auroraux auroral hisses hiss auroraux souffles EBF souffles auroraux auroral hiss souffle auroral Le souffle électromagnétique est une onde électromagnétique ELF/VLF d'origine naturelle (c'est-à-dire 300 Hz - 10 kHz) qui est générée dans le plasma de l'ionosphère ou de la magnétosphère terrestre. Son nom est dérivé de ses propriétés spectrales incohérentes et sans structure qui, lorsqu'elles sont jouées via un système audio, ressemblent à un bruit blanc (d'où le nom d'onomatopée, "hiss", souffle ou sifflement en anglais). Le souffle auroral est observé dans les zones aurorales de la Terre et peut s'étendre jusqu'à plusieurs centaines de kHz. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Hiss_(electromagnetic) ) Electromagnetic hiss is a naturally occurring Extremely Low Frequency/Very Low Frequency electromagnetic wave (i.e., 300 Hz – 10 kHz) that is generated in the plasma of either the Earth's ionosphere or magnetosphere. Its name is derived from its incoherent, structureless spectral properties which, when played through an audio system, sound like white noise (hence the onomatopoetic name, "hiss"). Auroral hiss is observed in the auroral zones of the Earth and can extend up to several hundred kHz. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hiss_(electromagnetic) ) 2022-09-28 Plasma Plasma plasmas plasmas plasma plasma L'état plasma est un état de la matière, tout comme l'état solide, l'état liquide ou l'état gazeux, bien qu'il n'y ait pas de transition brusque pour passer d'un de ces états au plasma ou réciproquement. Il est visible sur Terre, à l'état naturel, le plus souvent à des températures élevées favorables aux ionisations, signifiant l’arrachement d'électrons aux atomes. On observe alors une sorte de « soupe » d'électrons extrêmement actifs, dans laquelle « baignent » également des ions ou des molécules neutres. Bien que globalement électriquement neutre, le plasma est composé d’électrons et d’ions ce qui le rend très sensible à l'action de champs électrique, magnétique et électromagnétique (internes comme externes) et ce qui rend sa dynamique, en général, d'une grande complexité. De plus, les propriétés chimiques de cet état sont assez différentes de celles des autres états ; elles sont parfois dites "exotiques". Les exemples de plasmas les plus courants sur Terre sont les flammes de haute température et la foudre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89tat_plasma ) Plasma (from Ancient Greek πλάσμα (plásma) 'moldable substance') is one of four fundamental states of matter, characterized by the presence of a significant portion of charged particles in any combination of ions or electrons. It is the most abundant form of ordinary matter in the universe, being mostly associated with stars, including the Sun. Extending to the rarefied intracluster medium and possibly to intergalactic regions, plasma can be artificially generated by heating a neutral gas or subjecting it to a strong electromagnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_(physics) ) Langmuir wave onde de Langmuir Electrostatic wave Onde électrostatique Onde électrostatiques electrostatic waves ondes de Langmuir ondes électrostatiques electrostatic wave onde électrostatique Dans un plasma, une perturbation qui est dépourvue de champ magnétique, et peut donc être exprimée par un potentiel électrostatique. Le champ électrique est toujours parallèle au vecteur de propagation, de sorte que l'onde électrostatique est longitudinale. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=electrostatic+wave&formSubmit=Search&showAll=1 ) In a plasma, a disturbance that is devoid of magnetic field, and hence can be expressed by an electrostatic potential. The electric field is always parallel to the propagation vector, so that the electrostatic wave is longitudinal. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=electrostatic+wave&formSubmit=Search&showAll=1 ) magneto-gravity wave Magnetogravity wave Onde magnétogravité Onde magnétogravités magneto gravity wave magneto gravity waves magneto-gravity waves magnetogravity waves ondes de magnétogravités magnetogravity wave onde de magnétogravité Une onde de magnétogravité est un type d'onde de plasma. Une onde de magnétogravité est une onde de gravité acoustique qui est associée à des fluctuations dans le champ magnétique de fond. Dans ce contexte, l'onde de gravité fait référence à une onde fluide classique et est totalement sans rapport avec l'onde gravitationnelle relativiste. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetogravity_wave ) A magnetogravity wave is a type of plasma wave. A magnetogravity wave is an acoustic gravity wave which is associated with fluctuations in the background magnetic field. In this context, gravity wave refers to a classical fluid wave, and is completely unrelated to the relativistic gravitational wave. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetogravity_wave ) de Broglie hypothesis hypothèse de de Broglie Matter wave Onde matière Onde matières de Broglie hypotheses hypothèses de de Broglie matter waves ondes de matières matter wave onde de matière Les ondes de matière sont une partie centrale de la théorie de la mécanique quantique, étant un exemple de dualité onde-particule. Toute la matière présente un comportement de forme d'onde. Par exemple, un faisceau d'électrons peut être diffracté comme un faisceau de lumière ou une vague. Dans la plupart des cas, cependant, la longueur d'onde est trop petite pour avoir un impact pratique sur les activités quotidiennes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Matter_wave ) Matter waves are a central part of the theory of quantum mechanics, being an example of wave–particle duality. All matter exhibits wave-like behavior. For example, a beam of electrons can be diffracted just like a beam of light or a water wave. In most cases, however, the wavelength is too small to have a practical impact on day-to-day activities. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Matter_wave ) hydromagnetic wave magnetohydrodynamic wave onde magnétohydrodynamique Onde MHD hydromagnetic waves magnetohydrodynamic waves ondes MHD ondes magnétohydrodynamiques MHD wave onde MHD EHF EHF extreme high frequency extrême haute fréquence Millimetric wave Onde millimétrique Onde millimétriques extreme high frequencies extrêmes hautes fréquences millimetric waves ondes millimétriques millimetric wave onde millimétrique On appelle extrêmement haute fréquence (EHF), extremely high frequency en anglais, la bande de radiofréquences qui s'étend de 30 à 300 GHz (longueur d'onde de 1 cm à 1 mm). Les EHF font partie des micro-ondes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Extr%C3%AAmement_haute_fr%C3%A9quence ) Extremely high frequency (EHF) is the International Telecommunication Union (ITU) designation for the band of radio frequencies in the electromagnetic spectrum from 30 to 300 gigahertz (GHz). It lies between the super high frequency band and the far infrared band, the lower part of which is the terahertz band. Radio waves in this band have wavelengths from ten to one millimetre, so it is also called the millimetre band and radiation in this band is called millimetre waves, sometimes abbreviated MMW or mmWave. Millimetre-length electromagnetic waves were first investigated by Indian physicist Jagadish Chandra Bose, who generated waves of frequency up to 60 GHz during experiments in 1894–1896. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Extremely_high_frequency ) Onde plasma Onde plasmas Plasma wave ondes de plasmas plasma waves onde de plasma plasma wave onde hertzienne onde radio radio emission radio radiation rayonnement radio émission radioélectrique Onde radioélectrique Onde radioélectriques Radio wave ondes hertziennes ondes radios ondes radioélectriques radio emissions radio radiations radio waves rayonnements radios émissions radioélectriques onde radioélectrique radio wave Une onde radioélectrique, communément abrégée en onde radio, est une onde électromagnétique dont la fréquence est inférieure à 300 GHz. Si la longueur d'onde dans le vide est supérieure à 1 mètre (fréquences inférieures à 300 MHz) on parle d'ondes "radiofréquences". Si la longueur d'onde dans le vide comprise entre à 1 millimètre et 1 mètre (fréquences comprises entre 300 MHz et 300 GHz) on parle d'ondes "hyperfréquences". Adaptées au transport de signaux issus de la voix et de l'image, les ondes radio permettent les radiocommunications (talkie-walkies, téléphone sans fil, téléphonie mobile…), la radiodiffusion et les radars. Avec les micro-ondes, les radiofréquences font partie des rayonnements non-ionisants. Leurs effets biologiques et environnementaux, à certaines fréquences et intensités, font l'objet de nombreuses études, très discutées dans le cadre du développement des communications sans fil, et notamment de la 5G. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Onde_radio ) Radio waves are a type of electromagnetic radiation with the longest wavelengths in the electromagnetic spectrum, typically with frequencies of 300 gigahertz (GHz) and below. At 300 GHz, the corresponding wavelength is 1 mm (shorter than a grain of rice); at 30 Hz the corresponding wavelength is 10,000 kilometers (6,200 miles) (longer than the radius of the Earth). Like all electromagnetic waves, radio waves in a vacuum travel at the speed of light, and in the Earth's atmosphere at a close, but slightly lower speed. Radio waves are generated by charged particles undergoing acceleration, such as time-varying electric currents. Naturally occurring radio waves are emitted by lightning and astronomical objects, and are part of the blackbody radiation emitted by all warm objects. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_wave ) 2022-10-05 solar radio radiation émission radio solaire Rayonnement radio solaire Rayonnement radios solaires Solar radiowave radiation rayonnements radios solaires solar radio emissions solar radio radiations émissions radios solaires rayonnement radio solaire solar radio emission 2022-10-14 Radio burst Sursaut radio Sursaut radios radio bursts sursauts radios radio burst sursaut radio 2022-09-28 sifflement whistler Onde siffleuse Onde siffleuses Whistler wave ondes siffleuses sifflements whistler waves whistlers onde siffleuse whistler wave Le mode sifflement est un mode de propagation dispersif dans les plasmas magnétisés. Excitées par les parasites atmosphériques créés par la foudre, des perturbations se propagent dans la magnétosphère d'un hémisphère à l'autre de la Terre. Son caractère dispersif provoque un étalement des fréquences. L'enregistrement du signal transposé en signal acoustique donne l'impression d'un sifflement. Ce sifflement caractéristique est dénommé "siffleur" (issu de "whistler" en anglais). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mode_sifflement ) A whistler is a very low frequency (VLF) electromagnetic (radio) wave generated by lightning. Frequencies of terrestrial whistlers are 1 kHz to 30 kHz, with a maximum amplitude usually at 3 kHz to 5 kHz. Although they are electromagnetic waves, they occur at audio frequencies, and can be converted to audio using a suitable receiver. They are produced by lightning strikes (mostly intracloud and return-path) where the impulse travels along the Earth's magnetic field lines from one hemisphere to the other. They undergo dispersion of several kHz due to the slower velocity of the lower frequencies through the plasma environments of the ionosphere and magnetosphere. Thus they are perceived as a descending tone which can last for a few seconds. The study of whistlers categorizes them into Pure Note, Diffuse, 2-Hop, and Echo Train types. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Whistler_(radio) ) Opacity Opacité opacities opacités opacity opacité L'opacité est la mesure de l'impénétrabilité de tout type de rayonnement électromagnétique ou autres, en particulier la lumière visible. Dans le transfert radiatif, il décrit l'absorption et la diffusion du rayonnement dans un milieu, comme un plasma, un diélectrique, un matériau de blindage, un verre, etc. Un objet opaque n'est ni transparent (permettant le passage complet de la lumière) ni translucide (permettant un passage partiel de la lumière). Lorsque la lumière frappe une interface entre deux substances, en général, une partie peut être réfléchie, une partie absorbée, une partie dispersée et le reste transmis. La réflexion peut être diffuse, par exemple la lumière se reflétant sur une paroi blanche, ou spéculaire, par exemple la lumière se reflétant sur un miroir. Une substance opaque ne transmet aucune lumière et en conséquence réfléchie, diffuse ou absorbe tout. Les miroirs et le noir de carbone sont opaques. L'opacité dépend de la fréquence de la lumière considérée. Par exemple, certains types de verre, bien que transparents dans la plage visuelle, sont largement opaques à la lumière ultraviolette. Une dépendance à la fréquence plus extrême est visible dans les raies d'absorption des gaz froids. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Opacity_(optics) ) Opacity is the measure of impenetrability to electromagnetic or other kinds of radiation, especially visible light. In radiative transfer, it describes the absorption and scattering of radiation in a medium, such as a plasma, dielectric, shielding material, glass, etc. An opaque object is neither transparent (allowing all light to pass through) nor translucent (allowing some light to pass through). When light strikes an interface between two substances, in general some may be reflected, some absorbed, some scattered, and the rest transmitted. Reflection can be diffuse, for example light reflecting off a white wall, or specular, for example light reflecting off a mirror. An opaque substance transmits no light, and therefore reflects, scatters, or absorbs all of it. Both mirrors and carbon black are opaque. Opacity depends on the frequency of the light being considered. For instance, some kinds of glass, while transparent in the visual range, are largely opaque to ultraviolet light. More extreme frequency-dependence is visible in the absorption lines of cold gases. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Opacity_(optics) ) 2022-10-06 Annihilation operator Opérateur annihilation Opérateur annihilations annihilation operators opérateurs d'annihilations annihilation operator opérateur d'annihilation Les opérateurs de création et les opérateurs d'annihilation sont des opérateurs mathématiques qui ont des applications répandues en mécanique quantique, notamment dans l'étude des oscillateurs harmoniques quantiques et des systèmes à plusieurs particules. Un opérateur d'annihilation (désigné généralement par a) abaisse le nombre de particules à un état donné d'une unité. Un opérateur de création (généralement désigné par a†) augmente le nombre de particules dans un état donné d'une unité, et c'est l'adjoint de l'opérateur d'annihilation. Dans de nombreux sous-domaines de la physique et de la chimie, l'utilisation de ces opérateurs au lieu de fonctions d'onde est connue sous le nom de deuxième quantification. Ils ont été introduits par Paul Dirac. Les opérateurs de création et d'annihilation peuvent agir sur des états de différents types de particules. Par exemple, en chimie quantique et dans la théorie à plusieurs corps, les opérateurs de création et d'annihilation agissent souvent sur les états électroniques. Ils peuvent également se référer spécifiquement aux opérateurs d'échelle pour l'oscillateur harmonique quantique. Dans ce dernier cas, l'opérateur d'élévation est interprété comme un opérateur de création, ajoutant un quantum d'énergie au système d'oscillateur (de même pour l'opérateur de baisse). Ils peuvent être utilisés pour représenter les phonons. La construction d'hamiltoniens à l'aide de ces opérateurs a l'avantage que la théorie satisfait automatiquement le théorème de la décomposition du cluster. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Creation_and_annihilation_operators ) Creation operators and annihilation operators are mathematical operators that have widespread applications in quantum mechanics, notably in the study of quantum harmonic oscillators and many-particle systems. An annihilation operator (usually denoted a) lowers the number of particles in a given state by one. A creation operator (usually denoted a†) increases the number of particles in a given state by one, and it is the adjoint of the annihilation operator. In many subfields of physics and chemistry, the use of these operators instead of wavefunctions is known as second quantization. They were introduced by Paul Dirac. Creation and annihilation operators can act on states of various types of particles. For example, in quantum chemistry and many-body theory the creation and annihilation operators often act on electron states. They can also refer specifically to the ladder operators for the quantum harmonic oscillator. In the latter case, the raising operator is interpreted as a creation operator, adding a quantum of energy to the oscillator system (similarly for the lowering operator). They can be used to represent phonons. Constructing Hamiltonians using these operators has the advantage that the theory automatically satisfies the cluster decomposition theorem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Creation_and_annihilation_operators ) Hermitian operator endomorphisme autoadjoint opérateur hermitien Opérateur autoadjoint Opérateur autoadjoints Self adjoint operator endomorphismes autoadjoints opérateurs autoadjoints opérateurs hermitiens self adjoint operator self adjoint operators self-adjoint operators opérateur autoadjoint self-adjoint operator En mathématiques et plus précisément en algèbre linéaire, un endomorphisme autoadjoint ou opérateur hermitien est un endomorphisme d'espace de Hilbert qui est son propre adjoint (sur un espace de Hilbert réel on dit aussi endomorphisme symétrique). Le prototype d'espace de Hilbert est un espace euclidien, c'est-à-dire un espace vectoriel sur le corps des réels, de dimension finie, et muni d'un produit scalaire. L'analogue sur le corps des complexes s'appelle un espace hermitien. Sur ces espaces de Hilbert de dimension finie, un endomorphisme autoadjoint est diagonalisable dans une certaine base orthonormale et ses valeurs propres (même dans le cas complexe) sont réelles. Les applications des propriétés structurelles d'un endomorphisme autoadjoint (donc de sa forme quadratique associée) sont nombreuses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Endomorphisme_autoadjoint ) In mathematics, a self-adjoint operator on an infinite-dimensional complex vector space V with inner product ⟨ ⋅ , ⋅ ⟩ (equivalently, a Hermitian operator in the finite-dimensional case) is a linear map A (from V to itself) that is its own adjoint. If V is finite-dimensional with a given orthonormal basis, this is equivalent to the condition that the matrix of A is a Hermitian matrix, i.e., equal to its conjugate transpose A∗. By the finite-dimensional spectral theorem, V has an orthonormal basis such that the matrix of A relative to this basis is a diagonal matrix with entries in the real numbers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Self-adjoint_operator ) Bounded operator Opérateur borné Opérateur bornés bounded operators opérateurs bornés bounded operator opérateur borné En mathématiques, la notion d'opérateur borné est un concept d'analyse fonctionnelle. Il s'agit d'une application linéaire L entre deux espaces vectoriels normés X et Y telle que l'image de la boule unité de X est une partie bornée de Y. On montre qu'ils s'identifient aux applications linéaires continues de X dans Y. L'ensemble des opérateurs bornés est muni d'une norme issue des normes de X et de Y, la norme d'opérateur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_born%C3%A9 ) In functional analysis and operator theory, a bounded linear operator is a linear transformation L : X → Y between topological vector spaces (TVSs) X and Y that maps bounded subsets of X to bounded subsets of Y. If X and Y are normed vector spaces (a special type of TVS), then L is bounded if and only if there exists some M > 0 such that for all x ∈ X, ‖ Lₓ ‖_Y ≤ M ‖ x ‖ₓ . (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bounded_operator ) Casimir element Casimir invariant Opérateur Casimir opérateurs de Casimir Casimir operator opérateur de Casimir En mathématiques, et plus spécifiquement en algèbre, l'opérateur de Casimir est un opérateur particulier. Plus précisément, étant donné une algèbre de Lie munie d'une forme bilinéaire non-dégénérée et invariante, et une représentation de dimension finie, l'opérateur de Casimir est une application linéaire continue particulière sur l'espace vectoriel de la représentation. Cet opérateur commute avec la représentation. Pour l'algèbre de Lie et la représentation étudiées, cet opérateur joue le rôle du laplacien. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_de_Casimir ) In mathematics, a Casimir element (also known as a Casimir invariant or Casimir operator) is a distinguished element of the center of the universal enveloping algebra of a Lie algebra. A prototypical example is the squared angular momentum operator, which is a Casimir element of the three-dimensional rotation group. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Casimir_element ) Field operator Opérateur champ Opérateur champs field operators opérateurs de champs field operator opérateur de champ 2022-10-06 Creation operator Opérateur création Opérateur créations creation operators opérateurs de créations creation operator opérateur de création Les opérateurs de création et les opérateurs d'annihilation sont des opérateurs mathématiques qui ont des applications répandues en mécanique quantique, notamment dans l'étude des oscillateurs harmoniques quantiques et des systèmes à plusieurs particules. Un opérateur d'annihilation (désigné généralement par a) abaisse le nombre de particules à un état donné d'une unité. Un opérateur de création (généralement désigné par a†) augmente le nombre de particules dans un état donné d'une unité, et c'est l'adjoint de l'opérateur d'annihilation. Dans de nombreux sous-domaines de la physique et de la chimie, l'utilisation de ces opérateurs au lieu de fonctions d'onde est connue sous le nom de deuxième quantification. Ils ont été introduits par Paul Dirac. Les opérateurs de création et d'annihilation peuvent agir sur des états de différents types de particules. Par exemple, en chimie quantique et dans la théorie à plusieurs corps, les opérateurs de création et d'annihilation agissent souvent sur les états électroniques. Ils peuvent également se référer spécifiquement aux opérateurs d'échelle pour l'oscillateur harmonique quantique. Dans ce dernier cas, l'opérateur d'élévation est interprété comme un opérateur de création, ajoutant un quantum d'énergie au système d'oscillateur (de même pour l'opérateur de baisse). Ils peuvent être utilisés pour représenter les phonons. La construction d'hamiltoniens à l'aide de ces opérateurs a l'avantage que la théorie satisfait automatiquement le théorème de la décomposition du cluster. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Creation_and_annihilation_operators ) Creation operators and annihilation operators are mathematical operators that have widespread applications in quantum mechanics, notably in the study of quantum harmonic oscillators and many-particle systems. An annihilation operator (usually denoted a) lowers the number of particles in a given state by one. A creation operator (usually denoted a†) increases the number of particles in a given state by one, and it is the adjoint of the annihilation operator. In many subfields of physics and chemistry, the use of these operators instead of wavefunctions is known as second quantization. They were introduced by Paul Dirac. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Creation_and_annihilation_operators ) density matrix matrice densité Density operator Opérateur densité Opérateur densités density operators opérateurs densités density operator opérateur densité En physique quantique, la matrice densité, souvent représentée par ρ, est un objet mathématique introduit par le mathématicien et physicien John von Neumann permettant de décrire l'état d'un système physique. Elle constitue une généralisation de la formulation d'un état physique à l'aide d'un ket | ψ ( t ) ⟩, en permettant de décrire des états plus généraux, appelés mélanges statistiques, que la précédente formulation ne permettait pas de décrire. Les mélanges statistiques sont utilisés pour décrire des ensembles statistiques constitués de différentes préparations possibles du système, par exemple, un système à l'équilibre thermique à température non nulle ou un système où la préparation de l'état implique des mécanismes aléatoires. Ils doivent également être utilisés pour décrire l'état d'un sous-système quand le système total comprend plusieurs sous-systèmes intriqués, même si l'état du système total est pur. Ce formalisme est aussi l'outil principal de la théorie de la décohérence. La matrice densité est une représentation de l'opérateur de densité pour un choix de base donné. En pratique, la distinction entre les deux est souvent négligée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Matrice_densit%C3%A9 ) In quantum mechanics, a density matrix (or density operator) is a matrix that describes the quantum state of a physical system. It allows for the calculation of the probabilities of the outcomes of any measurement performed upon this system, using the Born rule. It is a generalization of the more usual state vectors or wavefunctions: while those can only represent pure states, density matrices can also represent mixed states. Mixed states arise in quantum mechanics in two different situations: first when the preparation of the system is not fully known, and thus one must deal with a statistical ensemble of possible preparations, and second when one wants to describe a physical system which is entangled with another, as its state can not be described by a pure state. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Density_matrix ) Differential operator Opérateur différentiel Opérateur différentiels differential operators opérateurs différentiels differential operator opérateur différentiel En mathématiques, et plus précisément en analyse, un opérateur différentiel est un opérateur agissant sur des fonctions différentiables. Lorsque la fonction est à une seule variable, l'opérateur différentiel est construit à partir des dérivées ordinaires. Lorsque la fonction est à plusieurs variables, l'opérateur différentiel est construit à partir des dérivées partielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_diff%C3%A9rentiel ) In mathematics, a differential operator is an operator defined as a function of the differentiation operator. It is helpful, as a matter of notation first, to consider differentiation as an abstract operation that accepts a function and returns another function (in the style of a higher-order function in computer science). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Differential_operator ) Opérateur Dirac opérateurs de Dirac Dirac operator opérateur de Dirac En mathématiques et en mécanique quantique, un opérateur de Dirac est un opérateur différentiel qui est une racine carrée formelle, ou demi-itérée, d'un opérateur de second ordre tel qu'un laplacien. Le cas original qui concernait Paul Dirac a été de factoriser formellement un opérateur pour l'espace de Minkowski, afin d'obtenir une forme de théorie quantique compatible avec la relativité restreinte; pour obtenir le laplacien pertinent en tant que produit des opérateurs de premier ordre, il a introduit les spineurs. Ceci a été publié pour la première fois en 1928. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dirac_operator ) In mathematics and quantum mechanics, a Dirac operator is a differential operator that is a formal square root, or half-iterate, of a second-order operator such as a Laplacian. The original case which concerned Paul Dirac was to factorise formally an operator for Minkowski space, to get a form of quantum theory compatible with special relativity; to get the relevant Laplacian as a product of first-order operators he introduced spinors. It was first published in 1928. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dirac_operator ) elliptical operator Elliptic operator Opérateur elliptique Opérateur elliptiques elliptic operators elliptical operators opérateurs elliptiques elliptic operator opérateur elliptique En mathématiques, un opérateur elliptique est un opérateur différentiel qui généralise l'opérateur laplacien. Les opérateurs elliptiques sont définis via la condition que les coefficients devant les termes de dérivation de plus haut degré soient positifs, ce qui est équivalent au fait qu'il n'y a pas de caractéristique réelle. Les opérateurs elliptiques jouent un rôle crucial en théorie du potentiel et apparaissent fréquemment en électrostatique et en mécanique des milieux continus. Les solutions stationnaires (c'est-à-dire indépendante du temps) d'équations paraboliques et d'équations hyperboliques sont souvent solutions d'équations elliptiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_elliptique ) In the theory of partial differential equations, elliptic operators are differential operators that generalize the Laplace operator. They are defined by the condition that the coefficients of the highest-order derivatives be positive, which implies the key property that the principal symbol is invertible, or equivalently that there are no real characteristic directions. Elliptic operators are typical of potential theory, and they appear frequently in electrostatics and continuum mechanics. Elliptic regularity implies that their solutions tend to be smooth functions (if the coefficients in the operator are smooth). Steady-state solutions to hyperbolic and parabolic equations generally solve elliptic equations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Elliptic_operator ) Opérateur Fredholm opérateurs de Fredholm Fredholm operator opérateur de Fredholm En mathématiques, l'opérateur de Fredholm est un concept d'analyse fonctionnelle qui porte le nom du mathématicien suédois Ivar Fredholm (1866-1927). Il s'agit d'un opérateur borné L entre deux espaces de Banach X et Y ayant un noyau de dimension finie et une image de codimension finie. On peut alors définir l'indice de l'opérateur comme indL = dim(ker L) - codim(Im L). Sous ces hypothèses, l'espace image de L est fermé (il admet même un supplémentaire topologique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_de_Fredholm ) In mathematics, Fredholm operators are certain operators that arise in the Fredholm theory of integral equations. They are named in honour of Erik Ivar Fredholm. By definition, a Fredholm operator is a bounded linear operator T : X → Y between two Banach spaces with finite-dimensional kernel ker ⁡ T and finite-dimensional (algebraic) cokernel c o k e r T = Y / r a n T, and with closed range ran T. The last condition is actually redundant. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fredholm_operator ) Momentum operator Opérateur impulsion Opérateur impulsions momentum operators opérateurs d'impulsions momentum operator opérateur d'impulsion En mécanique quantique, l'opérateur de quantité de mouvement est l'opérateur associé à la quantité de mouvement linéaire. L'opérateur quantité de mouvement est, dans la représentation de position, un exemple d'opérateur différentiel. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Momentum_operator ) In quantum mechanics, the momentum operator is the operator associated with the linear momentum. The momentum operator is, in the position representation, an example of a differential operator. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Momentum_operator ) integral transform opérateur à noyau transformation intégrale Integral operator Opérateur intégral Opérateur intégraux integral operators integral transforms opérateurs intégraux opérateurs à noyaus transformations intégrales integral operator opérateur intégral En mathématiques, un opérateur intégral ou opérateur à noyau est un opérateur linéaire défini à l'aide d'une intégrale paramétrique sur certains espaces fonctionnels. L'image d'une fonction par un tel opérateur est donc une autre fonction, dont le domaine peut être très différent. De tels opérateurs constituent des objets fondamentaux en analyse fonctionnelle, où ils permettent notamment de transformer une équation pour obtenir une version a priori plus facile à résoudre. Les premiers exemples sont la convolution et les transformées de Fourier ou de Laplace, d'où le nom aussi rencontré de transformée intégrale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_int%C3%A9gral ) An integral operator is an operator that involves integration. Special instances are : - The operator of integration itself, denoted by the integral symbol - Integral linear operators, which are linear operators induced by bilinear forms involving integrals - Integral transforms, which are maps between two function spaces, which involve integrals (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Integral_operator ) Jacobi matrices Jacobi matrix matrice de Jacobi Opérateur Jacobi matrices de Jacobi opérateurs de Jacobi Jacobi operator opérateur de Jacobi Un opérateur de Jacobi, également connu sous le nom de matrice de Jacobi, est un opérateur linéaire symétrique agissant sur des séquences qui est donné par une matrice tridiagonale infinie. Il est couramment utilisé pour spécifier des systèmes de polynômes orthonormaux sur une mesure de Borel finie et positive. Cet opérateur est nommé d'après Carl Gustav Jacob Jacobi. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Jacobi_operator ) A Jacobi operator, also known as Jacobi matrix, is a symmetric linear operator acting on sequences which is given by an infinite tridiagonal matrix. It is commonly used to specify systems of orthonormal polynomials over a finite, positive Borel measure. This operator is named after Carl Gustav Jacob Jacobi. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Jacobi_operator ) Linear operator Opérateur linéaire Opérateur linéaires linear operators opérateurs linéaires linear operator opérateur linéaire En mathématiques, un opérateur linéaire (ou plus simplement un opérateur) est une fonction entre deux espaces vectoriels qui est linéaire sur son domaine de définition. Cette notion est particulièrement utile en analyse vectorielle et en analyse fonctionnelle mais également en physique quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_lin%C3%A9aire ) box operator d'Alembert operator d'Alembertian operator d'alembertien opérateur d'alembertien Opérateur onde Opérateur ondes Wave operator box operators d'Alembert operators d'Alembertian operators d'alembertiens opérateurs d'alembertiens opérateurs d'ondes wave operators opérateur d'onde wave operator Le d'alembertien, ou opérateur d'alembertien, est la généralisation du concept du laplacien dans une métrique minkowskienne. Il apparaît en particulier en électromagnétisme pour décrire la propagation des ondes électromagnétiques ainsi que dans l'équation de Klein-Gordon. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%27alembertien ) In special relativity, electromagnetism and wave theory, the d'Alembert operator (denoted by a box: ◻), also called the d'Alembertian, wave operator, box operator or sometimes quabla operator (cf. nabla symbol) is the Laplace operator of Minkowski space. The operator is named after French mathematician and physicist Jean le Rond d'Alembert. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/D%27Alembert_operator ) Opérateur pseudodifférentiel Opérateur pseudodifférentiels Pseudodifferential operator opérateur pseudo différentiel opérateurs pseudo différentiels opérateurs pseudo-différentiels pseudo differential operator pseudo differential operators pseudo-differential operators opérateur pseudo-différentiel pseudo-differential operator En analyse mathématique, un opérateur pseudo-différentiel est une extension du concept familier d'opérateur différentiel, permettant notamment l'inclusion d'ordres de dérivation non entiers. Ces opérateurs pseudo-différentiels sont abondamment utilisés dans la théorie des équations aux dérivées partielles et en théorie quantique des champs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Op%C3%A9rateur_pseudo-diff%C3%A9rentiel ) In mathematical analysis a pseudo-differential operator is an extension of the concept of differential operator. Pseudo-differential operators are used extensively in the theory of partial differential equations and quantum field theory, e.g. in mathematical models that include ultrametric pseudo-differential equations in a non-Archimedean space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pseudo-differential_operator ) Opérateur spin Opérateur spins Spin operator opérateurs de spins spin operators opérateur de spin spin operator Opérateur Steklov Poincaré Steklov Poincaré operator opérateur de Steklov Poincaré opérateurs de Steklov Poincaré opérateurs de Steklov-Poincaré Steklov-Poincaré operator opérateur de Steklov-Poincaré En mathématiques, un opérateur de Poincaré-Steklov (d'après Henri Poincaré et Vladimir Steklov) applique les valeurs d'une condition aux limites de la solution d'une équation aux dérivées partielles elliptique dans un domaine aux valeurs d'une autre condition aux limites. Habituellement, l'une ou l'autre des conditions aux limites détermine la solution. Ainsi, un opérateur de Poincaré-Steklov encapsule la réponse aux limites du système modélisé par l'équation aux dérivées partielles. Lorsque l'équation aux dérivées partielles est discrétisée, par exemple par des éléments finis ou des différences finies, la discrétisation de l'opérateur de Poincaré-Steklov est le complément de Schur obtenu en éliminant tous les degrés de liberté à l'intérieur du domaine. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Poincar%C3%A9%E2%80%93Steklov_operator ) In mathematics, a Poincaré–Steklov operator (after Henri Poincaré and Vladimir Steklov) maps the values of one boundary condition of the solution of an elliptic partial differential equation in a domain to the values of another boundary condition. Usually, either of the boundary conditions determines the solution. Thus, a Poincaré–Steklov operator encapsulates the boundary response of the system modelled by the partial differential equation. When the partial differential equation is discretized, for example by finite elements or finite differences, the discretization of the Poincaré–Steklov operator is the Schur complement obtained by eliminating all degrees of freedom inside the domain. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poincar%C3%A9%E2%80%93Steklov_operator ) Opérateur tensoriel Opérateur tensoriels Tensor operator opérateurs tensoriels tensor operators opérateur tensoriel tensor operator En mathématiques pures et appliquées, en mécanique quantique et en graphisme informatique, un opérateur tensoriel généralise la notion d'opérateurs qui sont des scalaires et des vecteurs. Une classe spéciale d'entre eux sont des opérateurs tensoriels sphériques qui appliquent la notion de base sphérique et d'harmoniques sphériques. La base sphérique se rapporte étroitement à la description du moment angulaire en mécanique quantique et fonctions harmoniques sphériques. La généralisation sans coordonnées d'un opérateur tensoriel est connue comme un opérateur de représentation. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Tensor_operator ) In pure and applied mathematics, quantum mechanics and computer graphics, a tensor operator generalizes the notion of operators which are scalars and vectors. A special class of these are spherical tensor operators which apply the notion of the spherical basis and spherical harmonics. The spherical basis closely relates to the description of angular momentum in quantum mechanics and spherical harmonic functions. The coordinate-free generalization of a tensor operator is known as a representation operator. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tensor_operator ) Uranus VII Uranus VII Ophelia Ophelia Ophélie Ophélie (U VII Ophelia) est un satellite naturel d'Uranus. Il a été découvert en 1986 par la sonde Voyager 2, d'où sa désignation temporaire S/1986 U 8. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de choses à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Oph%C3%A9lie_(lune) ) Ophelia is the second moon in order of distance from Uranus. It is named after the daughter of Polonius in Shakespeare's play Hamlet and is also known as Uranus VII. Ophelia acts as the outer shepherd moon for Uranus's epsilon ring. It was discovered on 20 January 1986 by the Voyager scientist Richard J. Terrile from images sent back by Voyager 2 and was given the temporary designation S/1986 U8. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Ophelia.html ) optiques adaptatives adaptive optics optique adaptative L'optique adaptative est une technique qui permet de corriger en temps réel les déformations évolutives et non-prédictives d'un front d'onde grâce à un miroir déformable. Elle utilise un principe similaire à l'optique active. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Optique_adaptative ) A technique for improving the image quality of a telescope against atmospheric turbulence in which image distortions are compensated by high-speed changes in the shape of a small, thin mirror. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=adaptive+optics&formSubmit=Search&showAll=1 ) optiques astronomiques astronomical optics optique astronomique optiques géométriques geometrical optics optique géométrique L’optique géométrique est une branche de l'optique qui s'appuie notamment sur le modèle du rayon lumineux. Cette approche simple permet entre autres des constructions géométriques d’images, d’où son nom. Elle constitue l'outil le plus flexible et le plus efficace pour traiter les systèmes dioptriques et catadioptriques. Elle permet ainsi d'expliquer la formation des images. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Optique_g%C3%A9om%C3%A9trique ) Geometrical optics, or ray optics, is a model of optics that describes light propagation in terms of rays. The ray in geometrical optics is an abstraction useful for approximating the paths along which light propagates under certain circumstances. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Geometrical_optics ) Orage magnétique début brusque Orage magnétiques débuts brusques Sudden storm commencement orages magnétiques à débuts brusques sudden storm commencements orage magnétique à début brusque sudden storm commencement recurrent geomagnetic storm Orage magnétique récurrent Orage magnétiques récurrents Recurrent magnetic storm orages magnétiques récurrents recurrent geomagnetic storms recurrent magnetic storms orage magnétique récurrent recurrent magnetic storm mouvement orbital orbite périodique periodic orbit Orbit Orbite mouvements orbitaux orbites orbites périodiques orbits periodic orbits orbit orbite En mécanique céleste et en mécanique spatiale, une orbite est la courbe fermée représentant la trajectoire que dessine, dans l'espace, un objet céleste sous l'effet de la gravitation et de forces d'inertie. Une telle orbite est dite périodique. Dans le Système solaire, la Terre, les autres planètes, les astéroïdes et les comètes sont en orbite autour du Soleil. De même, des planètes possèdent des satellites naturels en orbite autour d'elles. Des objets artificiels, comme les satellites et les sondes spatiales sont en orbite autour de la Terre ou d'autres corps du système solaire. Une orbite a la forme d'une ellipse dont l'un des foyers coïncide avec le centre de gravité de l'objet central. D'un point de vue relativiste, une orbite est une géodésique dans l'espace-temps courbe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite ) In celestial mechanics, an orbit is the curved trajectory of an object such as the trajectory of a planet around a star, or of a natural satellite around a planet, or of an artificial satellite around an object or position in space such as a planet, moon, asteroid, or Lagrange point. Normally, orbit refers to a regularly repeating trajectory, although it may also refer to a non-repeating trajectory. To a close approximation, planets and satellites follow elliptic orbits, with the center of mass being orbited at a focal point of the ellipse, as described by Kepler's laws of planetary motion. For most situations, orbital motion is adequately approximated by Newtonian mechanics, which explains gravity as a force obeying an inverse-square law. However, Albert Einstein's general theory of relativity, which accounts for gravity as due to curvature of spacetime, with orbits following geodesics, provides a more accurate calculation and understanding of the exact mechanics of orbital motion. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Orbit ) Circular orbit Orbite circulaire Orbite circulaires circular orbits orbites circulaires circular orbit orbite circulaire Une orbite circulaire est une orbite dont la trajectoire est circulaire. Tous les paramètres scalaires de cette orbite sont constants, c'est-à-dire le module de la vitesse, la vitesse angulaire, l'énergie potentielle et l'énergie cinétique. Elle n'a ni apogée ni périgée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite_circulaire ) A circular orbit is an orbit with a fixed distance around the barycenter; that is, in the shape of a circle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Circular_orbit ) elliptical orbit Elliptic orbit Orbite elliptique Orbite elliptiques elliptic orbits elliptical orbits orbites elliptiques elliptic orbit orbite elliptique En mécanique céleste et en mécanique spatiale, une orbite elliptique est une orbite dont l'excentricité est inférieure à 1 et non nulle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite_elliptique ) In astrodynamics or celestial mechanics, an elliptic orbit or elliptical orbit is a Kepler orbit with an eccentricity of less than 1; this includes the special case of a circular orbit, with eccentricity equal to 0. In a stricter sense, it is a Kepler orbit with the eccentricity greater than 0 and less than 1 (thus excluding the circular orbit). In a wider sense, it is a Kepler orbit with negative energy. This includes the radial elliptic orbit, with eccentricity equal to 1. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Elliptic_orbit ) Eccentric orbit Orbite excentrique Orbite excentriques eccentric orbits orbites excentriques eccentric orbit orbite excentrique Une orbite excentrique est une orbite hautement elliptique avec un periapse faible et un apoapse élevé. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/orbit.html ) An eccentric orbit is a highly elliptical orbit with a low perapsis and a high apoapsis. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/orbit.html ) 2022-10-07 orbite képlerienne Kepler orbit Orbite Kepler orbites de Kepler orbites képleriennes Keplerian orbit orbite de Kepler En astronomie, plus précisément en mécanique céleste, le mouvement képlérien correspond à une description du mouvement d'un astre par rapport à un autre respectant les trois lois de Kepler. Pour cela il faut que l'interaction entre les deux astres puisse être considérée comme purement newtonienne, c'est-à-dire qu'elle varie en raison inverse du carré de leur distance, et que l'influence de tous les autres astres soit négligée. Il est fréquent que l'un des deux corps (qualifié alors de "central") soit de masse (beaucoup) plus importante que l'autre, et soit donc dominant gravitationnellement, tel que celui d'une étoile par rapport à l'une de ses planètes, d'une planète par rapport à l'un de ses satellites naturels ou artificiels, etc. Le mouvement képlérien décrit alors le mouvement du corps relativement moins massif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mouvement_k%C3%A9pl%C3%A9rien ) In celestial mechanics, a Kepler orbit (or Keplerian orbit, named after the German astronomer Johannes Kepler) is the motion of one body relative to another, as an ellipse, parabola, or hyperbola, which forms a two-dimensional orbital plane in three-dimensional space. A Kepler orbit can also form a straight line. It considers only the point-like gravitational attraction of two bodies, neglecting perturbations due to gravitational interactions with other objects, atmospheric drag, solar radiation pressure, a non-spherical central body, and so on. It is thus said to be a solution of a special case of the two-body problem, known as the Kepler problem. As a theory in classical mechanics, it also does not take into account the effects of general relativity. Keplerian orbits can be parametrized into six orbital elements in various ways. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_orbit ) 2022-10-07 Orbite terrestre Orbite terrestres orbites terrestres Earth orbit orbite terrestre L'orbite de la Terre est la course de notre planète autour du Soleil. Ce mouvement périodique décrit une ellipse presque circulaire dont la période de révolution correspond à une année sidérale, soit un peu plus de 365 jours. Conjuguée avec l'inclinaison de l'axe de rotation terrestre, l'orbite de la Terre entraîne le cycle annuel des saisons. Le mouvement de la Terre autour du Soleil s'effectue à une vitesse orbitale d'environ 30 km/s, lui faisant parcourir chaque année environ un milliard de kilomètres. Du point de vue du pôle Nord de la Terre, celle-ci parcourt son orbite dans le sens antihoraire. Par conséquent, en raison de la rotation de la Terre, la direction apparente de ce mouvement pour un observateur terrestre dépend de l'heure de la journée à laquelle est faite l'observation et correspond, par exemple, à celle de l'ouest à midi. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite_de_la_Terre ) Earth orbits the Sun at an average distance of 149.60 million km (92.96 million mi) in a counterclockwise direction as viewed from above the Northern Hemisphere. One complete orbit takes 365.249 days (1 sidereal year), during which time Earth has traveled 940 million km (584 million mi). Ignoring the influence of other Solar System bodies, Earth's orbit is an ellipse with the Earth-Sun barycenter as one focus and a current eccentricity of 0.0167. Since this value is close to zero, the center of the orbit is relatively close to the center of the Sun (relative to the size of the orbit). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Earth%27s_orbit ) Orbite transfert Orbite transferts Transfer orbit orbites de transferts transfer orbits orbite de transfert transfer orbit Une orbite de transfert, dans le domaine de l'astronautique, est l'orbite sur laquelle est placé temporairement un véhicule spatial entre une orbite initiale, ou la trajectoire de lancement, et une orbite visée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite_de_transfert ) A transfer ellipse, also called a transfer orbit, is the path followed by a body moving from one elliptical orbit to another. The tangential ellipse is tangent to the arrival and departure orbits and uses te least energy. Transfer ellipses interseting the arrival and departure at higher angles use more energy but may be advantageous in other ways. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/transfer_ellipse.html ) Neutrino oscillation Oscillation neutrino Oscillation neutrinos neutrino oscillations oscillations des neutrinos neutrino oscillation oscillation des neutrinos L'oscillation du neutrino est un phénomène de la mécanique quantique, selon lequel un neutrino créé avec une certaine saveur leptonique (neutrino électronique, muonique ou tauique) peut être mesuré plus tard ayant une saveur différente. La probabilité d'avoir une mesure donnée de cette valeur varie de façon périodique alors que la particule se propage. L'oscillation du neutrino est d'intérêt tant théorique qu'expérimental, puisque l'observation de ce phénomène implique la non-nullité de la masse de la particule, ce qui n'entre pas dans le cadre du modèle standard de la physique des particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Oscillation_des_neutrinos ) Neutrino oscillation is a quantum mechanical phenomenon in which a neutrino created with a specific lepton family number ("lepton flavor": electron, muon, or tau) can later be measured to have a different lepton family number. The probability of measuring a particular flavor for a neutrino varies between three known states, as it propagates through space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino_oscillation ) Auroral oval Ovale auroral Ovale auroraux auroral ovals ovales auroraux auroral oval ovale auroral Saturn XVIII Saturne XVIII Pan Pan Pan (S XVIII Pan) est un satellite naturel de Saturne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pan_(lune) ) Pan is the innermost of the moons of Saturn. It was discovered on 16 July 1990 by Mark Showalter from old Voyager 2 data and is also known as Saturn XVIII. Walnut-shaped Pan lies within the Encke division (325 km, or 200 mi wide) of Saturn's A-ring and is a shepherd moon responsible for keeping the Encke division open. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Pan.html ) Saturn XVII Saturne XVII Pandora Pandora Pandore Pandore (S XVII Pandora) est un satellite naturel de Saturne, découvert en 1980. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pandore_(lune) ) Pandora is one of the inner moons of Saturn and the outer shepherd moon for the F-ring. It was discovered in 1980 from Voyager 1 photos and is also known as Saturn XVII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Pandora.html ) EPR paradox paradoxe EPR Einstein Podolsky Rosen paradox Paradoxe Einstein Podolsky Rosen paradoxe Einstein Podolsky Rosen paradoxes EPR paradoxes Einstein Podolsky Rosen paradoxes Einstein-Podolsky-Rosen Einstein-Podolsky-Rosen paradox paradoxe Einstein-Podolsky-Rosen Le paradoxe EPR, abréviation de Einstein-Podolsky-Rosen, est une expérience de pensée, élaborée par Albert Einstein, Boris Podolsky et Nathan Rosen, et présentée dans un article de 1935, dont le but premier était de réfuter l'interprétation de l'école de Copenhague de la physique quantique. Ce paradoxe met en évidence des corrélations de mesures d'objets quantiques intriqués à une distance arbitrairement grande. Cela semble, a priori, incompatible soit avec le principe de localité, ou cela indique que le formalisme de la mécanique quantique est incomplet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Paradoxe_EPR ) The Einstein–Podolsky–Rosen paradox (EPR paradox) is a thought experiment proposed by physicists Albert Einstein, Boris Podolsky and Nathan Rosen (EPR), with which they argued that the description of physical reality provided by quantum mechanics was incomplete. In a 1935 paper titled "Can Quantum-Mechanical Description of Physical Reality be Considered Complete?", they argued for the existence of "elements of reality" that were not part of quantum theory, and speculated that it should be possible to construct a theory containing them. Resolutions of the paradox have important implications for the interpretation of quantum mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/EPR_paradox ) Paramètre physique Paramètre physiques Physical parameter paramètres physiques physical parameters paramètre physique physical parameter Tout ensemble de propriétés physiques dont les valeurs déterminent les caractéristiques ou le comportement d'un système; par exemple, la masse, la dimension, la température, la luminosité, etc … (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=physical+parameter&formSubmit=Search&showAll=1 ) Any of a set of physical properties whose values determine the characteristics or behavior of a system; for example, mass, size, temperature, luminosity, etc. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=physical+parameter&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 stellar formation rate taux de formation d'étoiles Formation rate Taux formation Taux formations star formation rates stellar formation rates taux de formations d'étoiles taux de formations stellaires star formation rate taux de formation stellaire La vitesse à laquelle un nuage moléculaire ou une galaxie convertit du gaz en étoiles. C'est donné par le rapport du nombre d'étoiles à l'échelle de temps de la formation stellaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=star+formation+rate&formSubmit=Search&showAll=1 ) The rate at which a molecular cloud or a galaxy is currently converting gas into stars. It is given by the ratio of the number of stars to the star formation time-scale. The rate at which a molecular cloud or a galaxy is currently converting gas into stars. It is given by the ratio of the number of stars to the star formation time-scale.(An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=star+formation+rate&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-29 Paramètre Stokes Stokes parameter Stokes parameters paramètres de Stokes Les paramètres de Stokes sont un ensemble de quatre valeurs qui décrivent l'état de polarisation d'une onde électromagnétique (dont notamment la lumière visible). Ils doivent leur nom à George Gabriel Stokes qui les a introduits en 1852. Les paramètres sont souvent notés sous forme d'un vecteur, le vecteur de Stokes, et s'expriment en fonction de l'intensité totale du faisceau, son taux de polarisation et des paramètres liées à la forme de l'ellipse de polarisation. Ils permettent de décrire la lumière non polarisée, partiellement polarisée et totalement polarisée. En comparaison, le formalisme de Jones ne permet de décrire que la lumière totalement polarisée. De plus, cette représentation est particulièrement adaptée à l'expérience car chaque paramètre correspond à une somme ou une différence d'intensités facilement mesurables. L'effet d'un système optique sur la polarisation de la lumière peut être déterminé en construisant le vecteur de Stokes pour la lumière incidente et en utilisant les matrices de Mueller pour obtenir le vecteur de Stokes de la lumière en sortie du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Param%C3%A8tres_de_Stokes ) The Stokes parameters are a set of values that describe the polarization state of electromagnetic radiation. They were defined by George Gabriel Stokes in 1852, as a mathematically convenient alternative to the more common description of incoherent or partially polarized radiation in terms of its total intensity (I), (fractional) degree of polarization (p), and the shape parameters of the polarization ellipse. The effect of an optical system on the polarization of light can be determined by constructing the Stokes vector for the input light and applying Mueller calculus, to obtain the Stokes vector of the light leaving the system. The original Stokes paper was discovered independently by Francis Perrin in 1942 and by Subrahamanyan Chandrasekhar in 1947, who named it as the Stokes parameters. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stokes_parameters ) mur de domaine Domain wall Paroi domaine Paroi domaines domain walls murs de domaines parois de domaines domain wall paroi de domaine Une paroi de domaine est un type de soliton topologique qui se produit chaque fois qu'une symétrie discrète est spontanément brisée. Les parois de domaine sont également parfois appelés plis par analogie avec une solution de pli étroitement apparentée au modèle sinus-Gordon ou aux modèles avec des potentiels polynomiaux. Des parois de domaine instables peuvent également apparaître si une symétrie discrète spontanément brisée est approximée et s'il y a un faux vide. Un domaine (hyper volume) est étendu en trois dimensions spatiales et une dimension de temps. Une paroi de domaine est la frontière entre deux domaines voisins. Ainsi, une paroi de domaine est étendue en deux dimensions spatiales et une dimension de temps. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Domain_wall ) A domain wall is a type of topological soliton that occurs whenever a discrete symmetry is spontaneously broken. Domain walls are also sometimes called kinks in analogy with closely related kink solution of the sine-Gordon model or models with polynomial potentials. Unstable domain walls can also appear if spontaneously broken discrete symmetry is approximate and there is a false vacuum. A domain (hyper volume) is extended in three spatial dimensions and one time dimension. A domain wall is the boundary between two neighboring domains. Thus a domain wall is extended in two spatial dimensions and one time dimension. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Domain_wall ) alpha radiation alpha ray particule α rayon alpha rayon α rayonnement alpha rayonnement α α particle α radiation α ray Alpha particle Particule alpha alpha particles alpha radiations alpha rays particules alpha particules α rayonnements alpha rayonnements α rayons alpha rayons α α particles α radiations α rays alpha particle particule alpha Les particules alpha (ou rayons alpha) sont une forme de rayonnement émis, principalement, par des noyaux instables de grande masse atomique. Elles sont constituées de deux protons et deux neutrons combinés en une particule identique au noyau d'hélium 4 (hélion) ; elles peuvent donc s'écrire ⁴He²+). La masse d'une particule alpha est de 6,644 657 × 10⁻²⁷ kg, ce qui équivaut à une énergie de masse de 3,727 38 GeV. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Particule_%CE%B1 ) An alpha particle is a kind of particle emitted spontaneously during the type of radioactive decay known as alpha decay. An alpha particle is identical with the nucleus of a helium atom (⁴He), consisting of two protons and two neutrons. The rest mass of the alpha particle is 6.64424 × 10⁻²⁷ kg, or 3.7273 × 10⁹eV. Alpha particles have a low penetrating power and a short range (a few cm in air). The most energetic of them (up to 7.5 MeV) will generally fail to penetrate the dead layers of cells covering the skin and can be easily stopped by a sheet of paper. Alpha particles play an important role in nuclear fusion processes within stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/alphapart.html ) beta radiation beta ray particule β rayon bêta rayon β rayonnement bêta rayonnement β β particle β radiation β ray Beta particle Particule bêta Particule bêtas beta particles beta radiations beta rays particules bêtas particules β rayonnements bêtas rayonnements β rayons bêtas rayons β β particles β radiations β rays beta particle particule bêta Une particule bêta, également appelée rayon bêta ou rayonnement bêta (symbole β), est un électron ou un positron à grande énergie et à grande vitesse émis par la désintégration radioactive d'un noyau atomique durant le processus de désintégration bêta. Il existe deux formes de désintégration bêta, la désintégration β⁻ et la désintégration β⁺, qui produisent respectivement des électrons et des positrons. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_particle ) A beta particle, also called beta ray or beta radiation (symbol β), is a high-energy, high-speed electron or positron emitted by the radioactive decay of an atomic nucleus during the process of beta decay. There are two forms of beta decay, β⁻ decay and β⁺ decay, which produce electrons and positrons respectively. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_particle ) Charged particle Particule chargée Particule chargées charged particles particules chargées charged particle particule chargée Toute particule portant une charge électrique positive ou négative. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=charged+particle&formSubmit=Search&showAll=1 ) Any particle containing either a positive or negative electric charge. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=charged+particle&formSubmit=Search&showAll=1 ) Particule étrange Particule étranges Strange particle particules étranges strange particles particule étrange strange particle Une particule étrange est une particule élémentaire avec un nombre quantique d'étrangeté différent de zéro. Les particules étranges sont les membres d'une vaste famille de particules élémentaires portant le nombre quantique d'étrangeté, y compris plusieurs cas où le nombre quantique est caché dans une paire étrange/anti-étrange, par exemple dans le ϕ méson. La classification des particules, en tant que mésons et baryons, suit respectivement le contenu quark/anti-quark et trois quarks. Murray Gell-Mann a reconnu la structure de groupe de la classification des particules élémentaires introduisant la saveur SU(3) et l'étrangeté comme un nouveau nombre quantique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Strange_particle ) A strange particle is an elementary particle with a strangeness quantum number different from zero. Strange particles are members of a large family of elementary particles carrying the quantum number of strangeness, including several cases where the quantum number is hidden in a strange/anti-strange pair, for example in the ϕ meson. The classification of particles, as mesons and baryons, follows the quark/anti-quark and three quark content respectively. Murray Gell-Mann recognized the group structure of elementary particle classification introducing the flavour SU(3) and strangeness as a new quantum number. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Strange_particle ) postulated particle Particule hypothétique Particule hypothétiques Postulated particle hypothetical particles particules hypothétiques postulated particles hypothetical particle particule hypothétique bradyon bradyon ittyon tardyon tardyon Massive particle Particule massive Particule massives bradyons bradyons ittyons massive particles particules massives tardyons tardyons massive particle particule massive En physique le terme technique de particule massive se réfère à une particule massive qui a une masse réelle au repos non nulle (comme la matière baryonique), la contrepartie du terme particule sans masse. Selon la relativité restreinte, la vitesse d'une particule massive est toujours inférieure à la vitesse de la lumière. En mettant en évidence les vitesses relativistes, les synonymes bradyon (du grec: βραΔύς, bradys, "lent"), tardyon ou ittyon sont parfois utilisés en contraste avec luxon (qui se déplace à la vitesse de la lumière) et le tachyon hypothétique (qui se déplace plus rapidement que la lumière). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Massive_particle ) The physics technical term massive particle refers to a massful particle which has real non-zero rest mass (such as baryonic matter), the counter-part to the term massless particle. According to special relativity, the velocity of a massive particle is always less than the speed of light. When highlighting relativistic speeds, the synonyms bradyon (from Greek: βραδύς, bradys, “slow”), tardyon or ittyon are sometimes used to contrast with luxon (which moves at light speed) and hypothetical tachyon (which moves faster than light). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Massive_particle ) WIMPs WIMPs particules massives interagissant faiblement particules massives interagissants faiblements particules massives à interactions faibles particules massives à interaction faible weakly interacting massive particles En astrophysique, les WIMPs (acronyme anglais pour Weakly Interacting Massive Particles, pouvant se traduire par "particules massives interagissant faiblement") sont des particules hypothétiques constituant une solution au problème de la matière noire. En dehors des interactions gravitationnelles, ces particules interagissent très faiblement avec la matière ordinaire (nucléons, électrons), leur section efficace d'interaction est de l'ordre du picobarn. C'est cette très faible interaction, associée à une masse importante (de l'ordre de celle d'un noyau atomique), qui en font un candidat crédible pour la matière noire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Weakly_interacting_massive_particles ) Weakly interacting massive particles (WIMPs) are hypothetical particles that are one of the proposed candidates for dark matter. There exists no formal definition of a WIMP, but broadly, a WIMP is a new elementary particle which interacts via gravity and any other force (or forces), potentially not part of the Standard Model itself, which is as weak as or weaker than the weak nuclear force, but also non-vanishing in its strength. Many WIMP candidates are expected to have been produced thermally in the early Universe, similarly to the particles of the Standard Model according to Big Bang cosmology, and usually will constitute cold dark matter. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weakly_interacting_massive_particle ) pseudo-scalar particle Particule pseudoscalaire Particule pseudoscalaires Pseudoscalar particle particules pseudoscalaires pseudo scalar particle pseudo scalar particles pseudo-scalar particles pseudoscalar particles particule pseudoscalaire pseudoscalar particle luxon luxon Massless particle Particule sans masse Particule sans masses luxons luxons massless particles particules sans masses massless particle particule sans masse En physique des particules, une particule sans masse est une particule élémentaire dont la masse invariante est nulle. Il existe deux particules de boson de jauge sans masse connues : le photon (porteur de l'électromagnétisme) et le gluon (porteur de la force forte). Cependant, les gluons ne sont jamais observés comme des particules libres, car ils sont confinés dans les hadrons. De plus, le semimétal de Weyl ou fermion de Weyl découvert en 2015 est également sans masse. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Massless_particle ) In particle physics, a massless particle is an elementary particle whose invariant mass is zero. There are two known gauge boson massless particles: the photon (carrier of electromagnetism) and the gluon (carrier of the strong force). However, gluons are never observed as free particles, since they are confined within hadrons. In addition the Weyl semimetal or Weyl fermion discovered in 2015 is also massless. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Massless_particle ) Particule scalaire Particule scalaires Scalar particle particules scalaires scalar particles particule scalaire scalar particle solar cosmic ray particle Particule solaire Particule solaires Solar particle particules énergétiques solaires solar cosmic ray particles solar energetic particles particule énergétique solaire solar energetic particle Les particules énergétiques solaires (SEP), autrefois appelées rayons cosmiques solaires, sont des particules à haute énergie provenant du Soleil. Elles ont été observées pour la première fois au début des années 40. Elles se composent de protons, d'électrons et d'ions lourds provenant de la couronne solaire avec une énergie as'étendant de quelques dizaines de KeV à plusieurs GeV (les particules les plus rapides peuvent atteindre une grande fraction de la vitesse de la lumière, comme dans une renforcement au niveau du sol (une augmentation soudaine dans l'intensité observée par des détecteurs de neutrons au sol décrite pour la première fois par Scott Forbush). Les SEP sont d'une importance particulière car ils peuvent mettre en danger les astronautes (en particulier pendant les voyages dans l'espace lointain en-dehors de la protection de la magnétosphère terrestre) et, dans les cas de SEP intenses, peuvent provoquer des cascades de rayonnement secondaire qui peuvent irradier les passagers des compagnies aériennes en itinéraire polaire. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_energetic_particles ) Solar energetic particles (SEP), once called solar cosmic rays, are high-energy particles coming from the Sun. They were first observed in the early 1940s. They consist of protons, electrons and heavy ions from the solar corona with energy ranging from a few tens of keV to many GeV (the fastest particles can reach a large fraction of the speed of light, as in a ground level enhancement (a sudden increase in intensity observed by ground‐based neutrons detectors first described by Scott Forbush). SEPs are of particular importance because they can endanger astronauts, (particularly during deep space travel outside the protection of the Earth's magnetosphere) and, in the largest SEP events, can cause secondary radiation showers that can irradiate polar route airline passengers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_energetic_particles ) Particule virtuelle Particule virtuelles Virtual particle particules virtuelles virtual particles particule virtuelle virtual particle En physique, une particule virtuelle est une fluctuation quantique transitoire, dont les caractéristiques sont proches de celles d'une particule ordinaire, mais qui existe pendant un temps limité du fait du principe d'incertitude. Le concept de particule virtuelle vient de la théorie des perturbations de la théorie quantique des champs dans laquelle les interactions entre particules ordinaires sont décrites en termes d'échanges de particules virtuelles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Particule_virtuelle ) A virtual particle is a particle that appears momentarily out of the quantum vacuum and exists only as permitted by the uncertainty principle. Virtual particles effectively borrow energy but rapidly annihilate, thereby repaying the energy loan. They cannot be detected directly but can have measurable effects. Virtual photons, for example, are exchanged between charged particles when they interact electromagnetically. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/virtual_particle.html ) modèle des partons parton model Parton Partons modèles des partons parton models partons partons parton parton En physique des particules, le modèle des partons a été proposé par Richard Feynman en 1969 pour décrire la structure des hadrons et modéliser les interactions avec les hadrons à haute énergie. Par la suite, les partons décrits dans ce modèle ont été identifiés aux quarks et aux gluons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Parton ) In particle physics, the parton model is a model of hadrons, such as protons and neutrons, proposed by Richard Feynman. It is useful for interpreting the cascades of radiation (a parton shower) produced from quantum chromodynamics (QCD) processes and interactions in high-energy particle collisions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Parton_(particle_physics) ) Jupiter VIII Jupiter VIII Pasiphae Pasiphae Pasiphaé Pasiphaé est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pasipha%C3%A9_(lune) ) Pasiphaë is the largest of the outer irregular satellites of Jupiter; also known as Jupiter VIII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Pasiphae.html ) dallage dallages pavages tesselations pavage tesselation Un pavage du plan est un ensemble de portions du plan, par exemple des polygones, dont l'union est le plan tout entier, sans recouvrement. Plus précisément, c'est une partition du plan euclidien par des éléments d'un ensemble fini, appelés "carreaux" (plus précisément, ce sont des compacts d’intérieur non vide). Généralement, on considère des pavages "par translations", c’est-à-dire que deux mêmes carreaux du pavage sont toujours déductibles l’un de l’autre par une translation (à l’exclusion des rotations ou symétries). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pavage_du_plan ) A tessellation or tiling is the covering of a surface, often a plane, using one or more geometric shapes, called tiles, with no overlaps and no gaps. In mathematics, tessellation can be generalized to higher dimensions and a variety of geometries. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tessellation ) penumbrae Penumbra Pénombre penumbraes penumbras pénombres penumbra pénombre La pénombre est la zone de moindre éclairement que détermine l'interception partielle de la source lumineuse par un objet. En astronomie, cette zone correspond, à la surface de la Terre, à une éclipse partielle du soleil. En peinture, la pénombre est une des difficultés techniques du clair-obscur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/P%C3%A9nombre ) In general optics, a penumbra is the lighter, outer shadow of a double-shadow effect produced by a large, unfocused source of light shining on an interfering opaque object. A penumbral eclipse is one in which the eclipsed object passes through the penumbral shadow. With particular reference to solar features, a penumbra is the lighter area, marked by radial filaments, that may surround the darker, central umbra of a sunspot. Penumbral waves are waves observed in the light of H-alpha that move out from the center of a sunspot across the penumbra. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/penumbra.html ) Periastron Périastre periastrons périastres periastron périastre Dans un système binaire, le point de l'orbite où un composant est le plus proche de l'autre composant; opposé à l'apoastre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=periastron&formSubmit=Search&showAll=1 ) In a binary system, the point in the orbit where a component is nearest the other component; opposite of apastron. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=periastron&formSubmit=Search&showAll=1 ) ionospheric storm orage ionosphérique Ionospheric disturbance Perturbation ionosphérique Perturbation ionosphériques ionospheric disturbances ionospheric storms orages ionosphériques perturbations ionosphériques ionospheric disturbance perturbation ionosphérique SMC SMC Petit Nuage Magellan Petit Nuage de Magellan Small Magellanic Cloud Le Petit Nuage de Magellan (NGC 292), souvent abrégé en SMC dans la littérature en référence à l'anglais Small Magellanic Cloud, est une galaxie naine de type SB(s)m appartenant au Groupe local et située dans la constellation du Toucan. Satellite de la Voie lactée, il s'agit d'une petite galaxie irrégulière apparentée à une galaxie spirale magellanique dont la barre est visible mais dont le bras spiral est très dispersé. La base de données NASA/IPAC rapporte un échantillon de près de 300 mesures dont la moyenne donne une distance au Soleil de 61 ± 7 kpc (∼199 000 a.l.). Avec une magnitude apparente visuelle de 2,2, c'est l'un des objets les plus éloignés pouvant être vus à l’œil nu. Compte tenu de sa déclinaison de près de -73°, il n'est visible aisément que depuis l'hémisphère sud, apparaissant comme une petite tache laiteuse et floue s'étendant sur environ 3° de large. Cependant, en raison de sa très faible brillance de surface, il n'est clairement visible que depuis un lieu éloigné de toute pollution lumineuse. Il a semble-t-il été mentionné pour la première fois par le navigateur Amerigo Vespucci dans le compte-rendu de son voyage des années 1503-1504, mais ce fut l'expédition de Magellan autour du monde qui le popularisa et qui lui donna son nom. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Petit_Nuage_de_Magellan ) The Small Magellanic Cloud (SMC), or Nubecula Minor, is a dwarf galaxy near the Milky Way. Classified as a dwarf irregular galaxy, the SMC has a D₂₅ isophotal diameter of about 5.78 kiloparsecs (18,900 light-years), and contains several hundred million stars. It has a total mass of approximately 7 billion solar masses. At a distance of about 200,000 light-years, the SMC is among the nearest intergalactic neighbors of the Milky Way and is one of the most distant objects visible to the naked eye. The SMC is visible from the entire Southern Hemisphere, but can be fully glimpsed low above the southern horizon from latitudes south of about 15° north. The galaxy is located across both the constellations of Tucana and part of Hydrus, appearing as a faint hazy patch resembling a detached piece of the Milky Way. The SMC has an average apparent diameter of about 4.2° (8 times the Moon's) and thus covers an area of about 14 square degrees (70 times the Moon's). Since its surface brightness is very low, this deep-sky object is best seen on clear moonless nights and away from city lights. The SMC forms a pair with the Large Magellanic Cloud (LMC), which lies 20° to the east, and like the LMC, it is a member of the Local Group. It is currently a satellite of the Milky Way, but is likely a former satellite of the LMC. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Small_Magellanic_Cloud ) impact phenomenon impact process impact processes Impact phenomena Phénomène impact Phénomène impacts impact phenomenas impact phenomenons phénomènes d'impacts impact phenomena phénomène d'impact Mars I Mars I Phobos Phobos Phobos, ou Mars I (en dénomination systématique), est le plus grand des deux satellites naturels de Mars (l'autre étant Déimos). Des deux, il est le plus proche de la planète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Phobos_(lune) ) Phobos (systematic designation : Mars I) is the innermost and larger of the two natural satellites of Mars, the other being Deimos. The two moons were discovered in 1877 by American astronomer Asaph Hall. Phobos is named after the Greek deity Phobos, a son of Ares (Mars) and twin brother of Deimos. Phobos is a small, irregularly shaped object with a mean radius of 11 km (7 mi). Phobos orbits 6,000 km (3,700 mi) from the Martian surface, closer to its primary body than any other known planetary moon. It is so close that it orbits Mars much faster than Mars rotates, and completes an orbit in just 7 hours and 39 minutes. As a result, from the surface of Mars it appears to rise in the west, move across the sky in 4 hours and 15 minutes or less, and set in the east, twice each Martian day. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Phobos_(moon) ) Saturn IX Saturne IX Phoebe Phoebe Phœbé Phœbé (S IX Phoebe) est une lune de Saturne, découverte en 1899 par William Henry Pickering. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ph%C5%93b%C3%A9_(lune) ) Phoebe is one of the outer moons of Saturn; it is also known as Saturn IX. Phoebe rotates once every 9 hours or so during each orbit of 550 days so that unlike Saturn's other moons (with the exception of Hyperion) it doesn't always show the same face toward the planet. It is dark, quite red, resembles in appearance the common class of carbonaceous asteroids, and is almost certainly a captured asteroid. According to one idea, the dark material on the leading hemisphere of Iapetus may have originated on Hyperion and been dislodged by micrometeorite impacts. Phoebe is probably the source of the material contained in the enormous infrared-emitting discovered around Saturn in 2009 and within which Phoebe orbits. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Phoebe.html ) Photodisintegration Photodésintégration photodisintegrations photodésintégrations photodisintegration photodésintégration La photodésintégration est une réaction nucléaire induite par un rayon gamma de haute énergie. Le rayon gamma interagit avec le noyau de l'atome ce qui lui fournit une certaine énergie d'excitation. Le noyau atomique peut alors se désexciter de différentes manières : émission de rayons gamma, émission de particules, fission, ... La photodésintégration est endothermique (absorbe de la chaleur) dans les noyaux atomiques plus légers que le fer, et exothermique (émet de la chaleur) dans les noyaux plus lourds. La photodésintégraton est en partie responsable de la naissance de noyaux lourds et riches en protons produits par le processus p qui a lieu dans les supernovas. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Photod%C3%A9sint%C3%A9gration ) Photodisintegration (also called phototransmutation, or a photonuclear reaction) is a nuclear process in which an atomic nucleus absorbs a high-energy gamma ray, enters an excited state, and immediately decays by emitting a subatomic particle. The incoming gamma ray effectively knocks one or more neutrons, protons, or an alpha particle out of the nucleus. The reactions are called (γ,n), (γ,p), and (γ,α). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Photodisintegration ) Photofission Photofission photofissions photofissions photofission photofission La photofission est un processus dans lequel un noyau, après avoir absorbé du rayonnement gamma, subit une fission nucléaire et se divise en deux ou plusieurs fragments. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Photofission ) Photofission is a process in which a nucleus, after absorbing a gamma ray, undergoes nuclear fission and splits into two or more fragments. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Photofission ) Photoionisation Photoionization photoionisations photoionizations photoionisation photoionization La photoionisation est le processus physique dans lequel un ion est formé à partir de l'interaction d'un photon avec un atome ou une molécule. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Photoionization ) Photoionization is the physical process in which an ion is formed from the interaction of a photon with an atom or molecule. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Photoionization ) Photometry Photométrie photometries photométries photometry photométrie En astronomie, la photométrie, aussi nommée astrophotométrie pour la distinguer de l'étude homonyme en optique, désigne l'étude de l'intensité lumineuse des étoiles et de sa variabilité. Elle s'oppose en quelque sorte à la spectroscopie qui s'attache à l'étude des spectres des étoiles, ou à la polarimétrie qui s'occupe du degré de polarisation de la lumière provenant des sources astronomiques. La photométrie s'occupe de mesurer, dans une bande spectrale donnée, l'intensité de la lumière d'une étoile ou de tout autre objet astrophysique, et de sa variation dans le temps. Après soustraction de la contribution du fond du ciel, l'intensité lumineuse est mesurée avec la fonction d'étalement du point de l'étoile, et comparée soit relativement, soit de manière absolue par rapport à des étoiles standards (qui sont connues pour ne pas varier, et dont les caractéristiques physiques comme la température et le rayon sont connus). Elle permet ainsi de mesurer la magnitude apparente des étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Photom%C3%A9trie_(astronomie) ) In astronomy, the measurement of the light of astronomical objects, generally in the visible or infrared bands, in which a wavelength band is normally specified. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=photometry&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2 color photometry 2 colour photometry two-colour photometry 2 color photometries 2 colour photometries Photométrie 2 couleurs Two color photometry photométries à 2 couleurs two color photometries two color photometry two colour photometries two colour photometry two-color photometries two-colour photometries photométrie à 2 couleurs two-color photometry 3 color photometry 3 colour photometry three-colour photometry 3 color photometries 3 colour photometries Photométrie 3 couleurs Three color photometry photométries à 3 couleurs three color photometries three color photometry three colour photometries three colour photometry three-color photometries three-colour photometries photométrie à 3 couleurs three-color photometry 4 color photometry 4 colour photometry four-colour photometry 4 color photometries 4 colour photometries Four color photometry Photométrie 4 couleurs four color photometries four color photometry four colour photometries four colour photometry four-color photometries four-colour photometries photométries à 4 couleurs four-color photometry photométrie à 4 couleurs Photométrie CCD photométries CCD CCD photometry photométrie CCD IR photometry photométrie infrarouge Infrared photometry Photométrie IR infrared photometries photométries IR photométries infrarouges infrared photometry photométrie IR N-colour photometry multicolor photometry multicolour photometry N color photometry Photométrie n couleurs multicolor photometries multicolour photometries photométries à n couleurs N-color photometry photométrie à n couleurs star photometry Photométrie stellaire Photométrie stellaires Stellar photometry photométries stellaires star photometries stellar photometries photométrie stellaire stellar photometry Johnson system système de Johnson Photométrie UBV UBV photometry systèmes de Johnson systèmes photométriques UBV UBV photometric system système photométrique UBV Cosmic photon Photon cosmique Photon cosmiques photons photons photon photon Le photon est le quantum d'énergie associé aux ondes électromagnétiques (allant des ondes radio aux rayons gamma en passant par la lumière visible), qui présente certaines caractéristiques de particule élémentaire. En théorie quantique des champs, le photon est la particule médiatrice de l’interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette interaction se traduit d’un point de vue quantique comme un échange de photons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Photon ) A photon (from Ancient Greek φῶς, φωτός (phôs, phōtós) 'light') is an elementary particle that is a quantum of the electromagnetic field, including electromagnetic radiation such as light and radio waves, and the force carrier for the electromagnetic force. Photons are massless, so they always move at the speed of light in vacuum, 299792458 m/s (or about 186,282 mi/s). The photon belongs to the class of bosons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Photon ) 2022-09-30 photosphères solaires solar photospheres photosphère solaire solar photosphere La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible des étoiles, en particulier du Soleil, et où se forment la plupart des raies spectrales depuis l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge. L'étude de cette couche de gaz permet de définir certaines caractéristiques fondamentales d'une étoile, comme la mesure de sa composition chimique, de sa température et de sa gravité de surface, de son champ magnétique, ou encore des champs de vitesse associés à ses pulsations, à son mouvement rotationnel ou à son mouvement global. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et permet de définir une température dite effective de 5 780 kelvins. La densité moyenne dans la photosphère est environ 3 × 10⁻⁷ g/cm3, à-peu-près 4 000 fois moins que l'air terrestre au niveau de la mer. Elle présente un aspect irrégulier causé par le réseau de granules liées aux mouvements convectifs du gaz et devient parsemée de taches solaires, régions localement plus froides et abritant un champ magnétique intense (de l'ordre de 0,3 teslas) d'autant plus nombreuses que l'on est proche d'un maximum du cycle solaire de 11 ans. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Photosph%C3%A8re ) The photosphere is the visible surface of the Sun or some other star. It lies just below the chromosphere and just above the convective zone and has a temperature of about 6,000 K. The photosphere ends (and the chromosphere begins) at about the place where the density of negative hydrogen ions falls too low to result in appreciable opacity. Almost all the features of the Sun's visible-light spectrum originate in the photosphere, including the dark Fraunhofer lines. It has a texture known as granulation, caused by rising convection cells of hot gas, and is the location of sunspots, faculae, and filigrees – all associated with strong magnetic fields. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/photosphere.html ) 2022-10-04 QFT Quantum field theory Théorie quantique champ Théorie quantiques champs quantum field theories théories quantiques des champs quantum field theory théorie quantique des champs La théorie quantique des champs est une approche en physique théorique pour construire des modèles décrivant l'évolution des particules, en particulier leur apparition ou disparition lors des processus d'interaction. Il ne s'agit donc pas d'une seule théorie, mais plutôt d'un cadre théorique, qui tire son nom de la combinaison entre la notion classique de champ et des principes et outils de la mécanique quantique relativiste. Selon cette approche, l'attention est portée non pas sur des particules, mais sur des champs, pénétrant l'espace et considérés comme plus fondamentaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_quantique_des_champs ) In theoretical physics, quantum field theory (QFT) is a theoretical framework that combines classical field theory, special relativity, and quantum mechanics. QFT is used in particle physics to construct physical models of subatomic particles and in condensed matter physics to construct models of quasiparticles. QFT treats particles as excited states (also called quanta) of their underlying quantum fields, which are more fundamental than the particles. The quantum field of a particle is determined by minimization of the Lagrangian, a functional of fields associated with the particle. Interactions between particles are described by interaction terms in the Lagrangian involving their corresponding quantum fields. Each interaction can be visually represented by Feynman diagrams according to perturbation theory in quantum mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_field_theory ) physical adsorption Physisorption Physisorption physical adsorptions physisorptions physisorptions physisorption physisorption La physisorption, également appelée adsorption physique, est un processus dans lequel la structure électronique d'un atome ou d'une molécule est à peine perturbée lors de l'adsorption. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Physisorption ) Physisorption, also called physical adsorption, is a process in which the electronic structure of the atom or molecule is barely perturbed upon adsorption. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Physisorption ) Cosmic pion Pion cosmique Pion cosmiques pions pions pion pion Un pion ou méson pi est une des trois particules : π⁰, π⁺ ou π⁻. Ce sont les particules les plus légères de la famille des mésons. Elles jouent un rôle important dans l'explication des propriétés à basse énergie de la force nucléaire forte ; notamment, la cohésion du noyau atomique est assurée par l'échange de pions entre les nucléons (protons et neutrons). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pion_(particule) ) In particle physics, a pion (or a pi meson, denoted with the Greek letter pi : π) is any of three subatomic particles : π⁰, π⁺, and π⁻. Each pion consists of a quark and an antiquark and is therefore a meson. Pions are the lightest mesons and, more generally, the lightest hadrons. They are unstable, with the charged pions π⁺ and π⁻ decaying after a mean lifetime of 26.033 nanoseconds (2.6033×10⁻⁸ seconds), and the neutral pion π⁰ decaying after a much shorter lifetime of 85 attoseconds (8.5×10⁻¹⁷ seconds). Charged pions most often decay into muons and muon neutrinos, while neutral pions generally decay into gamma rays. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pion ) Pionium Pionium pioniums pionium pionium Le pionium est un atome exotique composé par un méson π⁺ et un méson π⁻. De telles structures sont généralement créées artificiellement par l'interaction d'un faisceau de protons frappant un noyau atomique cible dans un accélérateur de particules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pionium ) Pionium is a composite particle consisting of one π⁺ and one π⁻ meson. It can be created, for instance, by interaction of a proton beam accelerated by a particle accelerator and a target nucleus. Pionium has a short lifetime, predicted by chiral perturbation theory to be 2.89×10⁻¹⁵ s. It decays mainly into two π⁰ mesons, and to a smaller extent into two photons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pionium ) Galactic plane Plan galactique Plan galactiques galactic planes plans galactiques galactic plane plan galactique En astronomie, le plan galactique est un plan situé au milieu de la zone (appelée disque) où se trouve la plus grande partie des étoiles d'une galaxie de forme aplatie, comme le sont les galaxies spirales. Ce plan passe par le centre de masse de la galaxie. Ce plan galactique est orienté, avec un côté nord et un côté sud. Dans le cas de la Voie lactée : (1) le pôle nord galactique correspond à la direction de la constellation de la Chevelure de Bérénice, près de l'étoile α Bootis (Arcturus); (2) le pôle sud galactique correspond à la direction de la constellation du Sculpteur, près de l'étoile β Ceti (Deneb Kaitos, de la Baleine). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plan_galactique ) The galactic plane is the plane on which the majority of a disk-shaped galaxy's mass lies. The directions perpendicular to the galactic plane point to the galactic poles. In actual usage, the terms galactic plane and galactic poles usually refer specifically to the plane and poles of the Milky Way, in which Planet Earth is located. Some galaxies are irregular and do not have any well-defined disk. Even in the case of a barred spiral galaxy like the Milky Way, defining the galactic plane is slightly imprecise and arbitrary since the stars are not perfectly coplanar. In 1959, the IAU defined the position of the Milky Way's north galactic pole as exactly RA = 12h 49m , Dec = 27° 24′ in the then-used B1950 epoch; in the currently-used J2000 epoch, after precession is taken into account, its position is RA 12h 51m 26.282s, Dec 27° 07′ 42.01″. This position is in Coma Berenices, near the bright star Arcturus; likewise, the south galactic pole lies in the constellation Sculptor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_plane ) Jovian planet Outer planet Planète extérieure Planète extérieures outer planets planètes extérieures outer planet planète extérieure Une planète qui tourne autour du Soleil au-delà de la ceinture d'astéroïdes, à savoir Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=outer+planet&formSubmit=Search&showAll=1 ) A planet that revolves around the Sun beyond the asteroid belt, namely Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=outer+planet&formSubmit=Search&showAll=1 ) Giant planet Planète géante Planète géantes giant planets planètes géantes giant planet planète géante Une planète géante, parfois abrégé simplement en géante en l'absence d'ambiguïté (notamment avec les étoiles géantes), est une planète très volumineuse. Ce type de planète forme l'une des deux familles de planètes que l'on trouve dans le Système solaire. L'autre famille regroupe les quatre planètes telluriques. Ces planètes sont, dans le Système solaire, les quatre planètes les plus éloignées du Soleil. Ces planètes possèdent un nombre important de satellites. Elles possèdent aussi toutes des anneaux planétaires. Elles s'opposent aux planètes telluriques, composées principalement de roches et de métaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plan%C3%A8te_g%C3%A9ante ) A planet much more massive than Earth. The solar system has four giant planets: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=giant+planet&formSubmit=Search&showAll=1 ) planète intérieure inner planets planètes internes planètes intérieures inner planet planète interne Les planètes Mercure, Vénus, Terre et Mars collectivement. Elles sont également connues sous le nom de planètes terrestres (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=inner+planet&formSubmit=Search&showAll=1 ) The planets Mercury, Venus, Earth and Mars collectively. They are also known as the terrestrial planets (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=inner+planet&formSubmit=Search&showAll=1 ) Jupiter planet Planète Jupiter Jupiter Jupiter Jupiter est la cinquième planète du Système solaire par ordre d'éloignement au Soleil, et la plus grande par la taille et la masse devant Saturne, qui est comme elle une planète géante gazeuse. Elle est même plus volumineuse que toutes les autres planètes réunies avec son rayon moyen de 69 911 km, qui vaut environ onze fois celui de la Terre, et sa masse de 1,898 2 × 10²⁷ kg, qui est 318 fois plus grande. Orbitant en moyenne à environ 779 millions de kilomètres du Soleil (5,2 unités astronomiques), sa période de révolution vaut un peu moins de 12 ans. La masse jovienne est par ailleurs une unité utilisée pour exprimer la masse d'objets substellaires tels que les naines brunes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Jupiter_(plan%C3%A8te) ) Jupiter is the largest planet in the Solar System and the fifth in order from the Sun. It is a gas giant, with 11 times the diameter of Earth, and two and half times the mass of all the other planets and satellites combined. It has an extensive family of satellites and a faint ring system. In July 1994, Comet Shoemaker-Levy 9 collided with Jupiter with spectacular results. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/Jupiter.html ) Mars planet Planète Mars Mars Mars Mars est la quatrième planète du Système solaire par ordre croissant de la distance au Soleil et la deuxième par ordre croissant de la taille et de la masse. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA (206,6 à 249,2 millions de kilomètres), avec une période orbitale de 669,58 jours martiens (686,71 jours ou 1,88 année terrestre). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mars_(plan%C3%A8te) ) Mars is the fourth planet from the Sun and the second-smallest planet in the Solar System, being larger than only Mercury. In the English language, Mars is named for the Roman god of war. Mars is a terrestrial planet with a thin atmosphere (less than 1% that of Earth's), and has a crust primarily composed of elements similar to Earth's crust, as well as a core made of iron and nickel. Mars has surface features such as impact craters, valleys, dunes, and polar ice caps. It has two small and irregularly shaped moons: Phobos and Deimos. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mars ) Mercury planet Planète Mercure Mercure Mercury Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la moins massive du Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre 0,31 et 0,47 unité astronomique (soit 46 et 70 millions de kilomètres), ce qui correspond à une excentricité orbitale de 0,2 — plus de douze fois supérieure à celle de la Terre, et de loin la plus élevée pour une planète du Système solaire. Elle est visible à l'œil nu depuis la Terre avec un diamètre apparent de 4,5 à 13 secondes d'arc, et une magnitude apparente de 5,7 à −2,3 ; son observation est toutefois rendue difficile par son élongation toujours inférieure à 28,3° qui la noie le plus souvent dans l'éclat du soleil. En pratique, cette proximité avec le soleil implique qu'elle ne peut être vue que près de l'horizon occidental après le coucher du soleil ou près de l'horizon oriental avant le lever du soleil, en général au crépuscule. Mercure a la particularité d'être en résonance spin-orbite 3:2, sa période de révolution (~88 jours) valant exactement 1,5 fois sa période de rotation (~59 jours), et donc la moitié d'un jour solaire (~176 jours). Ainsi, relativement aux étoiles fixes, elle tourne sur son axe exactement trois fois toutes les deux révolutions autour du Soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mercure_(plan%C3%A8te) ) Mercury is the smallest planet in the Solar System and the closest to the Sun. Its orbit around the Sun takes 87.97 Earth days, the shortest of all the Sun's planets. It is named after the Roman god Mercurius (Mercury), god of commerce, messenger of the gods, and mediator between gods and mortals, corresponding to the Greek god Hermes (Ἑρμῆς). Like Venus, Mercury orbits the Sun within Earth's orbit as an inferior planet, and its apparent distance from the Sun as viewed from Earth never exceeds 28°. This proximity to the Sun means the planet can only be seen near the western horizon after sunset or the eastern horizon before sunrise, usually in twilight. At this time, it may appear as a bright star-like object, but is more difficult to observe than Venus. From Earth, the planet telescopically displays the complete range of phases, similar to Venus and the Moon, which recurs over its synodic period of approximately 116 days. The synodic proximity of Mercury to Earth makes Mercury most of the time Earth's closest planet, despite Venus at times approaching Earth closer than any other planet can. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mercury_(planet) ) Dwarf planet Planète naine Planète naines dwarf planets planètes naines dwarf planet planète naine En astronomie, une planète naine est un objet céleste du Système solaire de classe intermédiaire entre une planète et un petit corps du Système solaire. Le terme est adopté le 24 août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) après un débat afin d'éclaircir la classification des objets en orbite autour du Soleil. Celui-ci est notamment précipité par la découverte d'Éris, un objet de taille similaire à Pluton — alors considérée comme une planète — et devant la perspective de découvrir à l'avenir de nombreux autres objets d'une taille pouvant faire d'eux des planètes. Plus précisément, l'UAI explicite qu'une planète naine est "un corps céleste qui est en orbite autour du Soleil, a une masse suffisante pour que sa gravité l’emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique, n’a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche, n’est pas un satellite". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plan%C3%A8te_naine ) A dwarf planet is a small planetary-mass object that is in direct orbit of the Sun, smaller than any of the eight classical planets but still a world in its own right. The prototypical dwarf planet is Pluto. The interest of dwarf planets to planetary geologists is that, since they are possibly differentiated and geologically active bodies, they may display planetary geology, an expectation that was borne out by the Dawn mission to Ceres and the New Horizons mission to Pluto, both in 2015. Counts of the number of dwarf planets among known bodies of the Solar System range from five-and-counting (the International Astronomical Union) to over 120 (Runyon et al.). Nine of the 10 largest candidates (all but Sedna) have either been visited by spacecraft (Pluto and Ceres) or have at least one known moon (Pluto, Eris, Haumea, Makemake, Gonggong, Quaoar, Orcus, and Salacia), which allows their masses and thus an estimate of their densities to be determined. Mass and density in turn can be fit into geophysical models in an attempt to determine the nature of these worlds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_planet ) Neptune planet Planète Neptune Neptune Neptune Neptune est la huitième planète par ordre d'éloignement au Soleil et la plus éloignée connue du Système solaire. Elle orbite autour du Soleil à une distance d'environ 30,1 au (4,5 milliards de kilomètres), avec une excentricité orbitale moitié moindre que celle de la Terre et une période de révolution de 164,79 ans. Il s'agit de la troisième planète la plus massive du Système solaire et de la quatrième plus grande par la taille — un peu plus massive mais un peu plus petite qu'Uranus. Par ailleurs, elle est la planète géante la plus dense. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Neptune_(plan%C3%A8te) ) Neptune is the eighth planet from the Sun and the farthest known planet in the Solar System. It is the fourth-largest planet in the Solar System by diameter, the third-most-massive planet, and the densest giant planet. It is 17 times the mass of Earth, and slightly more massive than its near-twin Uranus. Neptune is denser and physically smaller than Uranus because its greater mass causes more gravitational compression of its atmosphere. It is referred to as one of the solar system's two ice giant planets (the other one being Uranus). Being composed primarily of gases and liquids, it has no well-defined "solid surface". The planet orbits the Sun once every 164.8 years at an average distance of 30.1 AU (4.5 billion km; 2.8 billion mi). It is named after the Roman god of the sea and has the astronomical symbol ♆, representing Neptune's trident. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neptune ) Planète Pluton Pluto planet Pluto Pluton Pluton, officiellement désignée par (134340) Pluton (désignation internationale : (134340) Pluto), est une planète naine, la plus volumineuse connue dans le Système solaire (2 372 km de diamètre, contre 2 326 km pour Éris), et la deuxième en ce qui concerne sa masse (après Éris). Pluton est ainsi le neuvième plus gros objet connu orbitant directement autour du Soleil et le dixième par la masse. Premier objet transneptunien identifié, Pluton orbite autour du Soleil à une distance variant entre 30 et 49 unités astronomiques et appartient à la ceinture de Kuiper, ceinture dont il est (tant par la taille que par la masse) le plus grand membre connu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pluton_(plan%C3%A8te_naine) ) Pluto (minor-planet designation: 134340 Pluto) is a dwarf planet in the Kuiper belt, a ring of bodies beyond the orbit of Neptune. It is the ninth-largest and tenth-most-massive known object to directly orbit the Sun. It is the largest known trans-Neptunian object by volume, by a small margin, but is slightly less massive than Eris. Like other Kuiper belt objects, Pluto is made primarily of ice and rock and is much smaller than the inner planets. Compared to Earth's moon, Pluto has only one sixth its mass and one third its volume. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pluto ) Planète Saturne Saturn planet Saturn Saturne Saturne est la sixième planète du Système solaire par ordre d'éloignement au Soleil, et la deuxième plus grande par la taille et la masse après Jupiter, qui est comme elle une planète géante gazeuse. Son rayon moyen de 58 232 km est environ neuf fois et demi celui de la Terre et sa masse de 568,46 × 10²⁴ kg est 95 fois plus grande. Orbitant en moyenne à environ 1,4 milliard de kilomètres du Soleil (9,5 unités astronomiques), sa période de révolution vaut un peu moins de 30 années tandis que sa période de rotation est estimée à 10 h 33 min. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Saturne_(plan%C3%A8te) ) Saturn is the sixth planet from the Sun and the second-largest in the Solar System, after Jupiter. It is a gas giant with an average radius of about nine and a half times that of Earth. It has only one-eighth the average density of Earth; however, with its larger volume, Saturn is over 95 times more massive. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Saturn ) Earth planet Planète Terre Earth Terre La Terre est la troisième planète par ordre d'éloignement au Soleil et la cinquième plus grande du Système solaire aussi bien par la masse que par le diamètre. Par ailleurs, elle est le seul objet céleste connu pour abriter la vie. Elle orbite autour du Soleil en 365,256 jours solaires — une année sidérale — et réalise une rotation sur elle-même relativement au Soleil en un jour sidéral (environ 23 h 56 min 4 s), soit un peu moins que son jour solaire de 24 h du fait de ce déplacement autour du Soleil. L'axe de rotation de la Terre possède une inclinaison de 23°, ce qui cause l'apparition des saisons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Terre ) Earth is the third planet from the Sun and the only astronomical object known to harbor life. While large volumes of water can be found throughout the Solar System, only Earth sustains liquid surface water. About 71% of Earth's surface is made up of the ocean, dwarfing Earth's polar ice, lakes, and rivers. The remaining 29% of Earth's surface is land, consisting of continents and islands. Earth's surface layer is formed of several slowly moving tectonic plates, interacting to produce mountain ranges, volcanoes, and earthquakes. Earth's liquid outer core generates the magnetic field that shapes the magnetosphere of the Earth, deflecting destructive solar winds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Earth ) Planète terrestre Planète terrestres Terrestrial planet planètes terrestres terrestrial planets planète terrestre terrestrial planet Une planète tellurique (du latin tellus, "la terre, le sol"), en opposition aux planètes gazeuses, est une planète composée essentiellement de roches et de métal qui possède en général trois enveloppes concentriques (noyau, manteau et croûte). Sa surface est solide et composée principalement de matériaux non volatils, généralement des roches silicatées et du fer métallique. Sa densité est donc relativement élevée, comprise entre 4 et 5,7. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plan%C3%A8te_tellurique ) A terrestrial planet or telluric planet, is a planet that is composed primarily of rocks, metals or ices. Terrestrial planets have a solid and/or liquid planetary surface (they have a sharp boundary between the solid and/or liquid surface and the atmosphere or outer space), making them substantially different from the larger gaseous planets, which are composed mostly of some combination of hydrogen, helium, and water existing in various physical states, with no surface, that is, as we go deeper into the planet, the atmosphere gradually turns into a supercritical fluid. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Terrestrial_planet ) Planète Uranus Uranus planet Uranus Uranus Uranus est la septième planète du Système solaire par ordre d'éloignement du Soleil. Elle orbite autour de celui-ci à une distance d'environ 19,2 unités astronomiques (2,87 milliards de kilomètres), avec une période de révolution de 84,05 années terrestres. Il s'agit de la quatrième planète la plus massive du Système solaire et de la troisième plus grande par la taille. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Uranus_(plan%C3%A8te) ) Uranus is the seventh planet from the Sun. Its name is a reference to the Greek god of the sky, Uranus (Caelus), who, according to Greek mythology, was the great-grandfather of Ares (Mars), grandfather of Zeus (Jupiter) and father of Cronus (Saturn). It has the third-largest planetary radius and fourth-largest planetary mass in the Solar System. Uranus is similar in composition to Neptune, and both have bulk chemical compositions which differ from that of the larger gas giants Jupiter and Saturn. For this reason, scientists often classify Uranus and Neptune as "ice giants" to distinguish them from the other giant planets (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Uranus ) Planète Vénus Venus planet Venus Vénus Vénus est la deuxième planète du Système solaire par ordre d'éloignement au Soleil, et la sixième plus grosse aussi bien par la masse que le diamètre. Elle doit son nom à la déesse romaine de l'amour. Vénus orbite autour du Soleil tous les 224,7 jours terrestres. Avec une période de rotation de 243 jours terrestres, il lui faut plus de temps pour tourner autour de son axe que toute autre planète du Système solaire. Comme Uranus, elle possède une rotation rétrograde et tourne dans le sens opposé à celui des autres planètes : le soleil s'y lève à l'ouest et se couche à l'est. Vénus possède l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire avec une excentricité orbitale presque nulle et, du fait de sa lente rotation, est quasiment sphérique (aplatissement considéré comme nul). Elle ne possède pas de satellite naturel. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/V%C3%A9nus_(plan%C3%A8te) ) Venus is the second planet from the Sun. It is sometimes called Earth's "sister" or "twin" planet as it is almost as large and has a similar composition. As an interior planet to Earth, Venus (like Mercury) appears in Earth's sky never far from the Sun, either as morning star or evening star. Aside from the Sun and Moon, Venus is the brightest natural object in Earth's sky, capable of casting visible shadows on Earth at dark conditions and being visible to the naked eye in broad daylight. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Venus ) 2022-10-11 Planetesimals Planétésimales planetesimals planétésimaux planetesimal planétésimal Un corps céleste constitué dans un disque protoplanétaire ou un disque de débris est appelé planétésimal. Il s'agit d'un concept introduit par l'une des principales théories actuellement acceptées en matière de formation des planètes, appelée hypothèse des planétésimaux de Viktor Safronov, qui repose sur la coalescence de grains de poussière en corps compacts d'au plus quelques dizaines de kilomètres de long susceptibles de s'attirer gravitationnellement pour constituer des protoplanètes de la taille d'une planète naine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plan%C3%A9t%C3%A9simal ) Any of numerous small solid bodies in a protoplanetary disk that in some cases clump together to form planets but in other cases remain relatively small and become asteroids and comets. Similarly, Kuiper Belt Objects are probably the remnants of the planetesimals that formed the planets. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=planetesimal&formSubmit=Search&showAll=1 ) Plasmapause Plasmapause plasmapauses plasmapauses plasmapause plasmapause La frontière externe nette de la plasmasphère, à laquelle la densité du plasma diminue d'un facteur de 100 ou plus. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=plasmapause&formSubmit=Search&showAll=1 ) The sharp outer boundary of the plasmasphere, at which the plasma density decreases by a factor of 100 or more. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=plasmapause&formSubmit=Search&showAll=1 ) Plasmasphere Plasmasphère plasmaspheres plasmasphères plasmasphere plasmasphère La plasmasphère, ou magnétosphère intérieure, est une région toroïdale de la magnétosphère terrestre constituée de plasma de basse énergie (froid). Le plasma froid est considéré comme ayant une énergie comprise entre quelques électronvolts et quelques dizaines d'électronvolts. Elle est située au-dessus de l'ionosphère. La limite extérieure de la plasmasphère est connue sous le nom de plasmapause. La plasmapause est située entre deux et six rayons terrestres à partir du centre de la Terre. La plasmapause est définie par une baisse d'au moins d'un facteur 10 de la densité plasmatique (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plasmasph%C3%A8re ) The plasmasphere, or inner magnetosphere, is a region of the Earth's magnetosphere consisting of low-energy (cool) plasma. It is located above the ionosphere. The outer boundary of the plasmasphere is known as the plasmapause, which is defined by an order of magnitude drop in plasma density. In 1963 American scientist Don Carpenter and Soviet astronomer Konstantin Gringauz proved the plasmasphere and plasmapause's existence from the analysis of very low frequency (VLF) whistler wave data. Traditionally, the plasmasphere has been regarded as a well behaved cold plasma with particle motion dominated entirely by the geomagnetic field and, hence, co-rotating with the Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Plasmasphere ) Plasmoid Plasmoïde plasmoids plasmosïde plasmoid plasmoïde Un plasmoïde est une structure autoconfinée constituée d'un plasma et d'un champ magnétique qui en assure la cohésion. Les plasmoïdes ont été proposés pour expliquer divers phénomènes naturels comme la foudre en boule, les bulles magnétiques dans la magnétosphère ainsi que certains objets présents dans les queues de comètes, dans le vent solaire, dans l'atmosphère du Soleil et dans la couche de courant héliosphérique. Des plasmoïdes sont produits en laboratoire par divers dispositifs, comme les configurations à champ inverse (Field-Reversed Configurations), les sphéromaks et les focalisateurs de plasma dense. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Plasmo%C3%AFde ) A plasmoid is a coherent structure of plasma and magnetic fields. Plasmoids have been proposed to explain natural phenomena such as ball lightning, magnetic bubbles in the magnetosphere, and objects in cometary tails, in the solar wind, in the solar atmosphere, and in the heliospheric current sheet. Plasmoids produced in the laboratory include field-reversed configurations, spheromaks, and in dense plasma focuses. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Plasmoid ) Messier 45 NGC 1432 NGC 1432 Seven Sisters amas M45 Pleiades Pléiades Les Pléiades, ou amas M45, sont un amas ouvert d'étoiles qui s'observe depuis les deux hémisphères, dans la constellation du Taureau. L'exactitude de la distance de l'amas à la Terre fait débat. Cette distance, selon les différents instruments techniques utilisés, est estimée à environ 444 années-lumière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pl%C3%A9iades_(astronomie) ) The Pleiades also known as The Seven Sisters, Messier 45 and other names by different cultures, is an asterism and an open star cluster containing middle-aged, hot B-type stars in the north-west of the constellation Taurus. At a distance of about 444 light years, it is among the nearest star clusters to Earth. It is the nearest Messier object to Earth, and is the most obvious cluster to the naked eye in the night sky. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pleiades ) A prominent open cluster in the constellation Taurus, popularly called the Seven Sisters. It is a very young cluster of several hundred stars (with spectral types B6 and later), spanning over 1.5 degrees on the sky and about 400 light-years distant. Six members of the cluster are visible to the naked eye, the brightest one being Alcyone. The cluster contains extensive nebulosity, consisting of dust clouds that reflect the light of the embedded stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=pleiades&formSubmit=Search&showAll=1 ) critical state état critique Critical point Point critique Point critiques critical points critical states points critiques états critiques critical point point critique Le point critique d'un corps pur est le point du diagramme température-pression, généralement noté C, où s'arrête la courbe d'équilibre liquide-gaz. La température TC et la pression PC du point critique sont appelées température critique et pression critique du corps pur. Le volume molaire et la masse volumique du corps pur à ces température et pression (VC et ρC) sont appelés volume critique et masse volumique critique (plus souvent, mais improprement, densité critique). Au-dessus de la température critique comme au-dessus de la pression critique on ne peut pas observer de changement d'état liquide-gaz, le fluide est dit supercritique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Point_critique_(thermodynamique) ) In thermodynamics, a critical point (or critical state) is the end point of a phase equilibrium curve. The most prominent example is the liquid–vapor critical point, the end point of the pressure–temperature curve that designates conditions under which a liquid and its vapor can coexist. At higher temperatures, the gas cannot be liquefied by pressure alone. At the critical point, defined by a critical temperature Tc and a critical pressure pc, phase boundaries vanish. Other examples include the liquid–liquid critical points in mixtures, and the ferromagnet–paramagnet transition (Curie temperature) in the absence of an external magnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Critical_point_(thermodynamics) ) Equilibrium point Point équilibre Point équilibres equilibrium points points d'équilibres equilibrium point point d'équilibre En mathématiques, en particulier dans les équations différentielles, un point d'équilibre est une solution constante à une équation différentielle. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Equilibrium_point ) In mathematics, specifically in differential equations, an equilibrium point is a constant solution to a differential equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equilibrium_point ) L-point Lagrange point libration point point de libration Point Lagrange libration points points de Lagrange points de librations Lagrangian point point de Lagrange Un point de Lagrange (noté L1 à L5), ou, plus rarement, point de libration, est une position de l'espace où les champs de gravité de deux corps en mouvement orbital l'un autour de l'autre, et de masses substantielles, fournissent exactement la force centripète requise pour que ce point de l'espace accompagne simultanément le mouvement orbital des deux corps. Dans le cas où les deux corps sont en orbite circulaire, ces points représentent les endroits où un troisième corps, de masse négligeable, resterait immobile par rapport aux deux autres, au sens où il accompagnerait à la même vitesse angulaire leur rotation autour de leur centre de gravité commun sans que sa position par rapport à eux n'évolue. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Point_de_Lagrange ) In celestial mechanics, the Lagrange points (also Lagrangian points or libration points) are points of equilibrium for small-mass objects under the influence of two massive orbiting bodies. Mathematically, this involves the solution of the restricted three-body problem in which two bodies are far more massive than the third. Normally, the two massive bodies exert an unbalanced gravitational force at a point, altering the orbit of whatever is at that point. At the Lagrange points, the gravitational forces of the two large bodies and the centrifugal force balance each other. This can make Lagrange points an excellent location for satellites, as few orbit corrections are needed to maintain the desired orbit. Small objects placed in orbit at Lagrange points are in equilibrium in at least two directions relative to the center of mass of the large bodies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lagrange_point ) polarimétrie stellaire star polarimetry stellar polarimetry Polarimetry Polarimétrie polarimetries polarimétries polarimétries stellaires star polarimetries stellar polarimetries polarimetry polarimétrie La polarimétrie est la mesure et l'interprétation de la polarisation des ondes transversales, notamment des ondes électromagnétiques, telles que les ondes radio ou la lumière. La polarimétrie est généralement effectuée sur des ondes électromagnétiques qui ont voyagées à travers, ou ont été réfléchies, réfractées ou diffractées par un matériau afin de caractériser cet objet. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Polarimetry ) Polarimetry is the measurement and interpretation of the polarization of transverse waves, most notably electromagnetic waves, such as radio or light waves. Typically polarimetry is done on electromagnetic waves that have traveled through or have been reflected, refracted or diffracted by some material in order to characterize that object. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polarimetry ) polarisation wave polarisation wave polarization Polarisation Polarization polarisations polarisations polarizations wave polarisations wave polarizations polarisation polarization La polarisation est une propriété qu'ont les ondes vectorielles (ondes qui peuvent osciller selon plus d'une orientation) de présenter une répartition privilégiée de l'orientation des vibrations qui les composent. Les ondes électromagnétiques, telles que la lumière, ou les ondes gravitationnelles ont ainsi des propriétés de polarisation. Les ondes mécaniques transverses dans les solides peuvent aussi être polarisées. Cependant, les ondes longitudinales (telles que les ondes sonores) ne sont pas concernées. Dans une onde électromagnétique polarisée (linéairement), le champ électrique et le champ magnétique oscillent simultanément dans des directions perpendiculaires l'une à l'autre. Par convention, la polarisation de la lumière décrit la vibration du champ électrique et quand l'onde est polarisée linéairement, ce champ oscille dans une seule direction. Quand une onde est constituée de deux composantes polarisées à 90° l'une de l'autre, ET en déphasage de 90° également l'une par rapport à l'autre, alors, sa polarisation semble tourner autour de l'axe de propagation de l'onde. On parle dans ce cas de polarisation circulaire ou elliptique (quand les deux composantes n'ont pas la même intensité). Le sens de la rotation, droite ou gauche, dépend du sens du déphasage entre les deux composantes et est également un paramètre clé qu'il faut mettre en regard de la biréfringence et de l'activité optique des milieux traversés. Les polarisations circulaire et linéaire sont des cas particuliers de la polarisation elliptique (selon que les deux composantes sont égales, ou qu'au contraire, la seconde composante est nulle ; et par ailleurs, une onde de polarisation elliptique peut être vue comme la somme d'une polarisation circulaire et d'une polarisation linéaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polarisation_(optique) ) Polarization is a condition in which electromagnetic waves are constrained to vibrate in a certain plane or planes. Electromagnetic waves consist of vibrating electric and magnetic fields, with the direction of vibration perpendicular to the direction of motion of the wave. If the direction of vibration remains steady with time, the wave is said to be 100% linearly polarized or plane polarized in that direction. If the direction of vibration rotates at the same frequency as the wave, the wave is said to be 100% circularly polarized. Most naturally occurring electromagnetic waves have a direction of vibration that jiggles around at random: these are said to be unpolarized. Intermediate states, where there is some jiggling around an average direction, are said to be partially polarized; the amount of order is specified by the degree of polarization, which ranges from 0 to 100%. Plane polarization is usually caused by scattering, and circular polarization by strong magnetic fields. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/polarization.html ) pôle mathématique Poles and zeros Pôle et zéro Pôle et zéros poles and zeroses pôles et zéros pôles mathématiques poles and zeros pôle et zéro En analyse complexe, un pôle d'une fonction holomorphe est un certain type de singularité isolée qui se comporte comme la singularité en z = 0 de la fonction z ∈ C^∗ ↦ z^(− n) ∈ C, où n est un entier naturel non nul. Une fonction holomorphe n'ayant que des singularités isolées qui sont des pôles est appelée une fonction méromorphe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/P%C3%B4le_(math%C3%A9matiques) ) In complex analysis (a branch of mathematics), a pole is a certain type of singularity of a function, nearby which the function behaves relatively regularly, in contrast to essential singularities, such as 0 for the logarithm function, and branch points, such as 0 for the complex square root function. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Zeros_and_poles ) 2022-10-10 Galactic pole Pôle galactique Pôle galactiques galactic poles pôles galactiques galactic pole pôle galactique Le point sur le ciel, nord ou sud, au niveau duquel l'axe de rotation de la galaxie rencontre la sphère céleste. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+pole&formSubmit=Search&showAll=1 ) The point on the sky, north or south, at which the galaxy's rotation axis would meet the celestial sphere. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=galactic+pole&formSubmit=Search&showAll=1 ) northern galactic pole North galactic pole Pôle galactique nord Pôle galactiques nords north galactic poles northern galactic poles pôles galactiques nords north galactic pole pôle galactique nord southern galactic pole Pôle galactique sud Pôle galactiques suds South galactic pole pôles galactiques suds south galactic poles southern galactic poles pôle galactique sud south galactic pole Pôle Regge pôles de Regge Regge pole pôle de Regge Polynôme Bernoulli polynômes de Bernoulli Bernoulli polynomial polynôme de Bernoulli En mathématiques, les polynômes de Bernoulli apparaissent dans l'étude de beaucoup de fonctions spéciales et en particulier, la fonction zêta de Riemann ; des polynômes analogues, correspondant à une fonction génératrice voisine, sont connus sous le nom de polynômes d'Euler. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_de_Bernoulli ) In mathematics, the Bernoulli polynomials, named after Jacob Bernoulli, combine the Bernoulli numbers and binomial coefficients. They are used for series expansion of functions, and with the Euler–MacLaurin formula. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bernoulli_polynomials ) Polynôme Bessel polynômes de Bessel Bessel polynomial polynôme de Bessel En mathématiques, les polynômes de Bessel sont une suite de polynômes orthogonaux. Il en existe plusieurs définitions, mais toutes liées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_de_Bessel ) In mathematics, the Bessel polynomials are an orthogonal sequence of polynomials. There are a number of different but closely related definitions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bessel_polynomials ) Polynôme Hermite polynômes d'Hermite Hermite polynomial polynôme d'Hermite En mathématiques, les polynômes d'Hermite sont une suite de polynômes qui a été nommée ainsi en l'honneur de Charles Hermite (bien qu'ils aient été définis, sous une autre forme, en premier par Pierre-Simon Laplace en 1810, surtout été étudiés par Joseph-Louis Lagrange lors de ses travaux sur les probabilités puis en détail par Pafnouti Tchebychev six ans avant Hermite3). Ils sont parfois décrits comme des polynômes osculateurs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_d%27Hermite ) In mathematics, the Hermite polynomials are a classical orthogonal polynomial sequence. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hermite_polynomials ) Polynôme Jacobi polynômes de Jacobi Jacobi polynomial polynôme de Jacobi En mathématiques, les polynômes de Jacobi sont une classe de polynômes orthogonaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_de_Jacobi ) In mathematics, Jacobi polynomials (occasionally called hypergeometric polynomials) P_n^(α,β)( x ) are a class of classical orthogonal polynomials. They are orthogonal with respect to the weight ( 1 − x )^α ( 1 + x )^β on the interval [ − 1 , 1 ]. The Gegenbauer polynomials, and thus also the Legendre, Zernike and Chebyshev polynomials, are special cases of the Jacobi polynomials. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Jacobi_polynomials ) Polynôme Legendre polynômes de Legendre Legendre polynomial polynôme de Legendre En mathématiques et en physique théorique, les polynômes de Legendre constituent l'exemple le plus simple d'une suite de polynômes orthogonaux. Ce sont des solutions polynomiales P_n(x), sur l'intervalle x ∈ [–1, 1], de l'équation différentielle de Legendre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_de_Legendre ) In mathematics, Legendre polynomials, named after Adrien-Marie Legendre (1782), are a system of complete and orthogonal polynomials with a vast number of mathematical properties and numerous applications. They can be defined in many ways, and the various definitions highlight different aspects as well as suggest generalizations and connections to different mathematical structures and physical and numerical applications. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Legendre_polynomials ) orthogonal polynomial sequence polynômes orthogonaux Orthogonal polynomial Polynôme orthogonal Polynôme orthogonaux orthogonal polynomial sequences orthogonal polynomialses suites de polynômes orthogonaux orthogonal polynomials suite de polynômes orthogonaux En mathématiques, une suite de polynômes orthogonaux est une suite infinie de polynômes p₀(x), p₁(x), p₂(x) ... à coefficients réels, dans laquelle chaque p_n(x) est de degré n, et telle que les polynômes de la suite sont orthogonaux deux à deux pour un produit scalaire de fonctions donné. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Suite_de_polyn%C3%B4mes_orthogonaux ) In mathematics, an orthogonal polynomial sequence is a family of polynomials such that any two different polynomials in the sequence are orthogonal to each other under some inner product. The most widely used orthogonal polynomials are the classical orthogonal polynomials, consisting of the Hermite polynomials, the Laguerre polynomials and the Jacobi polynomials. The Gegenbauer polynomials form the most important class of Jacobi polynomials; they include the Chebyshev polynomials, and the Legendre polynomials as special cases. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Orthogonal_polynomials ) fonction de Tchebychev Polynôme Tchebychev fonctions de Tchebychev polynômes de Tchebychev Chebyshev polynomial polynôme de Tchebychev En mathématiques, un polynôme de Tchebychev est un terme de l'une des deux suites de polynômes orthogonaux particulières reliées à la formule de Moivre. Les polynômes de Tchebychev sont nommés ainsi en l'honneur du mathématicien russe Pafnouti Lvovitch Tchebychev.Il existe deux suites de polynômes de Tchebychev, l'une nommée polynômes de Tchebychev de première espèce et notée T_n et l'autre nommée polynômes de Tchebychev de seconde espèce et notée U_n (dans les deux cas, l'entier naturel n correspond au degré). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_de_Tchebychev ) The Chebyshev polynomials are two sequences of polynomials related to the cosine and sine functions, notated as T_n(x) and U_n(x). They can be defined in several equivalent ways, one of which starts with trigonometric functions : The Chebyshev polynomials of the first kind T_n are defined by T_n(cosθ) = cos(nθ). Similarly, the Chebyshev polynomials of the second kind U_n are defined by U_n(cosθ)sinθ = sin( (n + 1) θ) . (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chebyshev_polynomials ) Polynôme Zernike polynômes de Zernike Zernike polynomial polynôme de Zernike Les polynômes de Zernike sont une suite de polynômes orthogonaux définis sur le disque unité. Ils portent le nom de Frits Zernike ; ils jouent un rôle important en imagerie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polyn%C3%B4me_de_Zernike ) In mathematics, the Zernike polynomials are a sequence of polynomials that are orthogonal on the unit disk. Named after optical physicist Frits Zernike, winner of the 1953 Nobel Prize in Physics and the inventor of phase-contrast microscopy, they play important roles in various optics branches such as beam optics and imaging. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Zernike_polynomials ) Pomeron Pomerons pomerons pomerons pomeron pomeron En physique, le pomeron est une trajectoire de Regge - une famille de particules avec des spins croissants - postulée en 1961 pour expliquer la section efficace lentement croissante des collisions hadroniques à de hautes énergies. Il est nommé d'après Isaak Pomeranchuk. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Pomeron ) In physics, the pomeron is a Regge trajectory — a family of particles with increasing spin — postulated in 1961 to explain the slowly rising cross section of hadronic collisions at high energies. It is named after Isaak Pomeranchuk. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pomeron ) MBR pont magellanique Pont Magellan ponts de Magellan ponts magellaniques Magellanic Bridge pont de Magellan Le pont magellanique est une structure due aux forces de marée qui relie les nuages de Magellan. De faible métallicité, elle est essentiellement composée d'hydrogène neutre. On pense que les étoiles qui se situent dans le pont magellanique s'y sont formées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pont_magellanique ) The Magellanic Bridge (MBR) is a stream of neutral hydrogen that links the two Magellanic Clouds, with a few known stars inside it. It should not be confused with the Magellanic Stream, which links the Magellanic Clouds to the Milky Way. There is a continuous stream of stars throughout the Bridge linking the Large Magellanic Cloud (LMC) with the Small Magellanic Cloud (SMC). This stellar bridge is of greater concentration in the western part. There are two major density clumps, one near the SMC, the other midway between the galaxies, referred to as the OGLE Island. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magellanic_Bridge ) 2022-10-06 Population III Population type III population III stars étoiles de populations III population III star étoile de population III Les étoiles de population III sont une population hypothétique d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang. Ces étoiles pourraient avoir largement contribué à la réionisation de l'univers, mettant fin à l'âge sombre où aucun rayonnement lumineux n'était produit par l'univers. Ces étoiles n'ayant pas été observées directement, on suppose qu'elles sont des constituants des galaxies bleu pâle. Leur existence est nécessaire pour expliquer la présence d'éléments lourds dans le spectre des quasars, éléments qui n'ont pu être créés lors du Big Bang ; ainsi que l'existence de ces galaxies bleues. Un élément de preuve supplémentaire a été apporté par le télescope spatial Spitzer, dont les images du fond diffus extragalactique infrarouge sont conformes à ce que l'on pourrait attendre si ces étoiles existaient. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_de_population_III ) A member of the first generation of stars, formed out of pristine gas, enriched by primordial nucleosynthesis alone. The material from which these stars formed consisted mostly of hydrogen and helium. Because neutral hydrogen clouds were free of dust, their cooling mechanism was drastically ineffective. As a result, these star forming clouds had a much higher temperature than in the present epoch, and their Jeans mass was much higher. Therefore, these first generation of stars were principally massive, with a typical mass scale of order of about 100 Msun. Population III stars started forming about 300 million years after the Big Bang at redshifts between 50 and 6, when the Universe had between 1 and 5% of its present age. These stars were probably responsible for the reionization of the Universe. Given their high mass, they lived only a few million years ending with either a pair-instability supernova phase or a direct collapse to a black hole. Population III stars thus initiated the chemical enrichment of the Universe and opened the way to more normal modes of star formation, namely Population II. Some models predict a bimodal initial mass function for the first stars, allowing also for solar mass stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=population+iii+star&formSubmit=Search&showAll=1 ) Uranus XII Uranus XII Portia Portia Portia (U XII Portia) est un satellite naturel d'Uranus du groupe de Portia. Portia fut découverte en 1986 par la sonde Voyager 2 d'où sa désignation temporaire S/1986 U 1. Excepté ses caractéristiques orbitales et une estimation de ses dimensions, on ne connaît que peu de chose à son sujet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Portia_(lune) ) Portia is the seventh moon in order of distance from Uranus. It is named after Portia, the heroine of Shakespeare's play The Merchant of Venice, and is also known as Uranus XII. Portia was discovered by Voyager scientist Stephen P. Synnott from images sent back by Voyager 2 on 3 January 1986 and was given the temporary designation S/1986 U1. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Portia.html ) Position Position positions positions position position positron Positon Positron positons positrons positrons positon positron En physique des particules, le positon ou positron (anglicisme), encore appelé antiélectron par convention, est l'antiparticule trouvée au XXe siècle associée à l'électron, elle est la première à l'avoir été. Le positon possède une charge électrique de +1 charge élémentaire (contre −1 pour l'électron), le même spin et la même masse que l'électron. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Positon ) The positron is the positively charged antiparticle of the electron. A positron has the same mass (9.109 × 10–31 kg) and spin (½) as the electron, but opposite charge and magnetic moment. When a positron and electron meet they destroy one another instantly, in a process called annihilation and produce a pair of high-energy gamma rays. The existence of the positron was first predicted by Paul Dirac in 1930 as a result of his work on the application of the special theory of relativity to quantum mechanics. The positron was discovered in 1932 by Carl D. Anderson,1 who also gave it its name. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/positron.html ) Positonium Positronium positroniums positonium positronium Le positronium, noté Ps ou e⁺e⁻, est un système quasi stable constitué d'un positron et d'un électron formant ensemble un atome exotique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Positronium ) Positronium is a neutral, atom-like system formed between an electron and a positron (the electron's antiparticle), held together by electromagnetic attraction. The name "positronium" was introduced by A. E. Ruark in 1945 and the system was first observed in 1951. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/positronium.html ) Afterglow Postluminescence afterglows postluminescences afterglow postluminescence 1. La postluminescence peut se référer à un arc large brillant, parfois observé haut dans le ciel boréal au crépuscule, provoqué par de fines particules de poussière diffusant la lumièredans la haute atmosphère. 2. La postluminescence peut également signifier un rayonnement persistant qui subsiste après un événement tel qu'un sursaut de rayons gamma (qui a une postluminescence X) ou le Big Bang (dont la postluminescence est le rayonnement de fond micro-ondes cosmique). Le terme est également utilisé comme nom alternatif pour la phosphorescence. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/afterglow.html ) 1. Afterglow may refer to a broad glowing arc, sometimes seen high in the western sky at twilight, caused by fine particles of dust scattering light in the upper atmosphere. 2. Afterglow may also mean lingering radiation, also called postluminescence, that remains after an event such as a gamma-ray burst (which has an X-ray afterglow) or the Big Bang (the afterglow of which is the cosmic microwave background radiation). The term is also used as an alternative name for phosphorescence. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/afterglow.html ) Chemical potential Potentiel chimique Potentiel chimiques chemical potentials potentiels chimiques chemical potential potentiel chimique En thermodynamique, le potentiel chimique d'une espèce chimique correspond à la variation d'énergie d'un système thermodynamique due à la variation de la quantité (nombre de moles) de cette espèce dans ce système. Étroitement lié au deuxième principe de la thermodynamique, le potentiel chimique permet d'étudier la stabilité des espèces chimiques et leur tendance à changer d'état, à réagir chimiquement ou à migrer par diffusion. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Potentiel_chimique ) In thermodynamics, the chemical potential of a species is the energy that can be absorbed or released due to a change of the particle number of the given species, e.g. in a chemical reaction or phase transition. The chemical potential of a species in a mixture is defined as the rate of change of free energy of a thermodynamic system with respect to the change in the number of atoms or molecules of the species that are added to the system. Thus, it is the partial derivative of the free energy with respect to the amount of the species, all other species' concentrations in the mixture remaining constant. When both temperature and pressure are held constant, and the number of particles is expressed in moles, the chemical potential is the partial molar Gibbs free energy. At chemical equilibrium or in phase equilibrium, the total sum of the product of chemical potentials and stoichiometric coefficients is zero, as the free energy is at a minimum. In a system in diffusion equilibrium, the chemical potential of any chemical species is uniformly the same everywhere throughout the system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chemical_potential ) Gravitational potential Potentiel gravitationnel Potentiel gravitationnels gravitational potentials potentiels gravitationnels gravitational potential potentiel gravitationnel En mécanique classique, le potentiel gravitationnel à un emplacement est égal au travail (énergie transférée) par masse unitaire qui serait nécessaire pour déplacer un objet vers cet emplacement à partir d'un emplacement de référence fixe. Il est analogue au potentiel électrique avec une masse jouant le rôle de charge. L'emplacement de référence, où le potentiel est nul, est par convention infiniment éloigné de toute masse, entraînant un potentiel négatif à n'importe quelle distance finie. En mathématiques, le potentiel gravitationnel est également connu sous le nom de potentiel newtonien et est fondamental dans l'étude de la théorie du potentiel. Il peut également être utilisé pour résoudre les champs électrostatiques et magnétostatiques générés par des corps ellipsoïdaux uniformément chargés ou polarisés. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_potential ) In classical mechanics, the gravitational potential at a location is equal to the work (energy transferred) per unit mass that would be needed to move an object to that location from a fixed reference location. It is analogous to the electric potential with mass playing the role of charge. The reference location, where the potential is zero, is by convention infinitely far away from any mass, resulting in a negative potential at any finite distance. In mathematics, the gravitational potential is also known as the Newtonian potential and is fundamental in the study of potential theory. It may also be used for solving the electrostatic and magnetostatic fields generated by uniformly charged or polarized ellipsoidal bodies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_potential ) ionisation potential énergie d'ionisation Ionization potential Potentiel ionisation Potentiel ionisations ionisation potentials ionization potentials potentiels d'ionisations énergies d'ionisations ionization potential potentiel d'ionisation Le potentiel d'ionisation ou énergie d'ionisation d'un atome ou d'une molécule est l'énergie qu'il faut fournir à un atome neutre pour arracher un électron (le moins lié) à l'état gazeux et former un ion positif, le gaz étant au repos, c'est-à-dire, à 0 K. Plus généralement, la nième énergie d'ionisation est l'énergie requise pour arracher le nième électron après que les n-1 premiers électrons ont été arrachés. En chimie physique, le concept d'énergie d'ionisation est l'opposé de celui d'affinité électronique, c'est-à-dire l'énergie dégagée lorsqu'un atome neutre capte un électron et forme un anion. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89nergie_d%27ionisation ) The ionization potential is the energy needed to remove an electron from the ground state of a given type of atom to infinity. It increases for removal of successive electrons, which are bound to the atom's positive charge. Ionization potentials can be determined by spectroscopy. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/ionization_potential.html ) 2022-10-03 Circumstellar dust Poussière circumstellaire Poussière circumstellaires circumstellar dusts poussières circumstellaires circumstellar dust poussière circumstellaire La poussière circumstellaire est de la poussière cosmique autour d'une étoile. Elle peut se présenter sous la forme d'une enveloppe sphérique ou d'un disque, par ex. un disque d'accrétion. La poussière circumstellaire peut être responsable d'une extinction importante et est généralement la source d'un excès infrarouge pour les étoiles. Pour certaines étoiles évoluées sur la branche géante asymptotique, la poussière est composée d'émissions de silicate tandis que d'autres contiennent la présence d'autres composants de poussière. Selon une étude, il n'est toujours pas certain que la poussière soit le résultat de silicates cristallins ou d'hydrocarbures aromatiques polycycliques. Cependant, des observations récentes ont révélé que les étoiles de type Vega présentent une émission large de silicates. Il est suggéré que les composantes de la poussière circumstellaire peuvent dépendre du stade évolutif de l'étoile et sont liées aux changements dans ses conditions physiques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_dust ) Circumstellar dust is cosmic dust around a star. It can be in the form of a spherical shell or a disc, e.g. an accretion disk. Circumstellar dust can be responsible for significant extinction and is usually the source of an infrared excess for stars that have it. For some evolved stars on the asymptotic giant branch, the dust is composed of silicate emissions while others contain the presence of other dust components. According to a study, it is still uncertain whether the dust is a result of crystalline silicate or polycyclic aromatic hydrocarbon. However, recent observations revealed that Vega-type stars display broad silicate emission. It is suggested that the circumstellar dust components can depend on the evolutionary stage of a star and is related to the changes in its physical conditions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_dust ) 2022-09-28 Effective temperature Température effective Température effectives effective temperatures températures effectives effective temperature température effective La température effective d'un objet, par exemple d'une étoile, est la température du corps noir qui émettrait le même flux d'énergie électromagnétique que l'objet. Dans le cas d'un corps incandescent la température effective se confond avec la température de couleur. Pour les sources luminescentes (lampes à décharge, lampes à LED, etc.), la température effective est nettement inférieure à la température de couleur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Temp%C3%A9rature_effective ) The effective temperature of a body such as a star or planet is the temperature of a black body that would emit the same total amount of electromagnetic radiation. Effective temperature is often used as an estimate of a body's surface temperature when the body's emissivity curve (as a function of wavelength) is not known. When the star's or planet's net emissivity in the relevant wavelength band is less than unity (less than that of a black body), the actual temperature of the body will be higher than the effective temperature. The net emissivity may be low due to surface or atmospheric properties, including greenhouse effect. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Effective_temperature ) 2022-09-28 Coordinate system Système coordonnée Système coordonnées coordinate systems systèmes de coordonnées coordinate system système de coordonnées En mathématiques, un système de coordonnées permet de faire correspondre à chaque point d'un espace à N dimensions, un (et un seul) N-uplet de scalaires. Dans beaucoup de cas, les scalaires considérés sont des nombres réels, mais il est possible d'utiliser des nombres complexes ou des éléments d'un corps commutatif quelconque. Plus généralement, les coordonnées peuvent provenir d'un anneau ou d'une autre structure algébrique apparentée. On considère que l'espace existe en lui-même indépendamment du choix d'un système de coordonnées particulier. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_de_coordonn%C3%A9es ) Math : A system for locating each point in space by a set of numbers. Astro : Values in a reference system used to relate the position of a body on the celestial sphere. Four main coordinate systems are utilized in astronomy: the equatorial, horizontal, ecliptic, and galactic coordinates systems. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coordinate+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-29 Intergalactic dust Poussière intergalactique Poussière intergalactiques intergalactic dusts poussières intergalactiques intergalactic dust poussière intergalactique La poussière intergalactique est une poussière cosmique se trouvant entre les galaxies, dans l'espace intergalactique. Des preuves de la poussière intergalactique ont été suggérées dès 1949 et son étude s'est poursuivie tout au long de la fin du XXe siècle. Il existe de grandes variations dans la répartition des poussières intergalactiques. Cette poussière peut affecter les mesures de distance intergalactiques comme celle de supernova et de quasars dans d'autres galaxies. La poussière intergalactique peut faire partie de nuages de poussière intergalactiques, dont l'existence est connue dans d'autres galaxies depuis les années 1960. Dans les années 1980, au moins quatre nuages de poussière intergalactiques ont été découverts dans plusieurs mégaparsec (Mpc) de la galaxie de la Voie lactée, un exemple est le nuage de Okroy. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Poussi%C3%A8re_intergalactique ) Intergalactic dust is cosmic dust between galaxies in intergalactic space. Evidence for intergalactic dust has been suggested as early as 1949, and study of it grew throughout the late 20th century. There are large variations in the distribution of intergalactic dust. The dust may affect intergalactic distance measurements, such as to supernovae and quasars in other galaxies. Intergalactic dust can form intergalactic dust clouds, known since the 1960s to exist around some galaxies. By the 1980s, at least four intergalactic dust clouds had been discovered within several megaparsecs of the Milky Way galaxy, exemplified by the Okroy Cloud. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Intergalactic_dust ) 2023-02-13 Interplanetary dust Poussière interplanétaire Poussière interplanétaires interplanetary dusts poussières interplanétaires interplanetary dust poussière interplanétaire Le nuage zodiacal (en anglais : zodiacal cloud) du Système solaire est un épais disque circumsolaire de petites particules de poussière produites par des collisions d'astéroïdes ou par l'émission de poussières des comètes. Il se trouve dans l'espace interplanétaire, généralement à proximité du plan de l'écliptique. Le nuage zodiacal a une forme presque lenticulaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_zodiacal ) The interplanetary dust cloud, or zodiacal cloud (as the source of the zodiacal light), consists of cosmic dust (small particles floating in outer space) that pervades the space between planets within planetary systems, such as the Solar System. This system of particles has been studied for many years in order to understand its nature, origin, and relationship to larger bodies. There are several methods to obtain space dust measurement. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_dust_cloud ) Precession Précession precessions précessions precession précession La précession est le nom donné au changement graduel d'orientation de l'axe de rotation d'un objet ou, de façon plus générale, d'un vecteur sous l'action de l'environnement, par exemple, quand un couple lui est appliqué. Ce phénomène est aisément observable avec une toupie, mais tous les objets en rotation peuvent subir la précession. Lors de la précession, l'angle que fait l'axe de rotation ou le vecteur avec une direction donnée reste fixe et est appelé angle de nutation et noté en général θ . C'est l'un des trois angles d'Euler. Le vecteur ou l'axe de rotation décrit ainsi au cours du temps un cône dont l'axe est la direction fixée. Ce cône est parcouru à une vitesse angulaire constante qui est déterminée par les données du problème. Le sens dans lequel se produit la précession dépend du problème considéré. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pr%C3%A9cession ) Precession is a slow, periodic conical motion of the rotation axis of a spinning body, most familiar in the wobbling of a toy top or gyroscope. Earth's axis precesses, once around every 25,800 years (a period known as a Platonic year), as a result of it not being perpendicular to the ecliptic (the plane of Earth's orbit around the Sun). Being tipped over at about 23.5°, it is affected by gravitational perturbations from other bodies in the Solar System, including the Sun, Moon, and planets. These bodies pull harder on the part of Earth's equatorial bulge nearest them than on the part farthest away, resulting in a torque that is the underlying cause of precession. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/precession.html ) Preconditioning Préconditionnement preconditionings préconditionnements preconditioning préconditionnement En algèbre linéaire et en analyse numérique, un préconditionneur P d'une matrice A est une matrice telle que le conditionnement de P⁻¹ A est plus petit que celui de A. Le préconditionnement est surtout utilisé dans les méthodes itératives pour la résolution d'un système linéaire (méthode du gradient, méthode du gradient conjugué, ...). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pr%C3%A9conditionneur ) In mathematics, preconditioning is the application of a transformation, called the preconditioner, that conditions a given problem into a form that is more suitable for numerical solving methods. Preconditioning is typically related to reducing a condition number of the problem. The preconditioned problem is then usually solved by an iterative method. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Preconditioner ) pression radiative Pression rayonnement Pression rayonnements Radiation pressure pressions de rayonnements pressions radiatives radiation pressures pression de rayonnement radiation pressure La pression de rayonnement ou pression radiative est la pression mécanique exercée sur une surface quelconque par l'échange de moment entre l'objet et le champ électromagnétique. Cela comprend l'impulsion de la lumière ou du rayonnement électromagnétique de toute longueur d'onde qui est absorbée, réfléchie ou émise d'une autre manière (par exemple, le rayonnement du corps noir) par la matière à toute échelle (des objets macroscopiques aux particules de poussière en passant par les molécules de gaz). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pression_de_rayonnement ) Radiation pressure is the mechanical pressure exerted upon any surface due to the exchange of momentum between the object and the electromagnetic field. This includes the momentum of light or electromagnetic radiation of any wavelength that is absorbed, reflected, or otherwise emitted (e.g. black-body radiation) by matter on any scale (from macroscopic objects to dust particles to gas molecules). The associated force is called the radiation pressure force, or sometimes just the force of light. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radiation_pressure ) Anthropic principle Principe anthropique Principe anthropiques anthropic principles principes anthropiques anthropic principle principe anthropique Le principe anthropique est un principe épistémologique selon lequel les observations de l'Univers doivent être compatibles avec la présence d'un observateur étant une entité biologique douée de conscience et dotée d'une culture. Cette contrainte pourrait permettre d'orienter l'heuristique de la recherche scientifique fondamentale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_anthropique ) The anthropic principle, also known as the "observation selection effect", is the hypothesis, first proposed in 1957 by Robert Dicke, that there is a restrictive lower bound on how statistically probable our observations of the universe are, because observations could only happen in a universe capable of developing intelligent life. Proponents of the anthropic principle argue that it explains why this universe has the age and the fundamental physical constants necessary to accommodate conscious life, since if either had been different, we would not have been around to make observations. Anthropic reasoning is often used to deal with the notion that the universe seems to be finely tuned for the existence of life. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Anthropic_principle ) Cosmological principle Principe cosmologique Principe cosmologiques cosmological principles principes cosmologiques cosmological principle principe cosmologique En cosmologie physique moderne, le principe cosmologique est l'idée que la répartition spatiale de la matière dans l'Univers est homogène et isotrope lorsqu'elle est vue à une échelle suffisamment grande, car les forces devraient agir uniformément dans tout l'Univers, et ne devraient donc produire aucune irrégularité observable dans la structuration à grande échelle au cours de l'évolution du champ de matière qui a été initialement établie par le Big Bang. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmological_principle ) In modern physical cosmology, the cosmological principle is the notion that the spatial distribution of matter in the universe is homogeneous and isotropic when viewed on a large enough scale, since the forces are expected to act uniformly throughout the universe, and should, therefore, produce no observable irregularities in the large-scale structuring over the course of evolution of the matter field that was initially laid down by the Big Bang. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmological_principle ) Equivalence principle Principe équivalence Principe équivalences equivalence principles principes d'équivalences equivalence principle principe d'équivalence Dans la théorie de la relativité générale, le principe d'équivalence est l'équivalence entre la masse gravitationnelle et inertielle, et l'observation d'Albert Einstein selon laquelle la "force" gravitationnelle expérimentée localement tandis qu'on est debout sur un corps massif (comme la Terre) est la même que la pseudo-force expérimentée par un observateur dans un référentiel non inertiel (accéléré). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Equivalence_principle ) In the theory of general relativity, the equivalence principle is the equivalence of gravitational and inertial mass, and Albert Einstein's observation that the gravitational "force" as experienced locally while standing on a massive body (such as the Earth) is the same as the pseudo-force experienced by an observer in a non-inertial (accelerated) frame of reference. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equivalence_principle ) principal of least time Fermat principle Principe Fermat principals of least time principes de Fermat Fermat's principle principe de Fermat Le principe de Fermat est un principe physique, attribué à Pierre de Fermat, qui sert de fondement à l'optique géométrique. Il décrit la forme du chemin optique d'un rayon lumineux et s'énonce ainsi : La lumière se propage d'un point à un autre sur des trajectoires telles que la durée du parcours soit localement extrémale (localement signifiant : pour une trajectoire "petite"). Une conséquence première du principe de Fermat est la propagation rectiligne des rayons lumineux dans les milieux homogènes. En effet, dans un milieu homogène, le temps de parcours est proportionnel à la longueur du trajet, et le chemin le plus court dans un espace euclidien pour aller d’un point à un autre est la ligne droite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_de_Fermat ) Fermat's principle, also known as the principle of least time, is the link between ray optics and wave optics. In its original "strong" form, Fermat's principle states that the path taken by a ray between two given points is the path that can be traveled in the least time. In order to be true in all cases, this statement must be weakened by replacing the "least" time with a time that is "stationary" with respect to variations of the path — so that a deviation in the path causes, at most, a second-order change in the traversal time. To put it loosely, a ray path is surrounded by close paths that can be traversed in very close times. It can be shown that this technical definition corresponds to more intuitive notions of a ray, such as a line of sight or the path of a narrow beam. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fermat%27s_principle ) Principe Franck Condon principe de Franck Condon principes de Franck Condon principes de Franck-Condon Franck-Condon principle principe de Franck-Condon Le principe Franck-Condon est une loi de spectroscopie et chimie quantique qui explique l'intensité des transitions vibroniques. Les transitions vibroniques sont les modifications simultanées des niveaux d'énergie électroniques et de vibration d'un objet chimique dues à l'absorption ou à l'émission d'un photon d'énergie appropriée. Les états principaux, lors d'une transition électronique ou d'une modification d'un niveau d'énergie vibrationnel à un autre, seront plus susceptibles de se produire, si les deux fonctions d'ondes vibrationnelles se superposent de manière significative. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_Franck-Condon ) The Franck–Condon principle (named for James Franck and Edward Condon) is a rule in spectroscopy and quantum chemistry that explains the intensity of vibronic transitions (the simultaneous changes in electronic and vibrational energy levels of a molecule due to the absorption or emission of a photon of the appropriate energy). The principle states that during an electronic transition, a change from one vibrational energy level to another will be more likely to happen if the two vibrational wave functions overlap more significantly. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Franck%E2%80%93Condon_principle ) Heisenberg's uncertainty principle principe d'incertitude de Heisenberg principe d'indétermination Principe incertitude Principe incertitudes Uncertainty principle principes d'incertitudes principes d'incertitudes de Heisenberg principes d'indéterminations uncertainty principles principe d'incertitude uncertainty principle En mécanique quantique, le principe d'incertitude ou, plus correctement, principe d'indétermination, aussi connu sous le nom de principe d'incertitude de Heisenberg, désigne toute inégalité mathématique affirmant qu'il existe une limite fondamentale à la précision avec laquelle il est possible de connaître simultanément deux propriétés physiques d'une même particule ; ces deux variables dites complémentaires peuvent être sa position et sa quantité de mouvement. Cette limite s'applique principalement aux objets microscopiques et devient négligeable pour les objets macroscopiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_d%27incertitude ) In quantum mechanics, the uncertainty principle (also known as Heisenberg's uncertainty principle) is any of a variety of mathematical inequalities asserting a fundamental limit to the accuracy with which the values for certain pairs of physical quantities of a particle, such as position, x, and momentum, p, can be predicted from initial conditions. Such variable pairs are known as complementary variables or canonically conjugate variables; and, depending on interpretation, the uncertainty principle limits to what extent such conjugate properties maintain their approximate meaning, as the mathematical framework of quantum physics does not support the notion of simultaneously well-defined conjugate properties expressed by a single value. The uncertainty principle implies that it is in general not possible to predict the value of a quantity with arbitrary certainty, even if all initial conditions are specified. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Uncertainty_principle ) Lagrange–d'Alembert principle principe de d'Alembert-Lagrange Lagrange principle Principe Lagrange principe de d'Alembert Lagrange principes de d'Alembert principes de d'Alembert Lagrange principes de d'Alembert-Lagrange D'Alembert's principle principe de d'Alembert Le principe de d'Alembert est un principe de mécanique analytique affirmant que l'ensemble des forces de contrainte d'un système ne travaille pas lors d'un déplacement virtuel. Ce principe a été énoncé, en des termes différents, en 1743 par Jean le Rond d'Alembert dans son Traité de dynamique ; il a ensuite été utilisé par Joseph-Louis Lagrange dans le développement de la mécanique analytique, notamment pour redémontrer en 1788 les équations d'Euler-Lagrange à partir du principe fondamental de la dynamique, sans passer par le principe de moindre action (méthode qui lui avait permis de les trouver en 1756). En fait, ce principe postule que, par exemple, la table sur laquelle est posé un objet est passive (n'oppose que des forces de réaction au corps) et ne va pas lui fournir une quelconque accélération ni énergie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_de_D%27Alembert ) D'Alembert's principle is another way of formulating Newton's second law of motion. The principle has been defined as "the negative of the product of mass times acceleration. If this force is added to the impressed force there is equilibrium, which means that the principle of virtual work is satisfied." It constitutes an extension of the principle of virtual work from static to dynamical systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/D%27Alembert%27s_principle ) principe de Maupertuis principle of least action principle of stationary action Least action principle Principe moindre action Principe moindres actions least action principle least action principles least-action principles principes de Maupertuis principes de moindres actions principles of least action principles of stationary action least-action principle principe de moindre action Le principe de moindre action est le principe physique selon lequel la dynamique d'une quantité physique (la position, la vitesse et l'accélération d'une particule, ou les valeurs d'un champ en tout point de l'espace, et leurs variations) peut se déduire à partir d'une unique grandeur appelée action en supposant que les valeurs dynamiques permettent à l'action d'avoir une valeur optimale entre deux instants donnés (la valeur est minimale quand les deux instants sont assez proches). La plupart des équations fondamentales de la physique peuvent être formulées à partir du principe de moindre action. C'est notamment le cas en mécanique classique, en électromagnétisme, en relativité générale et en théorie quantique des champs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_de_moindre_action ) The stationary-action principle – also known as the principle of least action – is a variational principle that, when applied to the action of a mechanical system, yields the equations of motion for that system. The principle states that the trajectories (i.e. the solutions of the equations of motion) are stationary points of the system's action functional. The term "least action" is a historical misnomer since the principle has no minimality requirement: the value of the action functional need not be minimal (even locally) on the trajectories. Least action refers to the absolute value of the action functional being minimized. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stationary-action_principle ) Pauli principle Principe Pauli principes d'exclusions de Pauli Pauli exclusion principle principe d'exclusion de Pauli En 19251, Wolfgang Pauli proposa un principe selon lequel les électrons appartenant à un même système ne peuvent pas se trouver simultanément dans le même état quantique. Par la suite, ce principe est généralisé à tout fermion ou particule de spin demi-entier. Les fermions comprennent des particules élémentaires telles que l'électron, le neutrino et les quarks, ainsi que des particules composées telles que les protons, les neutrons et certains noyau atomiques et atomes . Ce principe devint ensuite un théorème de la mécanique quantique relativiste, élaborée par Paul Dirac en 1930 : les particules de spin demi-entier sont des fermions et elles obéissent à la statistique de Fermi-Dirac, donc au principe d'exclusion de Pauli. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_d%27exclusion_de_Pauli ) In quantum mechanics, the Pauli exclusion principle states that two or more identical particles with half-integer spins (i.e. fermions) cannot occupy the same quantum state within a quantum system simultaneously. This principle was formulated by Austrian physicist Wolfgang Pauli in 1925 for electrons, and later extended to all fermions with his spin–statistics theorem of 1940. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pauli_exclusion_principle ) Principe variationnel Principe variationnels Variational principle principes variationnels variational principles principe variationnel variational principle Un principe variationnel est un principe physique s'exprimant sous une forme variationnelle et duquel, dans un domaine précis de la physique (mécanique, optique géométrique, électromagnétisme, etc), de nombreuses propriétés peuvent être déduites. Dans de nombreux cas, la résolution des équations se ramène à la recherche de géodésiques dans un espace approprié (en général l'espace des états du système physique étudié), sachant que ces géodésiques sont les extrémales d'une certaine intégrale représentant la longueur de l'arc joignant les points fixes dans cet espace abstrait. Les équations d'Euler-Lagrange sont l’archétype des méthodes utilisées pour résoudre les équations dans ce cadre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_variationnel ) In science and especially in mathematical studies, a variational principle is one that enables a problem to be solved using calculus of variations, which concerns finding functions that optimize the values of quantities that depend on those functions. For example, the problem of determining the shape of a hanging chain suspended at both ends—a catenary—can be solved using variational calculus, and in this case, the variational principle is the following: The solution is a function that minimizes the gravitational potential energy of the chain. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Variational_principle ) Probability Probabilité probabilities probabilités probability probabilité Le terme probabilité possède plusieurs sens : venu historiquement du latin probabilitas, il désigne l'opposé du concept de certitude ; il est également une évaluation du caractère probable d'un événement, c'est-à-dire qu'une valeur permet de représenter son degré de certitude ; récemment, la probabilité est devenue une science mathématique et est appelée théorie des probabilités ou plus simplement probabilités ; enfin une doctrine porte également le nom de probabilisme. La probabilité d'un événement est un nombre réel compris entre 0 et 1. Plus ce nombre est grand, plus le risque, ou la chance, que l'événement se produise est grand. L'étude scientifique des probabilités est relativement récente dans l'histoire des mathématiques. L'étude des probabilités a connu de nombreux développements depuis le XVIIIe siècle grâce à l'étude de l'aspect aléatoire et en partie imprévisible de certains phénomènes, en particulier les jeux de hasard. Ceux-ci ont conduit les mathématiciens à développer une théorie qui a ensuite eu des implications dans des domaines aussi variés que la météorologie, la finance ou la chimie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probabilit%C3%A9 ) In science, the probability of an event is a number that indicates how likely the event is to occur. It is expressed as a number in the range from 0 and 1, or, using percentage notation, in the range from 0% to 100%. The more likely it is that the event will occur, the higher its probability. The probability of an impossible event is 0; that of an event that is certain to occur is 1. The probabilities of two complementary events A and B – either A occurs or B occurs – add up to 1. A simple example is the tossing of a fair (unbiased) coin. If a coin is fair, the two possible outcomes ("heads" and "tails") are equally likely; since these two outcomes are complementary and the probability of "heads" equals the probability of "tails", the probability of each of the two outcomes equals 1/2 (which could also be written as 0.5 or 50%). These concepts have been given an axiomatic mathematical formalization in probability theory, a branch of mathematics that is used in areas of study such as statistics, mathematics, science, finance, gambling, artificial intelligence, machine learning, computer science and game theory to, for example, draw inferences about the expected frequency of events. Probability theory is also used to describe the underlying mechanics and regularities of complex systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Probability ) Conditional probability Probabilité conditionnelle Probabilité conditionnelles conditional probabilities probabilités conditionnelles conditional probability probabilité conditionnelle En théorie des probabilités, une probabilité conditionnelle est la probabilité d'un événement sachant qu'un autre événement a eu lieu. Par exemple, si une carte d'un jeu est tirée au hasard, on estime qu'il y a une chance sur quatre d'obtenir un cœur ; mais si on aperçoit un reflet rouge sur la table, il y a maintenant une chance sur deux d'obtenir un cœur. Cette seconde estimation correspond à la probabilité conditionnelle d'obtenir un cœur sachant que la carte est rouge. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probabilit%C3%A9_conditionnelle ) In probability theory, conditional probability is a measure of the probability of an event occurring, given that another event (by assumption, presumption, assertion or evidence) has already occurred. This particular method relies on event B occurring with some sort of relationship with another event A. In this event, the event B can be analyzed by a conditional probability with respect to A. If the event of interest is A and the event B is known or assumed to have occurred, "the conditional probability of A given B", or "the probability of A under the condition B", is usually written as P(A|B) or occasionally P_B(A). This can also be understood as the fraction of probability B that intersects with A : P (A ∣ B) = P(A ∩ B)/P(B). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conditional_probability ) Probabilité transition Probabilité transitions Transition probability probabilités de transitions transition probabilities probabilité de transition transition probability La probabilité qu'un système quantique fasse une transition d'un état initial donné vers un état final donné. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=transition+probability&formSubmit=Search&showAll=1 ) The probability that a quantum-mechanical system will make a transition from a given initial state to a given final state. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=transition+probability&formSubmit=Search&showAll=1 ) problème à deux corps two body problem Problème 2 corps Two body problem problèmes à 2 corps problèmes à deux corps two body problems two-body problems problème à 2 corps two-body problem Le problème à deux corps est un modèle théorique important en mécanique, qu'elle soit classique ou quantique, dans lequel sont étudiés les mouvements de deux corps assimilés à des points matériels en interaction mutuelle (conservative), le système global étant considéré comme isolé. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probl%C3%A8me_%C3%A0_deux_corps ) The two-body problem is the problem of finding the positions and velocities of two massive bodies that attract each other gravitationally, given their masses, positions, and velocities at some initial time. It was first solved by Isaac Newton, who showed mathematically that the orbit of one body about another was either an ellipse, a parabola, or a hyperbola (see conic sections), and that the center of mass of the system moved with constant velocity. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/two-body_problem.html ) problème à trois corps three body problem Problème 3 corps Three body problem problèmes à 3 corps problèmes à trois corps three body problems three-body problems problème à 3 corps three-body problem Le problème à trois corps est le problème mathématique de la recherche des positions et des vitesses de trois corps massifs, qui interagissent gravitationnellement les uns avec les autres, à tout moment du futur ou du passé, compte tenu de leurs positions, masses et vitesses actuelles. Un exemple serait de résoudre complètement le comportement du système Soleil-Jupiter-Saturn, ou celui de trois étoiles en orbites mutuelles. C'est un exercice beaucoup plus difficile que le problème à deux corps. En fait, comme l'a montré Henri Poincaré et d'autres, le problème à trois corps est impossible à résoudre dans le cas général; autrement dit, étant donné trois corps dans une configuration aléatoire, le mouvement résultant se révèle presque toujours chaotique: personne ne peut prédire précisément quels chemins ces corps suivraient. Cependant, le problème devient intégrable dans certains cas particuliers. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/three-body_problem.html ) The three-body problem is the mathematical problem of finding the positions and velocities of three massive bodies, which are interacting with each other gravitationally, at any point in the future or the past, given their present positions, masses, and velocities. An example would be to completely solve the behavior of the Sun-Jupiter-Saturn system, or that of three mutually orbiting stars. It is a vastly more difficult exercise than the two-body problem. In fact, as Henri Poincaré and others showed, the three-body problem is impossible to solve in the general case; that is, given three bodies in a random configuration, the resulting motion nearly always turns out to be chaotic: no one can predict precisely what paths those bodies would follow. However, the problem becomes tractable in certain special cases. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/three-body_problem.html ) circular three body problem problème à trois corps circulaire Circular three body problem Problème 3 corps circulaire Problème 3 corps circulaires circular three body problems circular three-body problems problèmes à 3 corps circulaires problèmes à trois corps circulaires circular three-body problem problème à 3 corps circulaire problème à trois corps circulaire restreint restricted circular three body problem Problème 3 corps circulaire restreint Problème 3 corps circulaires restreints Restricted circular three body problem problèmes à 3 corps circulaires restreints problèmes à trois corps circulaires restreints restricted circular three body problems restricted circular three-body problems problème à 3 corps circulaire restreint restricted circular three-body problem elliptic three body problem elliptic three-body problem elliptical three body problem problème à trois corps elliptique Elliptical three body problem Problème 3 corps elliptique Problème 3 corps elliptiques elliptic three body problems elliptic three-body problems elliptical three body problems elliptical three-body problems problèmes à 3 corps elliptiques problèmes à trois corps elliptiques elliptical three-body problem problème à 3 corps elliptique problème à trois corps elliptique restreint restricted elliptic three body problem restricted elliptic three-body problem restricted elliptical three body problem Problème 3 corps elliptique restreint Problème 3 corps elliptiques restreints Restricted elliptical three body problem problèmes à 3 corps elliptiques restreints problèmes à trois corps elliptiques restreints restricted elliptic three body problems restricted elliptic three-body problems restricted elliptical three body problems restricted elliptical three-body problems problème à 3 corps elliptique restreint restricted elliptical three-body problem planar three body problem problème à trois corps plan Planar three body problem Problème 3 corps plan Problème 3 corps plans planar three body problems planar three-body problems problèmes à 3 corps plans problèmes à trois corps plans planar three-body problem problème à 3 corps plan problème à trois corps restreint restricted three body problem Problème 3 corps restreint Problème 3 corps restreints Restricted three body problem problèmes à 3 corps restreints problèmes à trois corps restreints restricted three body problems restricted three-body problems problème à 3 corps restreint restricted three-body problem four body problem problème à quatre corps Four body problem Problème 4 corps four body problems four-body problems problèmes à 4 corps problèmes à quatres corps four-body problem problème à 4 corps circular restricted four body problem problème à quatre corps circulaire restreint Circular restricted four body problem Problème 4 corps circulaire restreint Problème 4 corps circulaires restreints circular restricted four body problems circular restricted four-body problems problèmes à 4 corps circulaires restreints problèmes à quatres corps circulaires restreints circular restricted four-body problem problème à 4 corps circulaire restreint problème à quatre corps restreint restricted four body problem Problème 4 corps restreint Problème 4 corps restreints Restricted four body problem problèmes à 4 corps restreints problèmes à quatres corps restreints restricted four body problems restricted four-body problems problème à 4 corps restreint restricted four-body problem Problème Cauchy problèmes de Cauchy Cauchy problem problème de Cauchy En analyse, un problème de Cauchy est un problème constitué d'une équation différentielle dont on recherche une solution vérifiant une certaine condition initiale. Cette condition peut prendre plusieurs formes selon la nature de l'équation différentielle. Pour une condition initiale adaptée à la forme de l'équation différentielle, le théorème de Cauchy-Lipschitz assure l'existence et l'unicité d'une solution au problème de Cauchy. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probl%C3%A8me_de_Cauchy ) A Cauchy problem in mathematics asks for the solution of a partial differential equation that satisfies certain conditions that are given on a hypersurface in the domain. A Cauchy problem can be an initial value problem or a boundary value problem (for this case see also Cauchy boundary condition). It is named after Augustin-Louis Cauchy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cauchy_problem ) Problème Dirichlet problèmes de Dirichlet Dirichlet problem problème de Dirichlet En mathématiques, le problème de Dirichlet est de trouver une fonction harmonique définie sur un ouvert Ω de R^ n prolongeant une fonction continue définie sur la frontière de l'ouvert Ω. Ce problème porte le nom du mathématicien allemand Johann Peter Gustav Lejeune Dirichlet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probl%C3%A8me_de_Dirichlet ) In mathematics, a Dirichlet problem is the problem of finding a function which solves a specified partial differential equation (PDE) in the interior of a given region that takes prescribed values on the boundary of the region. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dirichlet_problem ) Free boundary problem Problème frontière libre Problème frontières libres free boundary problems problèmes aux frontières libres free boundary problem problème aux frontières libres En mathématiques, un problème à frontière libre est une équation aux dérivées partielles à résoudre à la fois pour une fonction inconnue u et un domaine inconnu Ω. Le segment Γ de la limite Ω qui n'est pas connu au début du problème est la frontière libre. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Free_boundary_problem ) In mathematics, a free boundary problem (FB problem) is a partial differential equation to be solved for both an unknown function u and an unknown domain Ω . The segment Γ of the boundary of Ω which is not known at the outset of the problem is the free boundary. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Free_boundary_problem ) Problème Kepler problèmes de Kepler Kepler problem problème de Kepler En mécanique classique, le problème de Kepler est un cas particulier du problème à deux corps, dans lequel les deux corps interagissent par une force centrale F qui varie en grandeur comme l'inverse du carré de la distance r entre eux. La force peut être attractive ou répulsive. Le problème est de trouver la position ou la vitesse des deux corps au fil du temps étant donné leurs masses, positions et vitesses. En utilisant la mécanique classique, la solution peut être exprimée comme une orbite de Kepler à l'aide de six éléments orbitaux. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_problem ) In classical mechanics, the Kepler problem is a special case of the two-body problem, in which the two bodies interact by a central force F that varies in strength as the inverse square of the distance r between them. The force may be either attractive or repulsive. The problem is to find the position or speed of the two bodies over time given their masses, positions, and velocities. Using classical mechanics, the solution can be expressed as a Kepler orbit using six orbital elements. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_problem ) many body problem n body problem problème à plusieurs corps N body problem Problème n corps many body problems n body problems n-body problems problèmes à n corps problèmes à plusieurs corps n-body problem problème à n corps Le problème à N corps est un problème de mécanique céleste consistant à déterminer les trajectoires d'un ensemble de N corps s'attirant mutuellement ; plus précisément, il s'agit de résoudre les équations du mouvement de Newton pour N corps interagissant gravitationnellement, connaissant leurs masses ainsi que leurs positions et vitesses initiales. Le cas N = 2 (problème à deux corps) a été résolu par Newton, mais dès N = 3 (problème à trois corps) apparaissent des solutions essentiellement impossibles à expliciter, car sensibles aux conditions initiales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probl%C3%A8me_%C3%A0_N_corps ) In physics, the n-body problem is the problem of predicting the individual motions of a group of celestial objects interacting with each other gravitationally. Solving this problem has been motivated by the desire to understand the motions of the Sun, Moon, planets, and visible stars. In the 20th century, understanding the dynamics of globular cluster star systems became an important n-body problem. The n-body problem in general relativity is considerably more difficult to solve due to additional factors like time and space distortions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/N-body_problem ) restricted n body problem Problème n corps restreint Problème n corps restreints Restricted N body problem problèmes à n corps restreints restricted n body problems restricted n-body problems problème à n corps restreint restricted n-body problem Neumann problem Problème Neumann conditions aux limites de Neumann Neumann boundary condition condition aux limites de Neumann En mathématiques, une condition aux limites de Neumann (nommée d'après Carl Neumann) est imposée à une équation différentielle ou à une équation aux dérivées partielles lorsque l'on spécifie les valeurs des dérivées que la solution doit vérifier sur les frontières/limites du domaine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Condition_aux_limites_de_Neumann ) In mathematics, the Neumann (or second-type) boundary condition is a type of boundary condition, named after Carl Neumann.] When imposed on an ordinary or a partial differential equation, the condition specifies the values of the derivative applied at the boundary of the domain. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Neumann_boundary_condition ) Riemannian problem Problème Riemann problèmes de Riemann Riemann problem problème de Riemann En mathématiques, un problème de Riemann, du nom de Bernhard Riemann, désigne un problème à donnée initiale composé d'un système d'équations d'évolution hyperboliques et d'une donnée initiale constante par morceaux n'ayant qu'une seule discontinuité. Les problèmes de Riemann fournissent des solutions explicites à des équations non linéaires complexes, comme les équations d'Euler, et sont ainsi très utiles pour comprendre le comportement général des solutions de telles équations. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probl%C3%A8me_de_Riemann ) A Riemann problem, named after Bernhard Riemann, is a specific initial value problem composed of a conservation equation together with piecewise constant initial data which has a single discontinuity in the domain of interest. The Riemann problem is very useful for the understanding of equations like Euler conservation equations because all properties, such as shocks and rarefaction waves, appear as characteristics in the solution. It also gives an exact solution to some complex nonlinear equations, such as the Euler equations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemann_problem ) Problème Stefan Stefan problem problèmes de Stefan stefan problems problème de Stefan stefan problem En mathématiques et ses applications, en particulier pour les transitions de phase dans la matière, le problème de Stefan est un type particulier de problème aux valeurs limites pour un système d'équations aux dérivées partielles (PDE), dans lesquelles la frontière entre les phases peut se déplacer avec le temps. Le problème classique de Stefan vise à décrire l'évolution de la frontière entre deux phases d'un matériau subissant un changement de phase, par exemple la fusion d'un solide, comme la glace en eau. Ceci est accompli en résolvant les équations thermiques dans les deux régions, sous réserve des conditions aux limites et initiales données. À l'interface entre les phases (dans le problème classique), la température est définie sur la température du changement de phase. Pour fermer le système mathématique une autre équation, la condition Stefan, est requise. Il s'agit d'un bilan énergétique qui définit la position de l'interface mobile. Notez que cette frontière évolutive est une surface (hyper-) inconnue; par conséquent, les problèmes de Stefan sont des exemples de problèmes de limites libres. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Stefan_problem ) In mathematics and its applications, particularly to phase transitions in matter, a Stefan problem is a particular kind of boundary value problem for a system of partial differential equations (PDE), in which the boundary between the phases can move with time. The classical Stefan problem aims to describe the evolution of the boundary between two phases of a material undergoing a phase change, for example the melting of a solid, such as ice to water. This is accomplished by solving heat equations in both regions, subject to given boundary and initial conditions. At the interface between the phases (in the classical problem) the temperature is set to the phase change temperature. To close the mathematical system a further equation, the Stefan condition, is required. This is an energy balance which defines the position of the moving interface. Note that this evolving boundary is an unknown (hyper-)surface; hence, Stefan problems are examples of free boundary problems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stefan_problem ) Stokes boundary layer Stokes second problem oscillating boundary layer Problème Stokes oscillating boundary layers problèmes de Stokes Stokes problem problème de Stokes En dynamique des fluides, le problème de Stokes également connu sous le nom de deuxième problème de Stokes ou parfois appelé couche limite de Stokes ou couche limite oscillante est un problème de détermination de l'écoulement créé par une surface solide oscillante, du nom de Sir George Stokes. Ceci est considéré comme l'un des problèmes instables les plus simples qui ont une solution exacte pour les équations de Navier-Stokes. Dans les écoulements turbulents, ceci est toujours nommé une couche limite de Stokes, mais il faut maintenant s'appuyer sur des expériences, des simulations numériques ou des méthodes approximatives afin d'obtenir des informations utiles sur les écoulements. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Stokes_problem ) In fluid dynamics, Stokes problem also known as Stokes second problem or sometimes referred to as Stokes boundary layer or Oscillating boundary layer is a problem of determining the flow created by an oscillating solid surface, named after Sir George Stokes. This is considered one of the simplest unsteady problem that have exact solution for the Navier-Stokes equations. In turbulent flow, this is still named a Stokes boundary layer, but now one has to rely on experiments, numerical simulations or approximate methods in order to obtain useful information on the flow. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stokes_problem ) Initial value problem Problème valeur initiale Problème valeurs initiales initial value problems problèmes aux valeurs initiales initial value problem problème aux valeurs initiales En calcul multivariable, un problème aux valeurs initiales est une équation différentielle ordinaire avec une condition initiale qui spécifie la valeur de la fonction inconnue à un point donné du domaine. La modélisation d'un système en physique ou d'autres sciences constitue fréquemment la résolution d'un problème aux valeurs initiales. Dans ce contexte, la valeur initiale différentielle est une équation qui spécifie comment le système évolue avec le temps compte tenu des conditions initiales du problème. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Initial_value_problem ) In multivariable calculus, an initial value problem (IVP) is an ordinary differential equation together with an initial condition which specifies the value of the unknown function at a given point in the domain. Modeling a system in physics or other sciences frequently amounts to solving an initial value problem. In that context, the differential initial value is an equation which specifies how the system evolves with time given the initial conditions of the problem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Initial_value_problem ) problème aux limites Boundary value problem Problème valeur limite Problème valeurs limites boundary value problems problèmes aux limites problèmes aux valeurs limites boundary value problem problème aux valeurs limites En analyse, un problème aux limites est constitué d'une équation différentielle (ou plus généralement aux dérivées partielles) dont on recherche une solution prenant de plus des valeurs imposées en des limites du domaine de résolution. Contrairement au problème analogue dit de Cauchy, où une ou plusieurs conditions en un même endroit sont imposées (typiquement la valeur de la solution et de ses dérivées successives en un point), auquel le théorème de Cauchy-Lipschitz apporte une réponse générale, les problèmes aux limites sont souvent des problèmes difficiles, et dont la résolution peut à chaque fois conduire à des considérations différentes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Probl%C3%A8me_aux_limites ) In mathematics, in the field of differential equations, a boundary value problem is a differential equation together with a set of additional constraints, called the boundary conditions. A solution to a boundary value problem is a solution to the differential equation which also satisfies the boundary conditions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Boundary_value_problem ) adiabatic approximation adiabatic transformation approximation adiabatique transformation adiabatique Adiabatic processes Processus adiabatique Processus adiabatiques adiabatic approximations adiabatic processes adiabatic transformations approximations adiabatiques processus adiabatiques transformations adiabatiques adiabatic process processus adiabatique En thermodynamique, un processus adiabatique est une transformation effectuée sans qu'aucun transfert thermique n'intervienne entre le système étudié et son environnement, c'est-à-dire sans échange de chaleur entre les deux milieux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_adiabatique ) In thermodynamics, an adiabatic process (Greek: adiábatos, "impassable") is a type of thermodynamic process that occurs without transferring heat or mass between the thermodynamic system and its environment. Unlike an isothermal process, an adiabatic process transfers energy to the surroundings only as work. As a key concept in thermodynamics, the adiabatic process supports the theory that explains the first law of thermodynamics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Adiabatic_process ) ARMA model ARMA process autoregressive-moving-average process modèle de Box-Jenkins processus ARMA Autoregressive moving average processes Processus ARMA autoregressive moving average model autoregressive moving average models autoregressive moving average process autoregressive moving average processes autoregressive-moving-average models autoregressive-moving-average processes modèle de Box Jenkins modèles de Box Jenkins modèles de Box-Jenkins Modèle ARMA autoregressive-moving-average model En statistique, les modèles ARMA (modèles autorégressifs et moyenne mobile), ou aussi modèle de Box-Jenkins, sont les principaux modèles de séries temporelles. Étant donné une série temporelle X_t, le modèle ARMA est un outil pour comprendre et prédire, éventuellement, les valeurs futures de cette série. Le modèle est composé de deux parties : une part autorégressive (AR) et une part moyenne-mobile (MA). Le modèle est généralement noté ARMA(p,q), où p est l'ordre de la partie AR et q l'ordre de la partie MA. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/ARMA ) In the statistical analysis of time series, autoregressive–moving-average (ARMA) models provide a parsimonious description of a (weakly) stationary stochastic process in terms of two polynomials, one for the autoregression (AR) and the second for the moving average (MA). The general ARMA model was described in the 1951 thesis of Peter Whittle, Hypothesis testing in time series analysis, and it was popularized in the 1970 book by George E. P. Box and Gwilym Jenkins. Given a time series of data X_t, the ARMA model is a tool for understanding and, perhaps, predicting future values in this series. The AR part involves regressing the variable on its own lagged (i.e., past) values. The MA part involves modeling the error term as a linear combination of error terms occurring contemporaneously and at various times in the past. The model is usually referred to as the ARMA(p,q) model where p is the order of the AR part and q is the order of the MA part (as defined below). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Autoregressive%E2%80%93moving-average_model ) selfsimilar process Processus autosimilaire Processus autosimilaires Self similar process processus autosimilaires self similar process self similar processes self-similar processes selfsimilar processes processus autosimilaire self-similar process Les processus auto-similaires sont des types de processus stochastiques qui présentent le phénomène de l'auto-similitude. Un phénomène auto-similaire se comporte de la même manière lorsqu'il est vu à différents degrés de grossissement, ou différentes échelles sur une dimension (espace ou temps). Les processus auto-similaires peuvent parfois être décrits à l'aide de distributions à queue forte, également connues sous le nom de distributions à longue queue. Des exemples de tels processus comprennent les processus de trafic, tels que les temps d'inter-arrivée des paquets et les longueurs de rafale. Les processus auto-similaires peuvent présenter une dépendance à long terme. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Self-similar_process ) Self-similar processes are types of stochastic processes that exhibit the phenomenon of self-similarity. A self-similar phenomenon behaves the same when viewed at different degrees of magnification, or different scales on a dimension (space or time). Self-similar processes can sometimes be described using heavy-tailed distributions, also known as long-tailed distributions. Examples of such processes include traffic processes, such as packet inter-arrival times and burst lengths. Self-similar processes can exhibit long-range dependency. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Self-similar_process ) Branching process Processus branchement Processus branchements branching processes processus de branchements branching process processus de branchement En théorie des probabilités, un processus de branchement est un processus stochastique formé par une collection de variables aléatoires. Les variables aléatoires d'un processus stochastique sont indexées par les nombres entiers naturels. Les processus de branchement ont été développés en premier lieu pour décrire une population dans laquelle chaque individu de la génération n produit un nombre aléatoire d'individus dans la génération n + 1. Par exemple, une population de bactéries dans laquelle chaque individu, indépendamment des autres, produit un nombre aléatoire de descendants à chaque pas de temps. Les processus de branchement peuvent aussi être utilisés pour modéliser d'autres systèmes avec des dynamiques similaires, par exemple la propagation de noms de familles dans une généalogie ou de neutrons dans un réacteur nucléaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_de_branchement ) In probability theory, a branching process is a type of mathematical object known as a stochastic process, which consists of collections of random variables. The random variables of a stochastic process are indexed by the natural numbers. The original purpose of branching processes was to serve as a mathematical model of a population in which each individual in generation n produces some random number of individuals in generation n + 1, according, in the simplest case, to a fixed probability distribution that does not vary from individual to individual. Branching processes are used to model reproduction; for example, the individuals might correspond to bacteria, each of which generates 0, 1, or 2 offspring with some probability in a single time unit. Branching processes can also be used to model other systems with similar dynamics, e.g., the spread of surnames in genealogy or the propagation of neutrons in a nuclear reactor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Branching_process ) Empirical process Processus empirique Processus empiriques empirical processes processus empiriques empirical process processus empirique En probabilités, le processus empirique est un processus stochastique qui s'exprime en fonction de la proportion d'objets appartenant à un certain ensemble. Ce processus fait intervenir les déviations d'une statistique autour de sa moyenne et sera donc utile dans l'étude de la plupart d'entre elles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_empirique ) In probability theory, an empirical process is a stochastic process that describes the proportion of objects in a system in a given state. For a process in a discrete state space a population continuous time Markov chain or Markov population model is a process which counts the number of objects in a given state (without rescaling). In mean field theory, limit theorems (as the number of objects becomes large) are considered and generalise the central limit theorem for empirical measures. Applications of the theory of empirical processes arise in non-parametric statistics (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Empirical_process ) Ergodic process Processus ergodique Processus ergodiques ergodic processes processus ergodiques ergodic process processus ergodique Un processus ergodique est un processus stochastique pour lequel les statistiques peuvent être approchées par l'étude d'une seule réalisation suffisamment longue. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_ergodique ) In physics, statistics, econometrics and signal processing, a stochastic process is said to be in an ergodic regime if an observable's ensemble average equals the time average. In this regime, any collection of random samples from a process must represent the average statistical properties of the entire regime. Conversely, a process that is not in ergodic regime is said to be in non-ergodic regime. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ergodic_process ) processus de Gauss Processus Gauss processus gaussiens Gaussian process processus gaussien En théorie des probabilités et en statistiques, un processus gaussien est un processus stochastique (une collection de variables aléatoires avec un index temporel ou spatial) de telle sorte que chaque collection finie de ces variables aléatoires suit une loi normale multidimensionnelle ; c'est-à-dire que chaque combinaison linéaire est normalement distribuée. La distribution d'un processus gaussien est la loi jointe de toutes ces variables aléatoires. Ses réalisations sont donc des fonctions avec un domaine continu. Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_gaussien ) In probability theory and statistics, a Gaussian process is a stochastic process (a collection of random variables indexed by time or space), such that every finite collection of those random variables has a multivariate normal distribution, i.e. every finite linear combination of them is normally distributed. The distribution of a Gaussian process is the joint distribution of all those (infinitely many) random variables, and as such, it is a distribution over functions with a continuous domain, e.g. time or space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gaussian_process ) Irreversible process Processus irréversible Processus irréversibles irreversible processes processus irréversibles irreversible process processus irréversible En science, un processus qui n'est pas réversible est appelé irréversible. Ce concept survient fréquemment enthermodynamique. Tous les processus naturels complexes sont irréversibles, bien qu'une transition de phase à la température de coexistence (par exemple la fusion des glaçons dans l'eau) soit bien approximée comme réversible. En thermodynamique, un changement dans l'état thermodynamique d'un système et tout son environnement ne peut pas être restauré avec précision à son état initial par des changements infinitésimaux dans certaines propriétés du système sans dépense d'énergie. Un système qui subit un processus irréversible peut cependant être capable de retourner à son état initial. Parce que l'entropie est une fonction d'état, le changement d'entropie du système est le même que le processus soit réversible ou irréversible. Cependant, l'impossibilité se produit dans la restauration de l'environnement dans ses propres conditions initiales. Un processus irréversible augmente l'entropie totale du système et de son environnement. La deuxième loi de la thermodynamique peut être utilisée pour déterminer si un processus hypothétique est réversible ou non. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Irreversible_process ) In science, a process that is not reversible is called irreversible. This concept arises frequently in thermodynamics. All complex natural processes are irreversible, although a phase transition at the coexistence temperature (e.g. melting of ice cubes in water) is well approximated as reversible. In thermodynamics, a change in the thermodynamic state of a system and all of its surroundings cannot be precisely restored to its initial state by infinitesimal changes in some property of the system without expenditure of energy. A system that undergoes an irreversible process may still be capable of returning to its initial state. Because entropy is a state function, the change in entropy of the system is the same whether the process is reversible or irreversible. However, the impossibility occurs in restoring the environment to its own initial conditions. An irreversible process increases the total entropy of the system and its surroundings. The second law of thermodynamics can be used to determine whether a hypothetical process is reversible or not. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Irreversible_process ) Isentropic processes Processus isentropique Processus isentropiques isentropic processes processus isentropiques isentropic process processus isentropique En thermodynamique, un processus isentropique est un processus thermodynamique au cours duquel l'entropie du système étudié reste constante. La constance de l'entropie peut être obtenue par un processus idéal qui est à la fois adiabatique et réversible. Les transferts d'énergie par travail doivent alors être sans frottement et il ne doit y avoir ni transfert d'énergie thermique (chaleur) ni transfert de matière. Un tel processus idéal est utile en ingénierie pour modéliser certains processus réels. Néanmoins, une transformation sans changement d'entropie peut également être obtenue si le travail échangé par le système comprend des frottements internes au système (ce serait donc un processus irréversible) mais si, lors de cette transformation, de l'énergie thermique est retirée du système pour compenser le frottement interne, de manière à laisser l'entropie inchangée. Dans ce deuxième cas, le mot "isentropique" est utilisé au sens étymologique (= sans changement d’entropie), et n'est pas compatible avec la première définition. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_isentropique ) In thermodynamics, an isentropic process is an idealized thermodynamic process that is both adiabatic and reversible. The work transfers of the system are frictionless, and there is no net transfer of heat or matter. Such an idealized process is useful in engineering as a model of and basis of comparison for real processes. This process is idealized because reversible processes do not occur in reality; thinking of a process as both adiabatic and reversible would show that the initial and final entropies are the same, thus, the reason it is called isentropic (entropy does not change). Thermodynamic processes are named based on the effect they would have on the system (ex. isovolumetric: constant volume, isenthalpic: constant enthalpy). Even though in reality it is not necessarily possible to carry out an isentropic process, some may be approximated as such. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Isentropic_process ) Isothermal processes Processus isotherme Processus isothermes isothermal processes processus isothermes isothermal process processus isotherme Un processus isotherme est en thermodynamique une transformation chimique ou physique d'un système au cours de laquelle la température du système est constante et uniforme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_isotherme ) In thermodynamics, an isothermal process is a type of thermodynamic process in which the temperature T of a system remains constant: ΔT = 0. This typically occurs when a system is in contact with an outside thermal reservoir, and a change in the system occurs slowly enough to allow the system to be continuously adjusted to the temperature of the reservoir through heat exchange (see quasi-equilibrium). In contrast, an adiabatic process is where a system exchanges no heat with its surroundings (Q = 0). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Isothermal_process ) Lévy dynamics Lévy flight Lévy walk Processus Lévy Lévy process processus de Lévy En théorie des probabilités, un processus de Lévy, nommé d'après le mathématicien français Paul Lévy, est un processus stochastique en temps continu, continu à droite limité à gauche (càdlàg), partant de 0, dont les accroissements sont stationnaires et indépendants. Les exemples les plus connus sont le processus de Wiener et le processus de Poisson. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_de_L%C3%A9vy ) In probability theory, a Lévy process, named after the French mathematician Paul Lévy, is a stochastic process with independent, stationary increments: it represents the motion of a point whose successive displacements are random, in which displacements in pairwise disjoint time intervals are independent, and displacements in different time intervals of the same length have identical probability distributions. A Lévy process may thus be viewed as the continuous-time analog of a random walk. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/L%C3%A9vy_process ) Markovian process Processus Markov Markov process processus de Markov En mathématiques, un processus de Markov est un processus stochastique possédant la propriété de Markov. Dans un tel processus, la prédiction du futur à partir du présent n'est pas rendue plus précise par des éléments d'information concernant le passé. Les processus de Markov portent le nom de leur inventeur, Andreï Markov. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_de_Markov ) A Markov chain or Markov process is a stochastic model describing a sequence of possible events in which the probability of each event depends only on the state attained in the previous event. Informally, this may be thought of as, "What happens next depends only on the state of affairs now." A countably infinite sequence, in which the chain moves state at discrete time steps, gives a discrete-time Markov chain (DTMC). A continuous-time process is called a continuous-time Markov chain (CTMC). It is named after the Russian mathematician Andrey Markov. Markov processes are the basis for general stochastic simulation methods known as Markov chain Monte Carlo, which are used for simulating sampling from complex probability distributions, and have found application in Bayesian statistics, thermodynamics, statistical mechanics, physics, chemistry, economics, finance, signal processing, information theory and speech processing. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Markov_chain ) Ornstein Uhlenbeck process Processus Ornstein Uhlenbeck processus d'Ornstein Uhlenbeck Ornstein-Uhlenbeck process processus d'Ornstein-Uhlenbeck En mathématiques, le processus d'Ornstein - Uhlenbeck est un processus stochastique avec des applications en mathématiques financières et en sciences physiques. Son application originale en physique était comme modèle de vitesse d'une particule brownienne massive sous l'influence du frottement. Il porte le nom de Leonard Ornstein et George Eugene Uhlenbeck. Le processus d'Ornstein - Uhlenbeck est un processus stationnaire de Gauss-Markov, ce qui signifie qu'il s'agit d'un processus gaussien, d'un processus de Markov, et est temporellement homogène. En fait, c'est le seul processus non trivial qui satisfait à ces trois conditions, jusqu'à permettre des transformations linéaires de l'espace et des variables temporelles. Au fil du temps, le processus a tendance à dériver vers sa fonction moyenne: un tel processus est appelé réversion moyenne. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Ornstein%E2%80%93Uhlenbeck_process ) In mathematics, the Ornstein–Uhlenbeck process is a stochastic process with applications in financial mathematics and the physical sciences. Its original application in physics was as a model for the velocity of a massive Brownian particle under the influence of friction. It is named after Leonard Ornstein and George Eugene Uhlenbeck. The Ornstein–Uhlenbeck process is a stationary Gauss–Markov process, which means that it is a Gaussian process, a Markov process, and is temporally homogeneous. In fact, it is the only nontrivial process that satisfies these three conditions, up to allowing linear transformations of the space and time variables. Over time, the process tends to drift towards its mean function: such a process is called mean-reverting. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ornstein%E2%80%93Uhlenbeck_process ) Poisson point process Processus Poisson Poisson process processus de Poisson Un processus de Poisson, nommé d'après le mathématicien français Siméon Denis Poisson et la loi du même nom, est un processus de comptage classique dont l'équivalent discret est la somme d'un processus de Bernoulli. C'est le plus simple et le plus utilisé des processus modélisant une file d'attente. C'est un processus de Markov, et même le plus simple des processus de naissance et de mort (ici un processus de naissance pur). Les moments de sauts d'un processus de Poisson forment un processus ponctuel qui est déterminantal pour la mesure de Lebesgue avec un noyau constant K ( x , y ) = λ 1_( x = y) . (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_de_Poisson ) In probability, statistics and related fields, a Poisson point process is a type of random mathematical object that consists of points randomly located on a mathematical space. The Poisson point process is often called simply the Poisson process, but it is also called a Poisson random measure, Poisson random point field or Poisson point field. This point process has convenient mathematical properties, which has led to its being frequently defined in Euclidean space and used as a mathematical model for seemingly random processes in numerous disciplines such as astronomy, biology, ecology, geology, seismology, physics, economics, image processing, and telecommunications. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poisson_point_process ) molecular processes processus moléculaires molecular process processus moléculaire Point process Processus ponctuel Processus ponctuels point processes processus ponctuels point process processus ponctuel En probabilité et statistique, un processus ponctuel est un type particulier de processus stochastique pour lequel une réalisation est un ensemble de points isolés du temps et/ou de l'espace. Par exemple, la position des arbres dans une forêt peut être modélisée comme la réalisation d'un processus ponctuel. Les processus ponctuels sont des objets très étudiés en probabilité et en statistique pour représenter et analyser des données spatialisées qui interviennent dans une multitude de domaines telle que l'écologie, l'astronomie, l'épidémiologie, la géographie, la sismologie, les télécommunications, la science des matériaux et beaucoup d'autres. Le cas particulier des processus ponctuels sur la droite réelle est très étudié, la connaissance de la distance entre deux points consécutifs caractérisant le processus. Ce type de processus ponctuel est très utilisé pour modéliser des événements aléatoires dans le temps, tels que l'arrivée d'un client (théorie des files d'attente), l'impulsion d'un neurone... (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_ponctuel ) In statistics and probability theory, a point process or point field is a collection of mathematical points randomly located on a mathematical space such as the real line or Euclidean space. Point processes can be used for spatial data analysis, which is of interest in such diverse disciplines as forestry, plant ecology, epidemiology, geography, seismology, materials science, astronomy, telecommunications, computational neuroscience, economics and others. There are different mathematical interpretations of a point process, such as a random counting measure or a random set. Some authors regard a point process and stochastic process as two different objects such that a point process is a random object that arises from or is associated with a stochastic process, though it has been remarked that the difference between point processes and stochastic processes is not clear. Others consider a point process as a stochastic process, where the process is indexed by sets of the underlying space on which it is defined, such as the real line or n-dimensional Euclidean space. Other stochastic processes such as renewal and counting processes are studied in the theory of point processes. Sometimes the term "point process" is not preferred, as historically the word "process" denoted an evolution of some system in time, so point process is also called a random point field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Point_process ) physical processes processus physiques physical process processus physique rapid neutron-capture process Processus r r process r processes r-processes rapid neutron capture process rapid neutron capture processes rapid neutron-capture processes processus r r-process Le processus r est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'environ la moitié des éléments chimiques de numéro atomique supérieur à celui du fer, l'autre moitié étant produite par le processus p et le processus s. La lettre r signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique rapide, sous un flux neutronique très élevé, qui permet de produire, généralement à partir des éléments du pic du fer, des noyaux atomiques plus massifs en aggégeant des nucléons à partir des neutrons incidents avant que ces noyaux n'aient le temps de se désintégrer, le plus souvent par radioactivité β–. Cette nucléosynthèse se poursuit jusqu'à la limite de stabilité de nucléides de plus en plus riches en neutrons, limite résultant des propriétés de la force nucléaire assurant la cohésion des nucléons dans les noyaux atomiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_r ) In nuclear astrophysics, the rapid neutron-capture process, also known as the r-process, is a set of nuclear reactions that is responsible for the creation of approximately half of the atomic nuclei heavier than iron, the "heavy elements", with the other half produced by the p-process and s-process. The r-process usually synthesizes the most neutron-rich stable isotopes of each heavy element. The r-process can typically synthesize the heaviest four isotopes of every heavy element, and the two heaviest isotopes, which are referred to as r-only nuclei, can be created via the r-process only. Abundance peaks for the r-process occur near mass numbers A = 82 (elements Se, Br, and Kr), A = 130 (elements Te, I, and Xe) and A = 196 (elements Os, Ir, and Pt). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/R-process ) Processus réversible Processus réversibles Reversible processes processus réversibles reversible processes processus réversible reversible process En thermodynamique, un processus réversible est un processus, impliquant un système et son environnement, dont la direction peut être inversée par des changements infinitésimaux dans certaines propriétés de l'environnement, telles que la pression ou la température. Tout au long d'un processus réversible, le système est en équilibre thermodynamique, à la fois physique et chimique, et pratiquement équilibre de pression et de température avec son environnement. Cela empêche les forces déséquilibrées et l'accélération des limites du système en mouvement, ce qui évite à son tour les frottements et d'autres dissipations. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Reversible_process_(thermodynamics) ) In thermodynamics, a reversible process is a process, involving a system and its surroundings, whose direction can be reversed by infinitesimal changes in some properties of the surroundings, such as pressure or temperature. Throughout an entire reversible process, the system is in thermodynamic equilibrium, both physical and chemical, and nearly in pressure and temperature equilibrium with its surroundings. This prevents unbalanced forces and acceleration of moving system boundaries, which in turn avoids friction and other dissipation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Reversible_process_(thermodynamics) ) slow neutron-capture process Processus s s process s processes s-processes slow neutron capture process slow neutron capture processes slow neutron-capture processes processus s s-process Le processus s est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'environ la moitié des éléments chimiques de numéro atomique supérieur à celui du fer, l'autre moitié étant produite par le processus p et le processus r. La lettre s signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique lente (slow en anglais). Le processus s se déroule typiquement dans les étoiles de la branche asymptotique des géantes en impliquant des températures et des flux de neutrons considérablement moindres que ceux nécessaires au processus r, lequel se déroule lors des fusions d'étoiles à neutrons et dans les supernovae à effondrement de cœur. Au cours du processus s, les nucléides subissent une capture neutronique pour former un nucléide contenant un nucléon de plus. Si ce dernier est un isotope stable, une capture neutronique supplémentaire peut générer un isotope encore plus lourd du même élément chimique. Si l'isotope produit est instable, une désintégration β⁻ produit un élément dont le numéro atomique est incrémenté d'une unité. C'est un processus lent, d'où son nom, qui laisse le temps à ces désintégrations de se produire avant la capture du neutron suivant. Une succession de telles réactions produit des isotopes stables le long de la vallée de stabilité des isobares par désintégration β de la carte des nucléides. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_s ) The slow neutron-capture process, or s-process, is a series of reactions in nuclear astrophysics that occur in stars, particularly asymptotic giant branch stars. The s-process is responsible for the creation (nucleosynthesis) of approximately half the atomic nuclei heavier than iron. In the s-process, a seed nucleus undergoes neutron capture to form an isotope with one higher atomic mass. If the new isotope is stable, a series of increases in mass can occur, but if it is unstable, then beta decay will occur, producing an element of the next higher atomic number. The process is slow (hence the name) in the sense that there is sufficient time for this radioactive decay to occur before another neutron is captured. A series of these reactions produces stable isotopes by moving along the valley of beta-decay stable isobars in the table of nuclides. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/S-process ) Processus stationnaire Processus stationnaires Stationary process processus stationnaires stationary processes processus stationnaire stationary process Pour accéder aux propriétés essentielles d'un signal physique il peut être commode de le considérer comme une réalisation d'un processus aléatoire. Le problème est largement simplifié si le processus associé au signal peut être considéré comme un processus stationnaire, c'est-à-dire si ses propriétés statistiques caractérisées par des espérances mathématiques sont indépendantes du temps. Lorsque cette hypothèse est vraisemblable, le processus bâti autour du signal est rendu ergodique, les moyennes temporelles étant identiques aux moyennes d'ensemble. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_stationnaire ) In mathematics and statistics, a stationary process (or a strict/strictly stationary process or strong/strongly stationary process) is a stochastic process whose unconditional joint probability distribution does not change when shifted in time. Consequently, parameters such as mean and variance also do not change over time. If you draw a line through the middle of a stationary process then it should be flat; it may have 'seasonal' cycles, but overall it does not trend up nor down. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stationary_process ) processus aléatoire random process stochastic system système stochastique Processus stochastique Processus stochastiques Stochastic process processus aléatoires processus stochastiques random processes stochastic processes stochastic systems systèmes stochastiques processus stochastique stochastic process Un processus stochastique ou processus aléatoire ou fonction aléatoire représente une évolution, discrète ou à temps continu, d'une variable aléatoire. Celle-ci intervient dans le calcul classique des probabilités, où elle mesure chaque résultat possible (ou réalisation) d'une épreuve. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_stochastique ) In probability theory and related fields, a stochastic or random process is a mathematical object usually defined as a family of random variables. Stochastic processes are widely used as mathematical models of systems and phenomena that appear to vary in a random manner. Examples include the growth of a bacterial population, an electrical current fluctuating due to thermal noise, or the movement of a gas molecule. Stochastic processes have applications in many disciplines such as biology, chemistry, ecology, neuroscience, physics, image processing, signal processing, control theory, information theory, computer science, cryptography and telecommunications. Furthermore, seemingly random changes in financial markets have motivated the extensive use of stochastic processes in finance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stochastic_process ) Processus Urca Urca processes Urca process processus Urca En physique des astroparticules, le processus Urca est une réaction qui émet un neutrino et qui est supposé prendre part aux processus de refroidissement dans les étoiles à neutrons et les naines blanches. Ce processus a été discuté par George Gamow et Mário Schenberg alors qu'ils visitaient le casino 'Cassino da Urca' à Rio de Janeiro. Schoenberg aurait dit à Gamow que "l'énergie disparaît dans le noyau de la supernova aussi rapidement que l'argent a disparu à la table de la roulette." En dialecte russe du Sud de Gamow, urca peut aussi signifier un voleur ou gangster. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Processus_Urca ) In astroparticle physics, an Urca process is a reaction which emits a neutrino and which is assumed to take part in cooling processes in neutron stars and white dwarfs. The process was first discussed by George Gamow and Mário Schenberg while they were visiting a casino named Cassino da Urca in Urca, Rio de Janeiro. As Gamow recounts in his autobiography, the name was chosen in part to commemorate the gambling establishment where the two physicists had first met, and "partially because the Urca Process results in a rapid disappearance of thermal energy from the interior of a star, similar to the rapid disappearance of money from the pockets of the gamblers on the Casino de Urca." In Gamow's South Russian dialect, urca (Russian: урка) can also mean a robber or gangster. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Urca_process ) Fission product Produit fission Produit fissions nuclear fission products produits de fissions nuclear fission product produit de fission Les produits de fission sont des corps chimiques résultant de la fission d'un noyau atomique fissile : chaque noyau de matière fissile subissant une fission nucléaire se casse en deux (exceptionnellement trois) morceaux, qui se stabilisent sous forme de nouveaux atomes. Les produits de fission se forment suivant une distribution statistique (qui dépend faiblement du noyau fissile) et on y trouve des isotopes d'une bonne partie des éléments chimiques existants. Ce sont les "cendres" de la réaction nucléaire, qui constituent des déchets radioactifs ultimes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Produit_de_fission ) Nuclear fission products are the atomic fragments left after a large atomic nucleus undergoes nuclear fission. Typically, a large nucleus like that of uranium fissions by splitting into two smaller nuclei, along with a few neutrons, the release of heat energy (kinetic energy of the nuclei), and gamma rays. The two smaller nuclei are the fission products. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fission_product ) Produit tensoriel Produit tensoriels Tensor product produits tensoriels tensor products produit tensoriel tensor product En mathématiques, le produit tensoriel est un moyen commode de coder les objets multilinéaires. Il est utilisé en algèbre, en géométrie différentielle, en géométrie riemannienne, en analyse fonctionnelle et en physique (mécanique des solides, relativité générale et mécanique quantique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Produit_tensoriel ) In mathematics, the tensor product V ⊗ W of two vector spaces V and W (over the same field) is a vector space to which is associated a bilinear map V × W → V ⊗ W that maps a pair ( v , w ) , v ∈ V , w ∈ W to an element of V ⊗ W denoted v ⊗ w. An element of the form v ⊗ w is called the tensor product of v and w. An element of V ⊗ W is a tensor, and the tensor product of two vectors is sometimes called an elementary tensor or a decomposable tensor. The elementary tensors span V ⊗ W in the sense that every element of V ⊗ W is a sum of elementary tensors. If bases are given for V and W, a basis of V ⊗ W is formed by all tensor products of a basis element of V and a basis element of W. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tensor_product ) cross product Produit vectoriel Produit vectoriels Vector product cross products produits vectoriels vector products produit vectoriel vector product En mathématiques, le produit croisé ou produit vectoriel (parfois un produit d'aire dirigée, pour souligner sa signification géométrique) est une opération binaire sur deux vecteurs dans un espace vectoriel euclidien orienté en trois dimensions (nommé ici E), et est indiqué par le symbole × . Compte tenu de deux vecteurs linéairement indépendants A et B, le produit croisé, A × B (lire "A vectoriel B"), est un vecteur perpendiculaire à la fois A et B, et donc normal au plan qui les contients. Il dispose de nombreuses applications en mathématiques, en physique, en ingénierie et en programmation informatique. Il ne doit pas être confondu avec le produit scalaire (produit de projection). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cross_product ) In mathematics, the cross product or vector product (occasionally directed area product, to emphasize its geometric significance) is a binary operation on two vectors in a three-dimensional oriented Euclidean vector space (named here E), and is denoted by the symbol ×. Given two linearly independent vectors a and b, the cross product, a × b (read "a cross b"), is a vector that is perpendicular to both a and b, and thus normal to the plane containing them. It has many applications in mathematics, physics, engineering, and computer programming. It should not be confused with the dot product (projection product). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cross_product ) profil de raie spectrale spectral line profile Line shape Profil raie Profil raies profils de raies profils de raies spectrales spectral line profiles spectral line shapes profil de raie spectral line shape La forme de la raie spectrale décrit la forme d'une caractéristique, observée dans la spectroscopie, correspondant à un changement d'énergie dans un atome, une molécule ou un ion. Cette forme est également appelée le profil de raie spectrale. Les formes de raies idéales incluent les fonctions lorentziennes, gaussiennes et de Voigt, dont les paramètres sont la position de la raie, la hauteur maximale et la demi-largeur. Les formes de raies réelles sont principalement déterminées par l'élargissement Doppler, de collision et de proximité. Pour chaque système, la demi-largeur de la fonction de forme varie avec la température, la pression (ou la concentration) et la phase. Une connaissance de la fonction de forme est nécessaire pour l'ajustement de la courbe spectroscopique et la déconvolution. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_line_shape ) Spectral line shape describes the form of a feature, observed in spectroscopy, corresponding to an energy change in an atom, molecule or ion. This shape is also referred to as the spectral line profile. Ideal line shapes include Lorentzian, Gaussian and Voigt functions, whose parameters are the line position, maximum height and half-width. Actual line shapes are determined principally by Doppler, collision and proximity broadening. For each system the half-width of the shape function varies with temperature, pressure (or concentration) and phase. A knowledge of shape function is needed for spectroscopic curve fitting and deconvolution. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_line_shape ) Profil raie type P Cygni Profil raies type P Cygni profils de raies type P Cygni P Cygni line profile profil de raie type P Cygni Une caractéristique dans un spectre stellaire montrant de fortes raies d'émission d'hydrogène et d'hélium avec des raies d'absorption sur leur aile bleue. Ce profil de raie indique un écoulement de matière intense émanant d'une étoile. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=p+cygni+profile&formSubmit=Search&showAll=1 ) A feature in a stellar spectrum showing strong hydrogen and helium emission lines with absorption lines on their blueward wing. This line profile indicates a strong outflow of matter from a star. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=p+cygni+profile&formSubmit=Search&showAll=1 ) Saturn XVI Saturne XVI Prometheus Prometheus Prométhée Prométhée (S XVI Prometheus) est l'un des satellites naturels de Saturne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Prom%C3%A9th%C3%A9e_(lune) ) Prometheus is one of the small, inner moons of Saturn. It was discovered in 1980 from photos taken by Voyager 1 and is also known as Saturn XVI. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Prometheus.html ) Propagateur Propagator propagateurs propagators propagateur propagator En physique, un propagateur est une fonction de Green particulière utilisée en électrodynamique quantique, qui peut être interprétée comme l'amplitude de probabilité pour qu'une particule élémentaire se déplace d'un endroit à un autre dans un temps donné. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Propagateur_de_l%27%C3%A9quation_de_Schr%C3%B6dinger ) In quantum mechanics and quantum field theory, the propagator is a function that specifies the probability amplitude for a particle to travel from one place to another in a given period of time, or to travel with a certain energy and momentum. In Feynman diagrams, which serve to calculate the rate of collisions in quantum field theory, virtual particles contribute their propagator to the rate of the scattering event described by the respective diagram. These may also be viewed as the inverse of the wave operator appropriate to the particle, and are, therefore, often called (causal) Green's functions (called "causal" to distinguish it from the elliptic Laplacian Green's function). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Propagator ) error growth growth of error propagation des erreurs propagation of error Growth of error Propagation erreur Propagation erreurs error growths growths of error propagations des erreurs propagations des incertitudes propagations of error propagations of uncertainty propagation des incertitudes propagation of uncertainty Une mesure est toujours entachée d'erreur, dont on estime l'intensité par l'intermédiaire de l'incertitude. Lorsqu'une ou plusieurs mesures sont utilisées pour obtenir la valeur d'une ou de plusieurs autres grandeurs (par l'intermédiaire d'une formule explicite ou d'un algorithme), il faut savoir, non seulement calculer la valeur estimée de cette ou ces grandeurs, mais encore déterminer l'incertitude ou les incertitudes induites sur le ou les résultats du calcul. On parle de propagation des incertitudes ou souvent, mais improprement, de propagation des erreurs (ou de propagation d'incertitude et propagation d'erreur). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Propagation_des_incertitudes ) In statistics, propagation of uncertainty (or propagation of error) is the effect of variables' uncertainties (or errors, more specifically random errors) on the uncertainty of a function based on them. When the variables are the values of experimental measurements they have uncertainties due to measurement limitations (e.g., instrument precision) which propagate due to the combination of variables in the function. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Propagation_of_uncertainty ) 2022-09-29 transmission en visibilité directe Line of sight propagation Propagation visibilité directe Propagation visibilités directes line of sight propagation line of sight propagations line-of-sight propagations propagations en visibilités directes transmissions en visibilités directes line-of-sight propagation propagation en visibilité directe La propagation en visibilité directe est une caractéristique de la propagation du rayonnement électromagnétique ou des ondes acoustiques signifiant que les ondes se déplacent sur un chemin direct de la source au récepteur. La transmission électromagnétique inclue les émissions de lumière voyageant en ligne droite. Les rayons ou les ondes peuvent être diffractés, réfractés, réfléchis ou absorbés par l'atmosphère et des obstructions par des matériaux et ne peuvent généralement pas voyager au-dela de l'horizon ou derrière les obstacles. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Line-of-sight_propagation ) Line-of-sight propagation is a characteristic of electromagnetic radiation or acoustic wave propagation which means waves travel in a direct path from the source to the receiver. Electromagnetic transmission includes light emissions traveling in a straight line. The rays or waves may be diffracted, refracted, reflected, or absorbed by the atmosphere and obstructions with material and generally cannot travel over the horizon or behind obstacles. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Line-of-sight_propagation ) 2022-10-04 Schwarzschild radii Rayon Schwarzschild rayons de Schwarzschild Schwarzschild radius rayon de Schwarzschild En physique et en astronomie, le rayon de Schwarzschild est le rayon de l'horizon d'un trou noir de Schwarzschild, lequel est un trou noir dont la charge électrique et le moment cinétique sont nuls. Cela signifie qu'en dessous de ce rayon tous les photons (circulant à la vitesse de la lumière) ont (en oubliant qu'on est dans un cadre relativiste) des trajectoires elliptiques et ne peuvent s'échapper. Par extension, c'est une longueur intervenant dans la description relativiste du champ gravitationnel créé par une distribution de masse à symétrie sphérique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayon_de_Schwarzschild ) The Schwarzschild radius or the gravitational radius is a physical parameter in the Schwarzschild solution to Einstein's field equations that corresponds to the radius defining the event horizon of a Schwarzschild black hole. It is a characteristic radius associated with any quantity of mass. The Schwarzschild radius was named after the German astronomer Karl Schwarzschild, who calculated this exact solution for the theory of general relativity in 1916. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Schwarzschild_radius ) Optical property Propriété optique Propriété optiques optical properties propriétés optiques optical property propriété optique Physical property Propriété physique Propriété physiques phiessical properties propriétés physiques physical property propriété physique Une propriété physique est toute propriété mesurable, dont la valeur décrit un état d'un système physique. Les changements dans les propriétés physiques d'un système peuvent être utilisés pour décrire ses changements entre les états momentanés. Les propriétés physiques sont souvent appelées observables. Ce ne sont pas des propriétés modales. Une propriété physique quantifiable est appelée quantité physique. Les propriétés physiques sont souvent caractérisées comme des propriétés intensives et extensives. Une propriété intensive ne dépend pas de la taille ou de l'étendue du système, ni de la quantité de matière dans l'objet, tandis qu'une propriété extensive montre une relation additive. Ces classifications ne sont en général valables que dans les cas où des subdivisions plus petites de l'échantillon n'interagissent pas dans un processus physique ou chimique lorsqu'elles sont combinées. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Physical_property ) A physical property is any property that is measurable, whose value describes a state of a physical system. The changes in the physical properties of a system can be used to describe its changes between momentary states. Physical properties are often referred to as observables. They are not modal properties. A quantifiable physical property is called physical quantity. Physical properties are often characterized as intensive and extensive properties. An intensive property does not depend on the size or extent of the system, nor on the amount of matter in the object, while an extensive property shows an additive relationship. These classifications are in general only valid in cases when smaller subdivisions of the sample do not interact in some physical or chemical process when combined. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Physical_property ) Neptune VIII Neptune VIII Proteus Proteus Protée Protée est le sixième satellite naturel de Neptune par rayon orbital croissant et le deuxième par taille décroissante. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Prot%C3%A9e_(lune) ) Proteus is the sixth moon of Neptune in order from the planet. Proteus was discovered in June 1989 by Voyager scientist Stephen P. Synnott from images sent back by Voyager 2. It is named after the shape-changing sea god of Greek mythology and is also known as Neptune VIII. Although Proteus is larger than Nereid, it was not discovered earlier because it is very dark (among the darkest objects in the solar system) and so close to Neptune that it is difficult to see in the glare of the much brighter planet. Proteus is thought to be about as large as a satellite can without being drawn into a spherical shape by its own gravity. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Proteus.html ) proto-amas de galaxies protogalaxies cluster protogalaxy cluster Proto amas galaxies Proto galaxies cluster proto amas proto amas de galaxies protoclusters protogalaxies clusters protogalaxy clusters proto-amas protocluster Une très grande masse de gaz qui donnera naissance à un amas de galaxies. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=protocluster&formSubmit=Search&showAll=1 ) A very huge mass of gas which will give rise to a cluster of galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=protocluster&formSubmit=Search&showAll=1 ) proto-galaxie Proto galaxie Proto galaxies Proto galaxy proto galaxie proto galaxies proto-galaxies protogalaxies protogalaxies protogalaxie protogalaxy En cosmologie physique, une protogalaxie, qu'on pourrait aussi appeler une galaxie primitive, est un nuage de gaz qui se transforme en galaxie. On pense que le taux de formation d'étoiles, durant la période d'évolution galactique va déterminer si la forme d'une galaxie sera une spirale ou une ellipse ; une formation d'étoiles ralentie tend à générer une galaxie spirale. Des petits nuages de gaz d'une protogalaxie se transforment en étoile. le terme a été principalement utilisé dans la théorie du Big Bang. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Protogalaxie ) In physical cosmology, a protogalaxy, which could also be called a "primeval galaxy", is a cloud of gas which is forming into a galaxy. It is believed that the rate of star formation during this period of galactic evolution will determine whether a galaxy is a spiral or elliptical galaxy; a slower star formation tends to produce a spiral galaxy. The smaller clumps of gas in a protogalaxy form into stars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Protogalaxy ) 2022-10-11 proto-planète Proto planet Proto planète Proto planètes proto planète proto planètes proto-planètes protoplanets protoplanètes protoplanet protoplanète Une protoplanète est un embryon de planète de type planétoïde qui se forme dans le disque protoplanétaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Protoplan%C3%A8te ) A protoplanet is a large planetary embryo that originated within a protoplanetary disc and has undergone internal melting to produce a differentiated interior. Protoplanets are thought to form out of kilometer-sized planetesimals that gravitationally perturb each other's orbits and collide, gradually coalescing into the dominant planets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Protoplanet ) Proton Proton protons protons proton proton Le proton est une particule subatomique portant une charge électrique élémentaire positive. Les protons sont présents dans les noyaux atomiques, généralement liés à des neutrons par l'interaction forte (la seule exception, mais celle du nucléide le plus abondant de l'univers, est le noyau d'hydrogène ordinaire (protium 1H), un simple proton). Le nombre de protons d'un noyau est représenté par son numéro atomique Z. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Proton ) A proton is a stable subatomic particle, symbol p, H⁺, or 1H⁺ with a positive electric charge of +1 e elementary charge. Its mass is slightly less than that of a neutron and 1836 times the mass of an electron (the proton–electron mass ratio). Protons and neutrons, each with masses of approximately one atomic mass unit, are jointly referred to as "nucleons" (particles present in atomic nuclei). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Proton ) antiprotonic hydrogen hydrogène antiprotonique Protonium Protonium antiprotonic hydrogens hydrogènes antiprotoniques protoniums protonium protonium Le protonium (Pn) ou hydrogène antiprotonique est un atome exotique formé d'un proton et d'un antiproton. Il s'agit d'un boson électriquement neutre, avec un nombre baryonique égal à zéro. Son étude théorique repose essentiellement sur la mécanique quantique non relativiste, qui permet de calculer l'énergie de liaison et la durée de vie du protonium. Cette dernière a été calculée entre 100 ns et 10 μs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Protonium ) Protonium (symbol: Pn), also known as antiprotonic hydrogen, is a type of exotic atom in which a proton and an antiproton orbit each other. Since protonium is a bound system of a particle and its corresponding antiparticle, it is an example of a type of exotic atom called an onium. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Protonium ) Active prominence Protubérance active Protubérance actives active prominences protubérances actives active prominence protubérance active Une protubérance solaire avec un mouvement très rapide (jusqu'à 2 000 km/s), se déplaçant et changeant d'apparence sur un intervalle de quelques minutes, contrairement à une protubérance quiescente. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=active+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) A solar prominence with very rapid motion (up to 2,000 km/s), moving and changing in appearance over a few minutes of time, in contrast to a quiescent prominence. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=active+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Loop prominence Protubérance boucle Protubérance boucles loop prominences protubérances en boucles loop prominence protubérance en boucle Une protubérance active très brillante sous la forme d'une boucle vue en Hα après une assez grande éruption. Également appelées «boucles post-éruptions», elles relient les pieds où les éruptions à deux rubans ont été vues. La durée de vie des protubérances à boucles est de plusieurs heures. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=loop+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) A very bright active prominence in the form of a loop seen in Hα after a rather big flare. Also called "post-flare loops," they connect the feet where the two-ribbon flares were seen. The lifetime of loop prominences is several hours. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=loop+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Protubérance quiescente Protubérance quiescentes Quiescent prominence protubérances quiescentes quiescent prominences protubérance quiescente quiescent prominence Une protubérance solaire de matière relativement froide qui subsiste à la surface du soleil pendant des semaines ou des mois avec un changement global relativement faible. De telles protubérances sont suspendues au-dessus de la chromosphère par des champs magnétiques. Une protubérance quiescente peut soudainement s'éjecter vers l'extérieur et se dissiper, souvent pour être remplacée, au même endroit, par une nouvelle protubérance. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quiescent+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) A solar prominence of relatively cool material that hovers over Sun's surface for weeks or months with relatively little overall change. Such prominences are suspended above the chromosphere by magnetic fields. A quiescent prominence may suddenly erupt outward and dissipate, often to be replaced, in the same location, by a new one. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quiescent+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Protubérance solaire Protubérance solaires Solar prominence protubérances solaires solar prominences protubérance solaire solar prominence Une protubérance solaire est une structure visible dans l'atmosphère solaire, composée d'un plasma relativement froid, de l'ordre de 10 000 K (c'est-à-dire une température du même ordre de grandeur que celle de la chromosphère du Soleil) et dense, baignant dans la couronne bien plus chaude et ténue et confiné par le champ magnétique coronal. Les protubérances ne sont autres que des filaments solaires mais vus "en projection sur le fond de ciel" lorsqu'un filament, visible par contraste avec la photosphère sous-jacente, passe au bord (ou "limbe") sous l'effet de la rotation solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Protub%C3%A9rance_solaire ) A large, arch-shaped filament of hot gas extending outward from the Sun's surface. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+prominence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Uranus XV Uranus XV Puck Puck Puck (U XV Puck) est un satellite naturel d'Uranus. Puck fut découverte en 1985 par la sonde Voyager 2 d'où sa désignation temporaire S/1985 U 1. Excepté ses caractéristiques orbitales on ne connaît que peu de choses à son sujet. On estime cependant ses dimensions à 162 km de diamètre. Sa surface est parsemé de cratères foncés qui sont des traces de glace. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Puck_(lune) ) Puck is the twelfth moon in order of distance from Uranus. It is is named after one of the fairies in Shakespeare's A Midsummer Night's Dream and is also known as Uranus XV. Puck was one of 10 new moons discovered in 1986 from images sent back by Voyager 2 and the only one found soon enough to allow further images of it to be captured by the spacecraft. These reveal a roughly spherical shape pockmarked by several large craters, three of which have been named (Bogle, Butz, and Lob). (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Puck.html ) Pulsar Pulsar pulsars pulsars pulsar pulsar Un pulsar est un objet astronomique produisant un signal périodique allant de l'ordre de la milliseconde à quelques dizaines de secondes. Ce serait une étoile à neutrons tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la seconde, voire beaucoup moins pour les pulsars milliseconde) et émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pulsar ) A pulsar (from pulsating radio source) is a highly magnetized rotating neutron star that emits beams of electromagnetic radiation out of its magnetic poles. This radiation can be observed only when a beam of emission is pointing toward Earth (similar to the way a lighthouse can be seen only when the light is pointed in the direction of an observer), and is responsible for the pulsed appearance of emission. Neutron stars are very dense and have short, regular rotational periods. This produces a very precise interval between pulses that ranges from milliseconds to seconds for an individual pulsar. Pulsars are one of the candidates for the source of ultra-high-energy cosmic rays. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar ) Millisecond pulsar Pulsar milliseconde Pulsar millisecondes millisecond pulsars pulsars millisecondes millisecond pulsar pulsar milliseconde Un pulsar milliseconde (de l'anglais millisecond pulsar), parfois nommé pulsar recyclé , est un pulsar dont la période de rotation est de l'ordre d'une à dix millisecondes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pulsar_milliseconde ) A millisecond pulsar (MSP) is a pulsar with a rotational period less than about 10 milliseconds. Millisecond pulsars have been detected in radio, X-ray, and gamma ray portions of the electromagnetic spectrum. The leading theory for the origin of millisecond pulsars is that they are old, rapidly rotating neutron stars that have been spun up or "recycled" through accretion of matter from a companion star in a close binary system. For this reason, millisecond pulsars are sometimes called recycled pulsars. Millisecond pulsars are thought to be related to low-mass X-ray binary systems. It is thought that the X-rays in these systems are emitted by the accretion disk of a neutron star produced by the outer layers of a companion star that has overflowed its Roche lobe. The transfer of angular momentum from this accretion event can theoretically increase the rotation rate of the pulsar to hundreds of times per second, as is observed in millisecond pulsars (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Millisecond_pulsar ) Pulsar RX X ray pulsar pulsars X X-ray pulsar pulsar X En astronomie, un pulsar X est un pulsar dont on détecte une émission dans le domaine des rayons X. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Pulsar_X ) X-ray pulsars or accretion-powered pulsars are a class of astronomical objects that are X-ray sources displaying strict periodic variations in X-ray intensity. The X-ray periods range from as little as a fraction of a second to as much as several minutes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_pulsar ) Non radial pulsation Pulsation non radiale Pulsation nons radiales non radial pulsation non radial pulsations non-radial pulsations pulsation non radiale pulsations non radiales pulsations non-radiales non-radial pulsation pulsation non-radiale Une pulsation non radiale est une forme de pulsation dans laquelle les ondes se propagent dans différentes directions sur et sous la surface d'une étoile. L'interaction entre ces ondes entraîne des décalages de phase qui peuvent, en principe, être mesurés pour donner des informations sur la structure stellaire. Bien que ce type de travail ne soit actuellement possible que pour le Soleil, il s'étendra, à mesure que l'astroséismologie se développe, afin d'inclure d'autres étoiles. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/non-radial_pulsation.html ) A non-radial pulsation is a form of pulsation in which waves run in different directions on and beneath the surface of a star. Interaction between these waves results in phase shifts that can, in principle, be measured to yield information about stellar structure. Although this sort of work is currently only possible for the Sun, it will extend, as astroseismology develops, to include other stars. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/non-radial_pulsation.html ) Pulsation radiale Pulsation radiales Radial pulsation pulsations radiales radial pulsations pulsation radiale radial pulsation Une pulsation radiale est une pulsation dans laquelle une étoile oscille autour d'un état d'équilibre en modifiant son rayon tout en maintenant une forme sphérique. La pulsation radiale n'est qu'un cas particulier de pulsation non radiale, dans laquelle certaines parties de la surface stellaire se déplacent vers l'intérieur, tandis que d'autres se déplacent vers l'extérieur en même temps. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radial_pulsation.html ) A radial pulsation is a pulsation in which a star oscillates around an equilibrium state by changing its radius while maintaining a spherical shape. The radial pulsation is just a special case of non-radial pulsation, in which some parts of the stellar surface move inward, while others move outward at the same time. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radial_pulsation.html ) star pulsation Pulsation stellaire Pulsation stellaires Stellar pulsation pulsations stellaires star pulsations stellar pulsations pulsation stellaire stellar pulsation L'expansion d'une étoile suivie d'une contraction de sorte que sa température de surface et sa luminosité subissent une variation périodique. La pulsation commence par une perte d'équilibre hydrostatique, lorsque, par exemple, une couche se contracte. Cette couche se réchauffe et devient plus opaque au rayonnement. Par conséquent, la diffusion radiative ralentit à travers la couche en raison de son augmentation de l'opacité et la chaleur augmente par dessous. Par conséquent, la pression s'élève sous la couche. Finalement, cette augmentation de la pression commence à pousser la couche vers l'extérieur. La couche se dilate, se refroidit et devient plus transparente au rayonnement. L'énergie s'échappe maintenant en dessous de la couche et la pression sous la couche tombe. La couche tombe vers l'intérieur et le cycle recommence. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stellar+pulsation&formSubmit=Search&showAll=1 ) The expansion of a star followed by contraction so that its surface temperature and luminosity undergo periodic variation. Pulsation starts with a loss of hydrostatic equilibrium, when, for example, a layer contracts. This layer heats up and becomes more opaque to radiation. Therefore, radiative diffusion slows down through the layer because of its increased opacity and heat increases beneath it. Hence pressure rises below the layer. Eventually this increase in pressure starts to push the layer out. The layer expands, cools and becomes more transparent to radiation. Energy now escapes from below the layer and the pressure beneath the layer drops. The layer falls inward and the cycle starts over. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stellar+pulsation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Quark Quark quarks quarks quark quark En physique des particules, un quark est une particule élémentaire et un constituant de la matière observable. Les quarks s'associent entre eux pour former des hadrons, particules composites, dont les protons et les neutrons sont des exemples connus, parmi d'autres. En raison d'une propriété dite de confinement, les quarks ne peuvent être isolés, et n'ont pas pu être observés directement ; tout ce que l'on sait des quarks provient donc indirectement de l'observation des hadrons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Quark ) A quark is a type of elementary particle and a fundamental constituent of matter. Quarks combine to form composite particles called hadrons, the most stable of which are protons and neutrons, the components of atomic nuclei. All commonly observable matter is composed of up quarks, down quarks and electrons. Owing to a phenomenon known as color confinement, quarks are never found in isolation; they can be found only within hadrons, which include baryons (such as protons and neutrons) and mesons, or in quark–gluon plasmas. For this reason, much of what is known about quarks has been drawn from observations of hadrons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quark ) quarkonia Quarkonium Quarkonium quarkonias quarkoniums quarkonium quarkonium En physique des particules, un quarkonium est un méson dont les constituants sont un quark et son antiquark. En règle générale, on nomme quarkoniums (ou quarkonia) uniquement les mésons formés d'une paire charm/anticharm ou d'une paire bottom/antibottom. Les premiers, comme le J/Ψ sont aussi appelés charmoniums, et les seconds, comme le upsilon sont aussi appelés bottomoniums. Le toponium, état lié d'un top et d'un antitop, n'existe pas : le top a une durée de vie trop courte pour s'hadroniser. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Quarkonium ) In particle physics, quarkonium (from quark and -onium, pl. quarkonia) is a flavorless meson whose constituents are a heavy quark and its own antiquark, making it both a neutral particle and its own antiparticle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quarkonium ) 2022-10-07 QSO Quasar Quasar quasars quasars quasar quasar Un quasar (source de rayonnement quasi-stellaire, quasi-stellar radiosource en anglais, ou plus récemment « source de rayonnement astronomique quasi-stellaire », quasi-stellar astronomical radiosource) est un trou noir supermassif au centre d'une région extrêmement lumineuse (noyau actif de galaxie). Les quasars sont les entités les plus lumineuses de l'Univers. Bien qu'il y ait d'abord eu une certaine controverse sur la nature de ces objets, jusqu'au début des années 1980, il existe maintenant un consensus scientifique selon lequel un quasar est typiquement la région compacte entourant un trou noir supermassif au centre d'une galaxie massive. Leur taille est de 10 à 10 000 fois le rayon de Schwarzschild du trou noir et leur émission d'énergie provient de la zone du disque d'accrétion qui l'entoure. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Quasar ) A quasar (also known as a quasi-stellar object, abbreviated QSO) is an extremely luminous active galactic nucleus (AGN), powered by a supermassive black hole, with mass ranging from millions to tens of billions of solar masses, surrounded by a gaseous accretion disc. Gas in the disc falling towards the black hole heats up because of friction and releases energy in the form of electromagnetic radiation. The radiant energy of quasars is enormous; the most powerful quasars have luminosities thousands of times greater than that of a galaxy such as the Milky Way. Usually, quasars are categorized as a subclass of the more general category of AGN. The redshifts of quasars are of cosmological origin. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quasar ) comet tail queue de comète Cometary tail Queue cométaire Queue cométaires comet tails cometary tails queues cométaires queues de comètes cometary tail queue cométaire La queue d'une comète est une émission de plasma et de poussières qui se crée lorsqu'une comète se rapproche d'une étoile. Elle se forme alors par sublimation des glaces du noyau cométaire, engendrée par le vent solaire, la température grandissante et la collision des photons avec la comète. La queue d'une comète est distincte de sa chevelure, ou coma, qui n'est que le "halo" de gaz et de poussières entourant le noyau. La queue d'une comète est composée d'une queue de gaz ionisé et d'une queue de poussières. La queue ionisée, bleutée et rejetée à grande vitesse, est toujours orientée de manière diamétralement opposée au Soleil, alors que la queue de poussières, jaunâtre et rejetée à des vitesses moindres, a une trajectoire plus courbée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Queue_de_com%C3%A8te ) A comet tail—and coma—are features visible in comets when they are illuminated by the Sun and may become visible from Earth when a comet passes through the inner Solar System. As a comet approaches the inner Solar System, solar radiation causes the volatile materials within the comet to vaporize and stream out of the nucleus, carrying dust away with them. Separate tails are formed of dust and gases, becoming visible through different phenomena; the dust reflects sunlight directly and the gases glow from ionisation. Most comets are too faint to be visible without the aid of a telescope, but a few each decade become bright enough to be visible to the naked eye. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Comet_tail ) magnetotail queue géomagnétique Magnetospheric tail Queue magnétosphérique Queue magnétosphériques magnetospheric tails magnetotails queues géomagnétiques queues magnétosphériques magnetospheric tail queue magnétosphérique La partie de la magnétosphère d'une planète qui est poussée à l'opposée du Soleil par le vent solaire. La magnétosphère de la Terre s'étend sur environ 65 000 km sur le côté diurne mais plus de 10 fois plus loin. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetotail&formSubmit=Search&showAll=1 ) The portion of a planet's magnetosphere which is pushed away from the Sun by the solar wind. Earth's magnetosphere extends about 65,000 km on the day-side but more than 10 times further. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetotail&formSubmit=Search&showAll=1 ) queue de marée Queue tidale Queue tidales Tidal tail queues de marées queues tidales tidal tails queue tidale tidal tail Une queue de marée est une formation longue et fine constituée d'étoiles et de gaz interstellaire issus d'une galaxie en interaction sous l'effet d'une force de marée galactique. Arp 188 et NGC 4676 illustrent bien ce phénomène, par ailleurs produit avec une certaine symétrie dans la collision à l'origine des galaxies des Antennes. Les queues de marée peuvent contenir une fraction significative de la matière d'une galaxie : ainsi, près de la moitié de la matière gazeuse des galaxies des Antennes se trouve dans les queues de marée. Les perturbations et les ondes de choc générées par les interactions de galaxies favorisent la formation stellaire : on estime qu'un dixième des étoiles des galaxies en interaction se forment dans les queues de marée, tandis qu'une étoile sur cent dans l'Univers se formerait dans ces structures. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Queue_de_mar%C3%A9e ) A tidal tail is a thin, elongated region of stars and interstellar gas that extends into space from a galaxy. Tidal tails occur as a result of galactic tide forces between interacting galaxies. Examples of galaxies with tidal tails include the Tadpole Galaxy and the Mice Galaxies. Tidal forces can eject a significant amount of a galaxy's gas into the tail; within the Antennae Galaxies, for example, nearly half of the observed gaseous matter is found within the tail structures. Within those galaxies which have tidal tails, approximately 10% of the galaxy's stellar formation takes place in the tail. Overall, roughly 1% of all stellar formation in the known universe occurs within tidal tails. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tidal_tail ) Quiescence Quiescence quiescences quiescences quiescence quiescence Une période durant laquelle un phénomène astronomique éruptif est en phase inactive. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quiescence&formSubmit=Search&showAll=1 ) A period during which an eruptive astronomical phenomenon is in a state of inactivity. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quiescence&formSubmit=Search&showAll=1 ) radio astronomie Radioastronomie Radioastronomy radio astronomies radioastronomies radios astronomies radio astronomy radioastronomie La radioastronomie est une branche de l'astronomie traitant de l'observation du ciel dans le domaine des ondes radio. C'est une science relativement jeune qui est née dans les années 1930 mais qui n'a pris son essor que dans les années 1950/1960 avec la réalisation de grands instruments (Parkes, Greenbank, Arecibo, Jodrell Bank, Westerbork et Nançay). Tout le spectre radio présente un intérêt pour l'astronomie et la cosmologie mais pour des raisons techniques les fréquences observées sont limitées à l'intervalle compris entre 1 MHz et environ 1 000 GHz. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radioastronomie ) Radio astronomy is a subfield of astronomy that studies celestial objects at radio frequencies. The first detection of radio waves from an astronomical object was in 1933, when Karl Jansky at Bell Telephone Laboratories reported radiation coming from the Milky Way. Subsequent observations have identified a number of different sources of radio emission. These include stars and galaxies, as well as entirely new classes of objects, such as radio galaxies, quasars, pulsars, and masers. The discovery of the cosmic microwave background radiation, regarded as evidence for the Big Bang theory, was made through radio astronomy. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_astronomy ) Radio galaxies Radiogalaxies radio galaxies radiogalaxies radio galaxy radiogalaxie Une radiogalaxie est une galaxie dont la plus grande partie de l'énergie émise ne provient pas des composantes d'une galaxie "normale" (étoiles, poussières, gaz interstellaire, etc.), mais d'une grande gamme d'ondes radio. Elle est l'une des catégories de galaxies actives. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radiogalaxie ) A radio galaxy is a galaxy with giant regions of radio emission extending well beyond its visible structure. These energetic radio lobes are powered by jets from its active galactic nucleus. They have luminosities up to 10³⁹ W at radio wavelengths between 10 MHz and 100 GHz. The radio emission is due to the synchrotron process. The observed structure in radio emission is determined by the interaction between twin jets and the external medium, modified by the effects of relativistic beaming. The host galaxies are almost exclusively large elliptical galaxies. Radio-loud active galaxies can be detected at large distances, making them valuable tools for observational cosmology. Recently, much work has been done on the effects of these objects on the intergalactic medium, particularly in galaxy groups and clusters. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_galaxy ) Radioluminescence Radioluminescence radioluminescences radioluminescences radioluminescence radioluminescence La radioluminescence est une forme de luminescence produite par la désintégration radioactive d'un corps. Les anciens cadrans lumineux utilisaient la désintégration du radium sur du sulfure de zinc. Actuellement, on utilise du tritium qui émet un rayonnement bêta contre lequel il est facile de se prémunir. Il rend le phosphore luminescent. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radioluminescence ) Radioluminescence is the phenomenon by which light is produced in a material by bombardment with ionizing radiation such as alpha particles, beta particles, or gamma rays. Radioluminescence is used as a low level light source for night illumination of instruments or signage. Radioluminescent paint is occasionally used for clock hands and instrument dials, enabling them to be read in the dark. Radioluminescence is also sometimes seen around high-power radiation sources, such as nuclear reactors and radioisotopes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radioluminescence ) Compact radiosource Radiosource compacte Radiosource compactes compact radio sources radiosources compactes compact radio source radiosource compacte Un objet émettant une énergie intense dans le domaine radio depuis une petite région centrale non résolue. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+radio+source&formSubmit=Search&showAll=1 ) An object emitting intense energy in radio wavelength from a small, unresolved central region. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+radio+source&formSubmit=Search&showAll=1 ) Double radiosource Radiosource double Radiosource doubles double radio sources radiosources doubles double radio source radiosource double Extended radiosource Radiosource étendue Radiosource étendues extended radio sources radiosources étendues extended radio source radiosource étendue Extragalactic radiosource Radiosource extragalactique Radiosource extragalactiques extragalactic radio sources radiosources extragalactiques extragalactic radio source radiosource extragalactique Galactic radiosource Radiosource galactique Radiosource galactiques galactic radio sources radiosources galactiques galactic radio source radiosource galactique Non thermal radiosource Radiosource non thermique Radiosource nons thermiques non thermal radio sources radiosources nons thermiques non thermal radio source radiosource non thermique Point radiosource Radiosource ponctuelle Radiosource ponctuelles point radio sources radiosources ponctuelles point radio source radiosource ponctuelle Pulsating radiosource Radiosource pulsante Radiosource pulsantes pulsating radio sources radiosources pulsantes pulsating radio source radiosource pulsante Radiosource variable Radiosource variables Variable radiosource radiosources variables variable radio sources radiosource variable variable radio source BL Lac radio source BL Lac object radiosource Radiosource variable type BL Lac Radiosource variables type BL Lac radiosources variables type BL Lac BL Lac object radio source radiosource variable type BL Lac 21 cm line H I line hydrogen line 21 centimeter line 21 centimeter lines 21 cm lines 21-centimeter lines Raie 21 cm hydrogen lines raies à 21 cm «21cm» Line 21cm Line «21cm» Line 21cm Lines «21cm» Line 21cm-Line «21cm» Line 21cm-Lines 21-centimeter line raie à 21 cm En astronomie, l'expression raie à 21 cm désigne la raie spectrale en émission de longueur d'onde égale à 21 cm dans le vide, et donc détectée dans le domaine des ondes radio. Le rayonnement électromagnétique à cette longueur d'onde est produit par de grands nuages d’hydrogène atomique (neutres). Le processus physique sous-jacent est la transition atomique entre les deux sous-niveaux de la structure hyperfine du niveau fondamental de l’atome d'hydrogène. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Raie_%C3%A0_21_centim%C3%A8tres ) The emission line of neutral hydrogen in interstellar clouds. It lies in the radio spectrum at wavelength of about 21 cm, frequency 1420 MHz. Its existence was predicted by Hendrik van de Hulst in 1944 and discovered by Harold Ewen and Edward Purcell in 1951. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=21+cm+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Absorption line Raie absorption Raie absorptions absorption lines raies d'absorptions absorption line raie d'absorption Une raie sombre dans le spectre d'une source produite par un nuage de gaz à température inférieure se situant entre la source et l'observateur. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorption+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) A dark line in the spectrum of a source produced by a lower temperature gas cloud lying between the source and the observer. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorption+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Balmer series série de Balmer Raie Balmer raies de Balmer séries de Balmer Balmer line raie de Balmer En physique atomique, la série de Balmer est la série de raies spectrales de l'atome d'hydrogène correspondant à une transition électronique d'un état quantique de nombre principal n > 2 vers l'état de niveau 2. L'identification de la série et la formule empirique donnant les longueurs d'onde est due à Johann Balmer (en 1885) sur la base du spectre visible. La justification a posteriori provient de la physique quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9rie_de_Balmer ) The Balmer series, or Balmer lines in atomic physics, is one of a set of six named series describing the spectral line emissions of the hydrogen atom. The Balmer series is calculated using the Balmer formula, an empirical equation discovered by Johann Balmer in 1885. The visible spectrum of light from hydrogen displays four wavelengths, 410 nm, 434 nm, 486 nm, and 656 nm, that correspond to emissions of photons by electrons in excited states transitioning to the quantum level described by the principal quantum number n equals 2. There are several prominent ultraviolet Balmer lines with wavelengths shorter than 400 nm. The number of these lines is an infinite continuum as it approaches a limit of 364.5 nm in the ultraviolet. After Balmer's discovery, five other hydrogen spectral series were discovered, corresponding to electrons transitioning to values of n other than two . (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Balmer_series ) Coronal line Raie coronale Raie coronales coronal lines raies coronales coronal line raie coronale Une raie d'émission dans le spectre de la couronne solaire causée par des ions métalliques hautement ionisés; en particulier ceux du fer, comme les lignes rouges et vertes à 6375 Å et 5303 Å [Fe X] (ion Fe9 +) et [Fe XIV] (ion Fe13 +), respectivement. De leur découverte en 1870 à 1939, on pensait que ces raies interdites étaient dues à un élément inconnu, appelé coronium. Les raies coronales UV et X sont également détectables dans les étoiles. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coronal+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) An emission line in the spectrum of the solar corona caused by highly ionized metal ions; especially those of iron, such as the red and green lines at 6375 Å and 5303 Å [Fe X] (Fe9+ ion) and [Fe XIV] (Fe13+ ion), respectively. From their discovery in 1870 until 1939, it was believed that these forbidden lines would be due to an unknown element, called coronium. Ultraviolet and X-ray coronal lines are also detectable in stars. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=coronal+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Raie D raies D D line raie D L'une des paires de raies jaunes dans les spectres d'émission du sodium neutre (Na I). D1 a une longueur d'onde de 5895,94 Å et D2 est de 5889,97 Å. Ce doublet du sodium est l'une des caractéristiques d'absorption les plus fortes dans les spectres des étoiles de type avancé. Étiqueté D dans une séquence de lettres alphabétiques utilisées pour la première fois par Joseph von Fraunhofer pour désigner des caractéristiques spectrales dans le spectre solaire. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=d+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) One of the pair of yellow lines in emission spectra of neutral sodium (Na I). D1 has a wavelength of 5895.94 Å and D2 is 5889.97 Å. This sodium doublet is one of the strongest absorption features in the spectra of late-type stars. Labelled D in a sequence of alphabetical letters first used by Joseph von Fraunhofer to designate spectral features in the solar spectrum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=d+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Emission line Raie émission Raie émissions emission lines raies d'émissions emission line raie d'émission Une raie brillante dans le spectre électromagnétique d'une substance rayonnante provoquée par une émission à une longueur d'onde particulière. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=emission+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) A bright line in the electromagnetic spectrum of a radiating substance caused by emission at a particular wavelength. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=emission+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Raie Fraunhofer raies de Fraunhofer Fraunhofer line raie de Fraunhofer En physique et en optique, les raies de Fraunhofer sont les discontinuités sombres observables sur le spectre visible solaire qui correspond à la partie la plus intense du rayonnement solaire atteignant la surface terrestre. Découvertes par Joseph von Fraunhofer au début du XIXe siècle et étudiées par de multiples scientifiques de son temps, elles ont fourni les premières références de longueur d'onde disponibles et permettent encore de nos jours étalonnage et mesures précises sur les instruments optiques. On utilise ainsi certaines des longueurs d'onde comme référence pour les spécifications de verres optiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Raies_de_Fraunhofer ) In physics and optics, the Fraunhofer lines are a set of spectral absorption lines named after the German physicist Joseph von Fraunhofer (1787–1826). The lines were originally observed as dark features (absorption lines) in the optical spectrum of the Sun (white light) . (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fraunhofer_lines ) Hα line raie H α raie Hα H alpha line Raie H alpha raies H alpha raies H α raies Hα H-alpha line raie H alpha En physique et en astronomie, Hα, notée aussi H alpha, est une raie d’émission particulière de l’atome d’hydrogène située dans le spectre visible à 656,3 nanomètres. Elle correspond à une transition entre les niveaux d’énergie principaux n = 3 et n = 2. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/H%CE%B1 ) H-alpha (Hα) is a specific deep-red visible spectral line in the Balmer series with a wavelength of 656.28 nm in air and 656.46 nm in vacuum; it occurs when a hydrogen electron falls from its third to second lowest energy level. H-alpha light is the brightest hydrogen line in the visible spectral range. It is important to astronomers as it is emitted by many emission nebulae and can be used to observe features in the Sun's atmosphere, including solar prominences and the chromosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/H-alpha ) Hβ line raie H β raie Hβ H beta line Raie H bêta Raie H bêtas raies H bêtas raies H β raies Hβ H-beta line raie H bêta La raie spectrale de la série Balmer de l'hydrogène qui résulte de la transition atomique entre les niveaux d'énergie 2 et 4. Elle a une longueur d'onde de 486,1 nm et tombe dans la région bleue du spectre visible. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=H-beta&formSubmit=Search&showAll=1 ) The Balmer series spectral line of hydrogen which results from atomic transition between the energy levels 2 and 4. It has a wavelength of 486.1 nm and falls in the blue region of the visible spectrum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=H-beta&formSubmit=Search&showAll=1 ) Hγ line raie H γ raie Hγ H gamma line Raie H gamma raies H gamma raies H γ raies Hγ H-gamma line raie H gamma forbidden transition line raie de transition interdite Forbidden line Raie interdite Raie interdites forbidden lines forbidden transition lines raies de transitions interdites raies interdites forbidden line raie interdite Une raie de transition interdite ou raie interdite est un concept en physique/chimie. C'est une raie spectrale émise par des atomes effectuant des transitions d'énergie normalement non autorisées par les règles de sélection de la mécanique quantique. En chimie, « interdit » signifie absolument impossible d'après les lois de la nature, mais avec l'hypothèse d'une symétrie idéale. En physique, cela signifie que le processus ne peut pas se produire par la voie la plus efficace (dipôle électrique). Bien que les transitions soient normalement « interdites », il existe une probabilité non nulle de leur occurrence spontanée, dès l'instant où un atome ou une molécule est portée à un état excité. Plus précisément, il existe une certaine probabilité par unité de temps qu'un tel atome excité fasse une transition interdite vers un niveau de plus faible énergie ; par définition cette probabilité est beaucoup plus faible que pour toute autre transition permise par les règles de sélection. Par conséquent, si un état peut se désexciter par une transition autorisée (ou autrement, par exemple par des collisions), il le fera presque certainement de cette façon plutôt que de le faire par une transition interdite. Cependant, les transitions « interdites » sont seulement relativement improbables : les états qui peuvent seulement se désexciter de cette façon (appelés états méta-stables) ont habituellement des durées de vie de l'ordre de la milliseconde à la seconde, à comparer à moins d'une microseconde pour les désexcitations par les transitions autorisées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Raie_de_transition_interdite ) In spectroscopy, a forbidden mechanism (forbidden transition or forbidden line) is a spectral line associated with absorption or emission of photons by atomic nuclei, atoms, or molecules which undergo a transition that is not allowed by a particular selection rule but is allowed if the approximation associated with that rule is not made. For example, in a situation where, according to usual approximations (such as the electric dipole approximation for the interaction with light), the process cannot happen, but at a higher level of approximation (e.g. magnetic dipole, or electric quadrupole) the process is allowed but at a low rate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Forbidden_mechanism ) Raie K raies K K line raie K Raie Lyman raies de Lyman Lyman line raie de Lyman La série de Lyman correspond à toutes les transitions électroniques des états excités (n ≥ 2) de l'atome d'hydrogène vers son état fondamental (n = 1) et se traduit par l'émission d'une série de raies spectrales dans l'ultraviolet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9rie_de_Lyman ) In physics and chemistry, the Lyman series is a hydrogen spectral series of transitions and resulting ultraviolet emission lines of the hydrogen atom as an electron goes from n ≥ 2 to n = 1 (where n is the principal quantum number), the lowest energy level of the electron. The transitions are named sequentially by Greek letters: from n = 2 to n = 1 is called Lyman-alpha, 3 to 1 is Lyman-beta, 4 to 1 is Lyman-gamma, and so on. The series is named after its discoverer, Theodore Lyman. The greater the difference in the principal quantum numbers, the higher the energy of the electromagnetic emission. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lyman_series ) Lyα line raie Lyman α Lyman alpha line Raie Lyman alpha raies Lyman alpha raies Lyman α Lyman-alpha line raie Lyman alpha La raie Lyman-alpha, généralement désignée par Ly-α, est une raie spectrale de l'hydrogène (ou, plus généralement, de tout atome à un électron) dans la série de Lyman. Elle est émise lors de la transition de l'électron atomique d'un état orbital n= 2 orbital à l'état fondamental (n = 1), où n est le nombre principal quantique. Pour l'hydrogène, sa longueur d'onde de 1215,67 angstroms (121,567 nm ou 1,21567 × 10⁻⁷m)), correspondant à une fréquence d'environ 2,47 × 10¹⁵ Hz, ce qui place Lyman-alpha dans la partie ultraviolette (UV) du spectre électromagnétique. Plus précisément, Ly-α se trouve dans les UV extrême (VUV), caractérisée par une forte absorption dans l'air. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Lyman-alpha_line ) The Lyman-alpha line, typically denoted by Ly-α, is a spectral line of hydrogen (or, more generally, of any one-electron atom) in the Lyman series. It is emitted when the atomic electron transitions from an n = 2 orbital to the ground state (n = 1), where n is the principal quantum number. In hydrogen, its wavelength of 1215.67 angstroms (121.567 nm or 1.21567×10⁻⁷ m)), corresponding to a frequency of about 2.47×10¹⁵ Hz, places Lyman-alpha in the ultraviolet (UV) part of the electromagnetic spectrum. More specifically, Ly-α lies in vacuum UV (VUV), characterized by a strong absorption in the air. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lyman-alpha_line ) Lyβ line raie Lyman β Lyman beta line Raie Lyman bêta Raie Lyman bêtas raies Lyman bêtas raies Lyman β Lyman-beta line raie Lyman bêta Paschen series série de Paschen Raie Paschen raies de Paschen séries de Paschen Paschen lines raie de Paschen La série spectrale associée au troisième niveau d'énergie de l'atome d'hydrogène. La série repose dans l'infrarouge, avec Pα à 18 751 Å, et la limite de Paschen à 8204 Å. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=paschen+series&formSubmit=Search&showAll=1 ) The spectral series associated with the third energy level of the hydrogen atom. The series lies in the infrared, with Pα at 18,751 Å, and Paschen limit at 8204 Å. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=paschen+series&formSubmit=Search&showAll=1 ) Raie recombinaison Raie recombinaisons Recombination line raies de recombinaisons recombination lines raie de recombinaison recombination line Une raie d'émission dans un spectre produit dans une région H II lorsqu'un électron libre se combine avec un atome ionisé pour former un atome neutre ou un ion de stade d'ionisation inférieur. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=recombination+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) An emission line in a spectrum produced in an H II region when a free electron combines with an ionized atom to form a neutral atom or an ion of lower ionization stage. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=recombination+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Radio recombination line Raie recombinaison radio Raie recombinaisons radios radio recombination lines raies de recombinaisons radios radio recombination line raie de recombinaison radio Une raie de recombinaison dont la longueur d'onde réside dans la gamme radio du spectre électromagnétique. Les raies de recombinaison radio sont le résultat de transitions électroniques entre des niveaux d'énergie élevés (n> 50) dans un atome ou un ion. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=recombination+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) A recombination line whose wavelength lies in the radio range of the electromagnetic spectrum. Radio recombination lines are the result of electronic transitions between high energy levels (n > 50) in an atom or ion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=recombination+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Raie résonance Raie résonances Resonance line raies de résonances resonance lines raie de résonance resonance line Pour un atome particulier, la raie spectrale correspondant à la plus grande longueur d'onde résultant d'une transition entre l'état fondamental et un état excité. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=resonance+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) For a particular atom, the spectral line corresponding to the longest wavelength arising from a transition between the ground state and an excited state. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=resonance+line&formSubmit=Search&showAll=1 ) Abundance ratio Rapport abondance Rapport abondances abundance ratios rapports d'abondances abundance ratio rapport d'abondance mass to luminosity ratio rapport masse sur luminosité Mass to light ratio Rapport masse luminosité Rapport masses luminosités mass to light ratio mass to light ratios mass to luminosity ratios mass-to-light ratios rapports masses surs luminosités rapports masses/luminosités mass-to-light ratio rapport masse/luminosité En astrophysique et en cosmologie physique, le rapport masse/luminosité, généralement écrit sous la forme M/L et parfois avec le symbole Υ, représente le rapport entre la masse d'un volume donné (typiquement une région de l'Univers observable telle qu'une galaxie ou un amas stellaire) et sa luminosité. Ce rapport est souvent exprimé par rapport à celui du Soleil, qui vaut : Υ_⊙ = M_☉/L_☉ = 1,988 92 × 1030 kg / 3,839 × 1026 W = 5 180 kg/W. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rapport_masse/luminosit%C3%A9 ) In astrophysics and physical cosmology the mass-to-light ratio, normally designated with the Greek letter upsilon, ϒ, is the quotient between the total mass of a spatial volume (typically on the scales of a galaxy or a cluster) and its luminosity. These ratios are often reported using the value calculated for the Sun as a baseline ratio which is a constant ϒ_☉ = 5133 kg/W: equal to the solar mass M_☉ divided by the solar luminosity L_☉, M_☉/L_☉. The mass-to-light ratios of galaxies and clusters are all much greater than ϒ_☉ due in part to the fact that most of the matter in these objects does not reside within stars and observations suggest that a large fraction is present in the form of dark matter. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mass-to-light_ratio ) curvature radii curvature radius radii of curvature Radius of curvature Rayon courbure Rayon courbures curvature radiis curvature radiuses radiis of curvature radiuss of curvature rayons de courbures radius of curvature rayon de courbure Le rayon de courbure d'un tracé, en général noté ρ (lettre grecque rhô) indique son niveau d'incurvation : plus le rayon de courbure est élevé, plus le tracé se rapproche d'une ligne droite, et inversement. Mathématiquement, le rayon de courbure est la valeur absolue du rayon du cercle tangent à la courbe au point recherché, cercle qui y « épouse cette courbe le mieux possible ». Ce cercle est appelé cercle osculateur à la courbe en ce point. Le rayon de courbure est aussi l'inverse de la courbure γ : ρ = 1/γ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayon_de_courbure ) In differential geometry, the radius of curvature, R, is the reciprocal of the curvature. For a curve, it equals the radius of the circular arc which best approximates the curve at that point. For surfaces, the radius of curvature is the radius of a circle that best fits a normal section or combinations thereof. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radius_of_curvature ) effective radii half-light radius Effective radius Rayon effectif Rayon effectifs effective radiis effective radiuses half light radius half light radiuses half-light radiuses rayons effectifs effective radius rayon effectif En astronomie, le rayon effectif est un rayon de référence pour une galaxie. Plus précisément, c'est le rayon à l'intérieur duquel la moitié de la luminosité totale du système est émise. Cela nécessite l'hypothèse que la galaxie a une symétrie sphérique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayon_effectif ) Of a galaxy, the distance from its center within which half of the total luminosity is included. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=effective+ra&formSubmit=Search&showAll=1 ) Cerenkov radiation rayonnement de Tcherenkov Rayonnement Cerenkov rayonnements de Cerenkov rayonnements de Tcherenkov Cherenkov radiation rayonnement de Cerenkov L'effet Tcherenkov, parfois nommé effet Vavilov-Tcherenkov, est un phénomène similaire à une onde de choc, produisant un flash de lumière lorsqu'une particule chargée se déplace dans un milieu diélectrique avec une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans ce milieu (la vitesse de la lumière dans le vide étant toujours supérieure à celle de la particule). Cet effet provoque par exemple la luminosité bleutée de l'eau entourant le cœur d'un réacteur nucléaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Tcherenkov ) Cherenkov radiation is electromagnetic radiation emitted when a charged particle (such as an electron) passes through a dielectric medium at a speed greater than the phase velocity (speed of propagation of a wavefront in a medium) of light in that medium. A classic example of Cherenkov radiation is the characteristic blue glow of an underwater nuclear reactor. Its cause is similar to the cause of a sonic boom, the sharp sound heard when faster-than-sound movement occurs. The phenomenon is named after Soviet physicist Pavel Cherenkov. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cherenkov_radiation ) blackbody radiation rayonnement complet Blackbody radiation Rayonnement corps noir Rayonnement corps noirs black body radiation black body radiations black-body radiations blackbody radiations rayonnements complets rayonnements des corps noirs black-body radiation rayonnement du corps noir Le rayonnement du corps noir, également appelé rayonnement complet ou rayonnement thermique, est le type de rayonnement électromagnétique à l'intérieur ou entourant un corps en équilibre thermodynamique avec son environnement, ou émis par un corps noir (un corps opaque et non réfléchissant) maintenu à une température constante et uniforme. Le rayonnement possède un spectre spécifique et une intensité qui dépend seulement de la température du corps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_du_corps_noir ) Black-body radiation is the thermal electromagnetic radiation within, or surrounding, a body in thermodynamic equilibrium with its environment, emitted by a black body (an idealized opaque, non-reflective body). It has a specific, continuous spectrum of wavelengths, inversely related to intensity, that depend only on the body's temperature, which is assumed, for the sake of calculations and theory, to be uniform and constant. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Black-body_radiation ) galactic cosmic radiation Galactic cosmic ray Rayonnement cosmique galactique Rayonnement cosmiques galactiques galactic cosmic radiations galactic cosmic rays rayonnements cosmiques galactiques galactic cosmic ray rayonnement cosmique galactique primary cosmic radiation Primary cosmic radiation Rayonnement cosmique primaire Rayonnement cosmiques primaires primary cosmic radiations primary cosmic rays rayonnements cosmiques primaires primary cosmic ray rayonnement cosmique primaire Les rayons cosmiques qui arrivent sur l'atmosphère terrestre de l'espace. Les rayons cosmiques primaires sont des protons à très haute énergie et, dans une moindre mesure, des noyaux plus lourds qui précipitent sur la terre depuis toutes les diretions de l'espace. Ils contiennent environ 90% de protons, 7% de particules alpha et environ 1% de noyaux encore plus lourds de presque tous les atomes de Li à Ni (nombre de masse <60). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=primary+cosmic+rays&formSubmit=Search&showAll=1 ) The cosmic rays which arrive on the Earth's atmosphere from the outer space. The primary cosmic rays are very high energy protons and to a lesser extent heavier nuclei which rain upon the Earth from all diretions in the outer space. They contain about 90% protons, 7% alpha particles and about 1% still heavier nuclei of amost all the atoms from Li to Ni (mass number< 60). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=primary+cosmic+rays&formSubmit=Search&showAll=1 ) secondary cosmic radiation Rayonnement cosmique secondaire Rayonnement cosmiques secondaires Secondary cosmic radiation rayonnements cosmiques secondaires secondary cosmic radiations secondary cosmic rays rayonnement cosmique secondaire secondary cosmic ray Un sursaut de particules secondaires chargées et neutres surgissant lorsque les rayons cosmiques primaires entrent en collision avec les noyaux atmosphériques de l'oxygène ou de l'azote dans la haute atmosphère. La collision produit principalement des pions (π), ainsi que certains kaons (K), antiprotons et antineutrons. Les pions neutres se désintègrent très rapidement, généralement en deux rayons gamma. Les pions chargés se désintègrent également mais après une période plus longue. Par conséquent, certains des pions peuvent entrer en collision avec un autre noyau de l'air avant la désintégration sous la forme d'un amuon et d'un neutrino. Les fragments du noyau entrant interagissent également à nouveau, produisant également de nouvelles particules. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=secondary+cosmic+rays ) A burst of secondary charged and neutral particles arising when primary cosmic rays collide with the atmospheric oxygen or nitrogen nuclei in the upper atmosphere. The collision produces mostly pions (π), along with some kaons (K), antiprotons, and antineutrons. Neutral pions very quickly decay, usually into two gamma rays. Charged pions also decay but after a longer time. Therefore, some of the pions may collide with yet another nucleus of the air before decaying, which would be into amuon and a neutrino. The fragments of the incoming nucleus also interact again, also producing new particles. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=secondary+cosmic+rays ) solar cosmic radiation Rayonnement cosmique solaire Rayonnement cosmiques solaires Solar cosmic ray rayonnements cosmiques solaires solar cosmic radiations solar cosmic rays rayonnement cosmique solaire solar cosmic ray Cyclotron radiation Rayonnement cyclotron Rayonnement cyclotrons cyclotron radiations rayonnements cyclotrons cyclotron radiation rayonnement cyclotron Le rayonnement cyclotron est un rayonnement électromagnétique émis par des particules chargées en mouvement lorsqu'elles sont déviées par un champ magnétique. La force de Lorentz qui s'exerce sur ces particules perpendiculairement aux lignes de champ magnétique et à la direction du mouvement les accélère, ce qui entraîne l'émission d'un rayonnement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_cyclotron ) Cyclotron radiation is electromagnetic radiation emitted by non-relativistic accelerating charged particles deflected by a magnetic field. The Lorentz force on the particles acts perpendicular to both the magnetic field lines and the particles' motion through them, creating an acceleration of charged particles that causes them to emit radiation as a result of the acceleration they undergo as they spiral around the lines of the magnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cyclotron_radiation ) electromagnetic radiations rayonnements électromagnétiques electromagnetic radiation rayonnement électromagnétique En physique, le rayonnement électromagnétique se compose d'ondes du champ électromagnétique, qui se propagent dans l'espace et transportent une énergie radiante électromagnétique. Il inclut les ondes radio, les micro-ondes, l'infrarouge, la lumière (visible), l'ultraviolet, les rayons X et les rayons gamma. Toutes ces ondes font partie du spectre électromagnétique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Electromagnetic_radiation ) In physics, electromagnetic radiation (EMR) consists of waves of the electromagnetic (EM) field, which propagate through space and carry electromagnetic radiant energy. It includes radio waves, microwaves, infrared, (visible) light, ultraviolet, X-rays, and gamma rays. All of these waves form part of the electromagnetic spectrum. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electromagnetic_radiation ) EBF ELF rayonnement EBF Extreme low frequency radiation Rayonnement extra basse fréquence Rayonnement extras basses fréquences extremelies low frequencies extrêmements basses fréquences rayonnements EBF extremely low frequency extrêmement basse fréquence L’extrêmement basse fréquence ou EBF (en anglais, extremely low frequency ou ELF) est la bande de rayonnement électromagnétique (radiofréquences) comprise entre 3 et 30 Hz (longueur d'onde de 100 000 à 10 000 km). Dans le domaine des sciences de l'atmosphère, une définition alternative est généralement retenue : de 3 Hz à 3 kHz. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Extr%C3%AAmement_basse_fr%C3%A9quence ) Extremely low frequency (ELF) is the ITU designation for electromagnetic radiation (radio waves) with frequencies from 3 to 30 Hz, and corresponding wavelengths of 100,000 to 10,000 kilometers, respectively. In atmospheric science, an alternative definition is usually given, from 3 Hz to 3 kHz. In the related magnetosphere science, the lower frequency electromagnetic oscillations (pulsations occurring below ~3 Hz) are considered to lie in the ULF range, which is thus also defined differently from the ITU radio bands. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Extremely_low_frequency ) Background radiation Rayonnement fond Rayonnement fonds background radiations rayonnements de fonds background radiation rayonnement de fond Le rayonnement de fond (en anglais : background radiation) est le rayonnement ionisant omniprésent auquel les gens sur la planète Terre sont exposés. Ce rayonnement provient de sources naturelles et artificielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_de_fond ) Background radiation is a measure of the level of ionizing radiation present in the environment at a particular location which is not due to deliberate introduction of radiation sources. Background radiation originates from a variety of sources, both natural and artificial. These include both cosmic radiation and environmental radioactivity from naturally occurring radioactive materials (such as radon and radium), as well as man-made medical X-rays, fallout from nuclear weapons testing and nuclear accidents. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Background_radiation ) 3 K radiation 3K radiation CMB CMBR fond diffus cosmologique rayonnement 3K rayonnement de fond cosmique microonde rayonnement fossile relict radiation 3 K radiations 3K radiations Cosmic background radiation Rayonnement fond cosmique Rayonnement fonds cosmiques cosmic microwave backgrounds fonds diffus cosmologiques rayonnements 3K rayonnements de fonds cosmiques rayonnements de fonds cosmiques microondes rayonnements fossiles relict radiations cosmic microwave background rayonnement de fond cosmique Le fond diffus cosmologique (FDC, ou CMB pour l'anglais cosmic microwave background, « fond cosmique de micro-ondes ») est un rayonnement électromagnétique très homogène observé dans toutes les directions du ciel et dont le pic d'émission est situé dans le domaine des micro-ondes. On le qualifie de diffus parce qu'il ne provient pas d'une ou plusieurs sources localisées, et de cosmologique parce que, selon l'interprétation qu'on en fait, il est présent dans tout l'Univers (le cosmos). Anticipé dès 1948 et découvert par hasard en 1964, le fond diffus permet à la communauté scientifique de départager les différents modèles cosmologiques, notamment en abandonnant les modèles fondés sur le principe cosmologique parfait et en donnant la priorité aux modèles basés sur l'idée de Big Bang, qui prédisent l'émission d'un tel rayonnement thermique à l'époque de l'Univers primordial. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fond_diffus_cosmologique ) In Big Bang cosmology the cosmic microwave background (CMB, CMBR) is electromagnetic radiation that is a remnant from an early stage of the universe, also known as "relic radiation". The CMB is faint cosmic background radiation filling all space. It is an important source of data on the early universe because it is the oldest electromagnetic radiation in the universe, dating to the epoch of recombination when the first atoms were formed. With a traditional optical telescope, the space between stars and galaxies (the background) is completely dark (see: Olbers' paradox). However, a sufficiently sensitive radio telescope shows a faint background brightness, or glow, almost uniform, that is not associated with any star, galaxy, or other object. This glow is strongest in the microwave region of the radio spectrum. The accidental discovery of the CMB in 1965 by American radio astronomers Arno Penzias and Robert Wilson was the culmination of work initiated in the 1940s, and earned the discoverers the 1978 Nobel Prize in Physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_microwave_background ) rayonnement blanc Bremsstrahlung Rayonnement freinage Rayonnement freinages bremsstrahlungs rayonnements blancs rayonnements de freinages bremsstrahlung rayonnement de freinage Le rayonnement continu de freinage ou bremsstrahlung (de bremsen « freiner » et Strahlung "radiation", c.-à-d. "radiation de freinage" ou "radiation de décélération") est un rayonnement électromagnétique à spectre large créé par le ralentissement de charges électriques. On parle aussi de rayonnement blanc. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_continu_de_freinage ) Bremsstrahlung from bremsen "to brake" and Strahlung "radiation", i.e., "braking radiation" or "deceleration radiation", is electromagnetic radiation produced by the deceleration of a charged particle when deflected by another charged particle, typically an electron by an atomic nucleus. The moving particle loses kinetic energy, which is converted into radiation (i.e., photons), thus satisfying the law of conservation of energy. The term is also used to refer to the process of producing the radiation. Bremsstrahlung has a continuous spectrum, which becomes more intense and whose peak intensity shifts toward higher frequencies as the change of the energy of the decelerated particles increases. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bremsstrahlung ) 2022-10-14 gravitational radiation rayonnement gravitationnel Gravitational radiation Rayonnement gravitationnel Rayonnement gravitationnels gravitational radiations gravitational waves ondes gravitationnelles rayonnements gravitationnels gravitational wave onde gravitationnelle En physique, une onde gravitationnelle, appelée parfois onde de gravitation, est une oscillation de la courbure de l'espace-temps qui se propage à grande distance de son point de formation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Onde_gravitationnelle ) Gravitational waves are waves of the intensity of gravity generated by the accelerated masses of an orbital binary system that propagate as waves outward from their source at the speed of light. They were first proposed by Oliver Heaviside in 1893 and then later by Henri Poincaré in 1905 as waves similar to electromagnetic waves but the gravitational equivalent. Gravitational waves were later predicted in 1916 by Albert Einstein on the basis of his general theory of relativity as ripples in spacetime. Later he refused to accept gravitational waves. Gravitational waves transport energy as gravitational radiation, a form of radiant energy similar to electromagnetic radiation. Newton's law of universal gravitation, part of classical mechanics, does not provide for their existence, since that law is predicated on the assumption that physical interactions propagate instantaneously (at infinite speed) – showing one of the ways the methods of Newtonian physics are unable to explain phenomena associated with relativity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_wave ) Ionizing radiation Rayonnement ionisant Rayonnement ionisants ionizing radiations rayonnements ionisants ionizing radiation rayonnement ionisant Un rayonnement ionisant est un rayonnement électromagnétique ou corpusculaire capable de produire directement ou indirectement des ions lors de son passage à travers la matière. Ces rayonnements peuvent être produits par la radioactivité d'atomes tels que l'uranium, ou par des appareils électriques comme des scanners. Ils ont des applications notamment dans les domaines de la défense, de la santé et de la production d'électricité. Pour les organismes vivants, les rayonnements ionisants peuvent être nocifs, voire mortels en cas de dose élevée. Les rayons ionisants sont de natures et de sources variées. Leurs propriétés dépendent de la nature des particules constitutives du rayonnement et de leur énergie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_ionisant ) Ionizing radiation (or ionising radiation), including nuclear radiation, consists of subatomic particles or electromagnetic waves that have sufficient energy to ionize atoms or molecules by detaching electrons from them. Some particles can travel up to 99% of the speed of light, and the electromagnetic waves are on the high-energy portion of the electromagnetic spectrum. Gamma rays, X-rays, and the higher energy ultraviolet part of the electromagnetic spectrum are ionizing radiation, whereas the lower energy ultraviolet, visible light, nearly all types of laser light, infrared, microwaves, and radio waves are non-ionizing radiation. The boundary between ionizing and non-ionizing radiation in the ultraviolet area is not sharply defined, as different molecules and atoms ionize at different energies. The energy of ionizing radiation starts between 10 electronvolts (eV) and 33 eV. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionizing_radiation ) IR radiation infrared infrarouge rayon infrarouge rayonnement IR Infrared radiation Rayonnement IR infrared radiations infrarouges rayonnements IR rayonnements infrarouges rayons infrarouges infrared radiation rayonnement infrarouge Le rayonnement infrarouge (IR) est un rayonnement électromagnétique de longueur d'onde supérieure à celle du spectre visible mais plus courte que celle des micro-ondes ou du domaine térahertz. Cette gamme de longueurs d'onde dans le vide de 700 nm à 0,1 ou 1 mm se divise en infrarouge proche, au sens de proche du spectre visible, de 700 à 2 000 nm environ, infrarouge moyen, qui s'étend jusqu'à 20 µm, et infrarouge lointain. Les limites de ces domaines peuvent varier quelque peu d'un auteur à l'autre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Infrarouge ) Infrared (sometimes called infrared light and IR) is electromagnetic radiation (EMR) with wavelengths longer than those of visible light and shorter than radio waves. It is therefore invisible to the human eye. IR is generally understood to encompass wavelengths from around 1 millimeter (300 GHz) to the nominal red edge of the visible spectrum, around 700 nanometers (430 THz). Longer IR wavelengths (30 μm-100 μm) are sometimes included as part of the terahertz radiation range. Almost all black-body radiation from objects near room temperature is at infrared wavelengths. As a form of electromagnetic radiation, IR propagates energy and momentum, exerts radiation pressure, and has properties corresponding to both those of a wave and of a particle, the photon. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Infrared ) far IR radiation far infrared infrarouge lointain rayonnement IR lointain Far infrared radiation Rayonnement IR lointain Rayonnement IR lointains far IR radiations far infrared radiations infrarouges lointains rayonnements IR lointains rayonnements infrarouges lointains far infrared radiation rayonnement infrarouge lointain infrarouge moyen mid IR radiation mid infrared rayonnement IR moyen Mid infrared radiation Rayonnement IR moyen Rayonnement IR moyens infrarouges moyens mid IR radiations mid infrared radiations rayonnements IR moyens rayonnements infrarouges moyens mid infrared radiation rayonnement infrarouge moyen infrarouge proche near IR radiation near inrared rayonnement IR proche Near infrared radiation Rayonnement IR proche Rayonnement IR proches infrarouges proches near IR radiations near infrared radiations rayonnements IR proches rayonnements infrarouges proches near infrared radiation rayonnement infrarouge proche AKR Auroral kilometric radiation Rayonnement kilométrique auroral Rayonnement kilométriques auroraux auroral kilometric radiations rayonnements kilométriques auroraux auroral kilometric radiation rayonnement kilométrique auroral Le rayonnement kilométrique auroral (en anglais, auroral kilometric radiation ou AKR) est généré au-dessus de la Terre par les mêmes particules solaires qui produisent les aurores boréales et australes. La Terre n'est pas la seule planète du système solaire à en émettre. Jupiter et Saturne sont également le siège d'un tel phénomène. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_kilom%C3%A9trique_auroral ) Auroral kilometric radiation (AKR) is the intense radio radiation emitted in the acceleration zone (at a height of three times the radius of the Earth) of the polar lights. The radiation mainly comes from cyclotron radiation from electrons orbiting around the magnetic field lines of the Earth. The radiation has a frequency of between 50 and 500 kHz and a total power of between about 1 million and 10 million watts. The radiation is absorbed by the ionosphere and therefore can only be measured by satellites positioned at vast heights, such as the Fast Auroral Snapshot Explorer (FAST). According to the data of the Cluster mission, it is beamed out in the cosmos in a narrow plane tangent to the magnetic field at the source. The sound produced by playing AKR over an audio device has been described as "whistles", "chirps", and even "screams". As some other planets emit cyclotron radiation too, AKR could be used to learn more about Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune, and to detect extrasolar planets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Auroral_kilometric_radiation ) lyman α radiation rayonnement Lyman α Lyman alpha radiation Rayonnement Lyman alpha lyman alpha radiations lyman α radiations rayonnements Lyman alpha rayonnements Lyman α lyman alpha radiation rayonnement Lyman alpha non thermal radiation Non thermal radiation Rayonnement non thermique Rayonnement nons thermiques non thermal radiations nonthermal radiations rayonnements nons thermiques nonthermal radiation rayonnement non thermique Le rayonnement non thermique est le rayonnement électromagnétique dégagé par les particules pour des raisons autres que leur énergie thermique. L'exemple le plus courant en astrophysique est le rayonnement synchrotron, produit par l'accélération d'électrons ou d'autres particules chargées par un champ magnétique. Le spectre du rayonnement non thermique est différent de celui prédit par la loi de Planck pour un corps noir. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/non-thermal_radiation.html ) Non-thermal radiation is electromagnetic radiation given off by particles for reasons other than their thermal energy. The commonest example in astrophysics is synchrotron radiation, produced by the acceleration of electrons or other charged particles by a magnetic field. The spectrum of nonthermal radiation is different from that predicted by Planck's law for a blackbody. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/N/non-thermal_radiation.html ) star radiation Rayonnement stellaire Rayonnement stellaires Stellar radiation rayonnements stellaires star radiations stellar radiations rayonnement stellaire stellar radiation Rayonnement synchrotron Rayonnement synchrotrons Synchrotron radiation rayonnements synchrotrons synchrotron radiations rayonnement synchrotron synchrotron radiation Le rayonnement synchrotron, ou rayonnement de courbure, est un rayonnement électromagnétique émis par une particule chargée qui se déplace dans un champ magnétique et dont la trajectoire est déviée par ce champ magnétique. Ce rayonnement est émis en particulier par des électrons qui tournent dans un anneau de stockage. Puisque ces particules modifient régulièrement leur course, leur vitesse change régulièrement, elles émettent alors de l'énergie (sous forme de photons) qui correspond à l’accélération subie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_synchrotron ) Synchrotron radiation (also known as magnetobremsstrahlung radiation) is the electromagnetic radiation emitted when relativistic charged particles are subject to an acceleration perpendicular to their velocity (a ⊥ v). It is produced artificially in some types of particle accelerators, or naturally by fast electrons moving through magnetic fields. The radiation produced in this way has a characteristic polarization and the frequencies generated can range over a large portion of the electromagnetic spectrum. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Synchrotron_radiation ) heat radiation Rayonnement thermique Rayonnement thermiques Thermal radiation heat radiations rayonnements thermiques thermal radiations rayonnement thermique thermal radiation Le rayonnement thermique est un rayonnement électromagnétique généré par l'agitation thermique de particules dans la matière quel que soit l'état de celle-ci : solide, liquide ou gaz. Le spectre de ce rayonnement s'étend du domaine micro-ondes à l'ultra-violet. L'expression est également utilisée pour des phénomènes beaucoup plus énergétiques tels que rencontrés dans les plasmas, qui sont la source de rayonnement X. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_thermique ) Thermal radiation is electromagnetic radiation generated by the thermal motion of particles in matter. Thermal radiation is generated when heat from the movement of charges in the material (electrons and protons in common forms of matter) is converted to electromagnetic radiation. All matter with a temperature greater than absolute zero emits thermal radiation. At room temperature, most of the emission is in the infrared (IR) spectrum. Particle motion results in charge-acceleration or dipole oscillation which produces electromagnetic radiation. Infrared radiation emitted by animals (detectable with an infrared camera) and cosmic microwave background radiation are examples of thermal radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermal_radiation ) Rayonnement transition Rayonnement transitions Transition radiation rayonnements de transitions transition radiations rayonnement de transition transition radiation Le rayonnement de transition est une forme de rayonnement électromagnétique émise quand une particule chargée passe à travers un milieu non homogène, par exemple la frontière entre deux milieux. Ceci est en contraste avec l'effet Vavilov-Tcherenkov qui a lieu quand une particule chargée traverse un milieu diélectrique homogène à une vitesse supérieure à la vitesse de phase du rayonnement électromagnétique dans ce milieu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rayonnement_de_transition ) Transition radiation (TR) is a form of electromagnetic radiation emitted when a charged particle passes through inhomogeneous media, such as a boundary between two different media. This is in contrast to Cherenkov radiation, which occurs when a charged particle passes through a homogeneous dielectric medium at a speed greater than the phase velocity of electromagnetic waves in that medium. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Transition_radiation ) VLF rayonnement TBF rayonnement VLF Rayonnement très basse fréquence Rayonnement très basses fréquences Very low frequency radiation rayonnements TBF rayonnements VLF très basses fréquences veries low frequencies très basse fréquence very low frequency La très basse fréquence, en anglais Very low frequency (VLF), désigne la bande de radiofréquences qui s'étend de 3 kHz à 30 kHz (longueur d'onde de 100 à 10 km). Les ondes VLF sont aussi appelées ondes myriamétriques (le myria- est un préfixe obsolète valant 10 000). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tr%C3%A8s_basse_fr%C3%A9quence ) Very low frequency or VLF is the ITU designation for radio frequencies (RF) in the range of 3–30 kHz, corresponding to wavelengths from 100 to 10 km, respectively. The band is also known as the myriameter band or myriameter wave as the wavelengths range from one to ten myriameters (an obsolete metric unit equal to 10 kilometers). Due to its limited bandwidth, audio (voice) transmission is highly impractical in this band, and therefore only low data rate coded signals are used. The VLF band is used for a few radio navigation services, government time radio stations (broadcasting time signals to set radio clocks) and for secure military communication. Since VLF waves can penetrate at least 40 meters (131 ft) into saltwater, they are used for military communication with submarines. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Very_low_frequency ) ULF rayonnement UBF rayonnement ULF Rayonnement ultra basse fréquence Rayonnement ultras basses fréquences Ultralow frequency radiation rayonnements UBF rayonnements ULF ultralow frequencies ultras basses fréquences ultra basse fréquence ultralow frequency On appelle ultra basse fréquence (ULF), Ultra low frequency en anglais, la bande de radiofréquences qui s'étend de 300 à 3 000 Hz (longueur d'onde de 100 à 1 000 km). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ultra_basse_fr%C3%A9quence ) Ultra low frequency (ULF) is the ITU designation for the frequency range of electromagnetic waves between 300 hertz and 3 kilohertz, corresponding to wavelengths between 1,000 to 100 km. In magnetosphere science and seismology, alternative definitions are usually given, including ranges from 1 mHz to 100 Hz, 1 mHz to 1 Hz, and 10 mHz to 10 Hz. Many types of waves in the ULF frequency band can be observed in the magnetosphere and on the ground. These waves represent important physical processes in the near-Earth plasma environment. The speed of the ULF waves is often associated with the Alfvén velocity that depends on the ambient magnetic field and plasma mass density. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ultra_low_frequency ) UV radiation rayon ultraviolet rayonnement UV ultraviolet ultraviolet Rayonnement UV Ultraviolet radiation rayonnements UV rayonnements ultraviolets rayons ultraviolets ultraviolet radiations ultraviolets ultraviolets rayonnement ultraviolet ultraviolet radiation Le rayonnement ultraviolet (UV), également appelé "lumière noire" parce que généralement invisible à l’œil nu, est un rayonnement électromagnétique de longueur d'onde inférieure à celle de la lumière visible, mais supérieure à celle des rayons X. Les rayons UV ne peuvent être observés qu’indirectement, soit par la fluorescence, soit à l’aide de détecteurs spécialisés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ultraviolet ) Ultraviolet (UV) is a form of electromagnetic radiation with wavelength shorter than that of visible light, but longer than X-rays. UV radiation is present in sunlight, and constitutes about 10% of the total electromagnetic radiation output from the Sun. It is also produced by electric arcs, Cherenkov radiation, and specialized lights, such as mercury-vapor lamps, tanning lamps, and black lights. Although long-wavelength ultraviolet is not considered an ionizing radiation because its photons lack the energy to ionize atoms, it can cause chemical reactions and causes many substances to glow or fluoresce. Many practical applications, including chemical and biological effects, derive from the way that UV radiation can interact with organic molecules. These interactions can involve absorption or adjusting energy states in molecules, but do not necessarily involve heating. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ultraviolet ) EUV UVE XUV vacuum ultraviolet radiation Rayonnement UV extrême Rayonnement UV extrêmes Vacuum ultraviolet radiation extreme ultraviolet radiations rayonnements ultraviolets extrêmes vacuum ultraviolet radiations extreme ultraviolet radiation rayonnement ultraviolet extrême Far ultraviolet radiation Rayonnement UV lointain Rayonnement UV lointains far ultraviolet radiations rayonnements ultraviolets lointains far ultraviolet radiation rayonnement ultraviolet lointain Near ultraviolet radiation Rayonnement UV proche Rayonnement UV proches near ultraviolet radiations rayonnements ultraviolets proches near ultraviolet radiation rayonnement ultraviolet proche spectre visible visible spectra visible spectrum Rayonnement visible Rayonnement visibles Visible radiation rayonnements visibles spectres visibles visible radiations visible spectras visible spectrums rayonnement visible visible radiation Le spectre visible est la partie du spectre électromagnétique qui est perceptible par l'humain. Le spectre se décompose en rayonnements monochromatiques par le passage de la lumière à travers un dispositif disperseur (prisme ou réseau diffractant) : c'est l'analyse spectrale. La sensibilité de l'œil selon la longueur d'onde diminue progressivement de part et d'autre d'un maximum entre 495 et 555 nanomètres (nm) selon le domaine de vision et les conditions de la mesure. On ne peut donner de limites exactes au domaine des rayonnements visibles. La Commission internationale de l'éclairage définit la vision de l’observateur de référence jusqu'à une valeur 50 000 fois plus faible que le maximum, pour une longueur d'onde dans le vide de 380 à 780 nm. Le spectre visible occupe la majeure partie de la fenêtre optique, une gamme de longueurs d'onde bien transmises par l'atmosphère terrestre, qui recoupe celle où l'éclairement énergétique solaire est maximal à la surface de la Terre. Des longueurs d'onde plus courtes endommageraient la structure des molécules organiques, tandis que l'eau, constituant abondant du vivant, absorbe celles plus longues. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spectre_visible ) The visible spectrum is the portion of the electromagnetic spectrum that is visible to the human eye. Electromagnetic radiation in this range of wavelengths is called visible light or simply light. A typical human eye will respond to wavelengths from about 380 to about 750 nanometers. In terms of frequency, this corresponds to a band in the vicinity of 400–790 terahertz. These boundaries are not sharply defined and may vary per individual. Under optimal conditions these limits of human perception can extend to 310 nm (ultraviolet) and 1100 nm (near infrared). The optical spectrum is sometimes considered to be the same as the visible spectrum, but some authors define the term more broadly, to include the ultraviolet and infrared parts of the electromagnetic spectrum as well. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Visible_spectrum ) réaction thermonucléaire thermonuclear reaction Réaction fusion nucléaire Réaction fusions nucléaires Thermonuclear reaction fusions nucléaires nuclear fusions réactions thermonucléaires thermonuclear reactions fusion nucléaire nuclear fusion La fusion nucléaire (ou thermonucléaire) est une réaction nucléaire dans laquelle deux noyaux atomiques s’assemblent pour former un noyau plus lourd. Cette réaction est à l’œuvre de manière naturelle dans le Soleil et la plupart des étoiles de l'Univers, dans lesquelles sont créés tous les éléments chimiques autres que l'hydrogène et la majeure partie de l'hélium. Elle est, avec la fission nucléaire, l’un des deux principaux types de réactions nucléaires appliquées. La fusion nucléaire dégage une quantité d’énergie colossale par unité de masse, provenant de l’attraction entre les nucléons due à l’interaction forte. La masse du ou des produits d'une réaction de fusion étant inférieure à la somme des masses des noyaux fusionnés, la différence est transformée en énergie cinétique (puis en chaleur) selon la formule d'Einstein E = mc². (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fusion_nucl%C3%A9aire ) Nuclear fusion is a reaction in which two or more atomic nuclei are combined to form one or more different atomic nuclei and subatomic particles (neutrons or protons). The difference in mass between the reactants and products is manifested as either the release or absorption of energy. This difference in mass arises due to the difference in nuclear binding energy between the atomic nuclei before and after the reaction. Nuclear fusion is the process that powers active or main sequence stars and other high-magnitude stars, where large amounts of energy are released. A nuclear fusion process that produces atomic nuclei lighter than iron-56 or nickel-62 will generally release energy. These elements have a relatively small mass and a relatively large binding energy per nucleon. Fusion of nuclei lighter than these releases energy (an exothermic process), while the fusion of heavier nuclei results in energy retained by the product nucleons, and the resulting reaction is endothermic. The opposite is true for the reverse process, called nuclear fission. Nuclear fusion uses lighter elements, such as hydrogen and helium, which are in general more fusible; while the heavier elements, such as uranium, thorium and plutonium, are more fissionable. The extreme astrophysical event of a supernova can produce enough energy to fuse nuclei into elements heavier than iron. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion ) nuclear reactions réactions nucléaires nuclear reaction réaction nucléaire Une réaction nucléaire est le processus au cours duquel un ou plusieurs noyaux atomiques sont transformés pour donner des noyaux de masse et/ou de charge différentes. Elle se distingue d'une réaction chimique, qui ne concerne que les électrons ou les liaisons entre les atomes. La réaction chimique conserve les éléments chimiques, alors que la réaction nucléaire transforme un nucléide en un autre. La plupart des réactions nucléaires impliquent l’interaction de deux noyaux ou particules ; certains processus comme la fission spontanée des noyaux lourds ou les radioactivités (alpha, beta et gamma) concernent des noyaux isolés. Le terme "réaction nucléaire" peut donc désigner soit une modification d'un nucléide induite par collision avec une autre particule, soit une modification spontanée d'un noyau sans collision. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9action_nucl%C3%A9aire ) In nuclear physics and nuclear chemistry, a nuclear reaction is a process in which two nuclei, or a nucleus and an external subatomic particle, collide to produce one or more new nuclides. Thus, a nuclear reaction must cause a transformation of at least one nuclide to another. If a nucleus interacts with another nucleus or particle and they then separate without changing the nature of any nuclide, the process is simply referred to as a type of nuclear scattering, rather than a nuclear reaction. In principle, a reaction can involve more than two particles colliding, but because the probability of three or more nuclei to meet at the same time at the same place is much less than for two nuclei, such an event is exceptionally rare (see triple alpha process for an example very close to a three-body nuclear reaction). The term "nuclear reaction" may refer either to a change in a nuclide induced by collision with another particle or to a spontaneous change of a nuclide without collision. Natural nuclear reactions occur in the interaction between cosmic rays and matter, and nuclear reactions can be employed artificially to obtain nuclear energy, at an adjustable rate, on-demand. Nuclear chain reactions in fissionable materials produce induced nuclear fission. Various nuclear fusion reactions of light elements power the energy production of the Sun and stars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_reaction ) Magnetic reconnection Reconnexion magnétique Reconnexion magnétiques magnetic reconnections reconnexions magnétiques magnetic reconnection reconnexion magnétique La reconnexion magnétique est un processus physique dans les plasmas fortement conducteurs, par lequel la topologie du champ magnétique est ré-arrangée et une partie de l'énergie magnétique est convertie en énergie cinétique, thermique et en accélération de particules. Ce phénomène se développe sur une échelle de temps intermédiaire entre la diffusion résistive lente du champ magnétique et l'échelle rapide d'Alfvén. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Reconnexion_magn%C3%A9tique ) Magnetic reconnection is a physical process occurring in highly conducting plasmas in which the magnetic topology is rearranged and magnetic energy is converted to kinetic energy, thermal energy, and particle acceleration. Magnetic reconnection occurs on timescales intermediate between slow resistive diffusion of the magnetic field and fast Alfvénic timescales. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_reconnection ) reference frame reference system système de référence Referential Référentiel frames of reference reference frames reference systems référentiels systèmes de références frame of reference référentiel En physique, il est impossible de définir une position ou un mouvement par rapport à l'espace "vide ". Un référentiel est un solide (un ensemble de points fixes entre eux) par rapport auquel on repère une position ou un mouvement. Un dispositif servant d'horloge est également nécessaire pour pouvoir qualifier le mouvement et définir la notion de vitesse. Un exemple classique de référentiel est le référentiel terrestre qui est lié à la Terre. Pour préciser mathématiquement les caractéristiques du mouvement, on définit ensuite un système de coordonnées de l'espace et du temps permettant de repérer les événements sous forme d'un quadruplet de nombres : trois coordonnées d'espace et une coordonnée de temps. Un "repère" (système de coordonnées) permet de quantifier les positions et les vitesses et ainsi de représenter une trajectoire par une courbe mathématique et de mathématiser l’effet des forces physiques sur les corps. Toutefois, il n'est pas nécessaire de définir un système de coordonnées pour constater un mouvement, par exemple pour voir qu'un promeneur est en mouvement par rapport au référentiel du sol. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9f%C3%A9rentiel_(physique) ) A frame of reference is a mathematical coordinate system for describing events in space and time with respect to a given observer. In relativity theory, this frame of reference is four-dimensional and the description of events in other frames of reference depends on the relative velocities and accelerations of those frames with respect to the frame of reference of the observer. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/F/frame_of_reference.html ) Galilean reference frame inertial frame inertial space référentiel galiléen Inertial referential Référentiel inertiel Référentiel inertiels inertial frames inertial frames of reference inertial spaces référentiels galiléens référentiels inertiels inertial frame of reference référentiel inertiel En physique, un référentiel galiléen (nommé ainsi en hommage à Galilée), ou inertiel, se définit comme un référentiel dans lequel le principe d'inertie (Première loi de Newton) est vérifié, c'est-à-dire que tout corps ponctuel libre (i. e. sur lequel ne s’exerce aucune force ou sur lequel la résultante des forces est nulle) est en mouvement de translation rectiligne uniforme, ou au repos (qui est un cas particulier de mouvement rectiligne uniforme). Par suite, la vitesse du corps est constante (au cours du temps) en direction et en norme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9f%C3%A9rentiel_galil%C3%A9en ) An inertial reference frame is a reference frame or coordinate system in which there are no accelerations, only zero or uniform motion in a straight line – in other words, in which the first of Newton's laws of motion is valid. According to the special theory of relativity, it is impossible to distinguish between such frames by means of any internal measurement. For example, no measurements made inside a spaceship traveling at high speed (even close to the speed of light) relative to some locally agreed stationary frame, such as the Earth, can show different results from similar measurements made when the ship is at rest relative to the local stationary frame. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/inertial_reference_frame.html ) 2022-10-12 Atmospheric refraction Réfraction atmosphère Réfraction atmosphères atmospheric refractions réfractions atmosphériques atmospheric refraction réfraction atmosphérique La réfraction atmosphérique est un phénomène optique qui consiste en une trajectoire non rectiligne de la lumière à la traversée de l'atmosphère et qui est dû à la variation de la densité de l'air avec l'altitude. Pour les objets immergés dans l'atmosphère, le phénomène prend le nom de réfraction terrestre et conduit aux mirages ainsi qu'à des effets de miroitement et d'ondulation pour les objets lointains. En astronomie d'observation la réfraction astronomique conduit à une erreur dans l'évaluation de la position angulaire réelle de l'astre observé : il est vu plus haut dans le ciel qu'il ne l'est réellement. Il faut donc effectuer une correction de hauteur dite de réfraction atmosphérique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9fraction_atmosph%C3%A9rique ) Atmospheric refraction is the refraction of light rays passing through Earth's atmosphere, due to variations in the density and temperature which produce corresponding variations in its refractive index. Atmospheric refraction gives rise to a shift in the apparent direction of a celestial object; the effect increases the observed altitude of an object and is greatest (just over half a degree) for objects on the horizon. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/atmospheric_refraction.html ) Reggeon Reggeon reggeons reggeons reggeon reggeon Région active solaire Région actives solaires Solar active region régions actives solaires solar active regions région active solaire solar active region Une zone du Soleil présentant une activité solaire avec la présence de taches solaires, d'éruptions, de facules, de protubérances et d'autres phénomènes associés à des champs magnétiques intenses. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=active+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) An area of the Sun exhibiting solar activity with the presence of sunspots, flares, faculae, prominences, and other phenomena associated with intense magnetic fields. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=active+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) compact H2 region compact HII region région H2 compacte région HII compacte Compact H II region Région H II compacte Région H II compactes compact H II regions compact H2 regions compact HII regions régions H II compactes régions H2 compactes régions HII compactes compact H II region région H II compacte Une région H II galactique avec une densité électronique ≥ 10³cm⁻³ et une dimension linéaire ≤ 1 pc. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+H+II+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) A Galactic H II region with an electron density ≥ 10³cm⁻³ and of a linear dimension ≤ 1 pc. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=compact+H+II+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) giant H2 region giant HII region région H2 géante région HII géante Giant H II region Région H II géante Région H II géantes giant H II regions giant H2 regions giant HII regions régions H II géantes régions H2 géantes régions HII géantes giant H II region région H II géante An H II region emitting at least 1050 Lyman continuum photons per second, or about 10 times Orion nebula. Such an H II region should be powered by at least one O3V star or by at least a dozen O-type and tens B-type stars. Our nearest giant H II region is NGC 3603. Some other Galactic giant H II regions are: Lagoon Nebula, M17, W31, W51A, and NGC 3576. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=giant+H+II+region&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-14 H I cloud H1 region HI region nuage H I région H1 région HI HI regions Région HI nuages H I régions H I régions H1 régions HI H I region région H I Une région HI (lire "H 1") est un nuage interstellaire composé d'hydrogène atomique neutre. Ces régions ne sont pas lumineuses mais sont détectables car les atomes présents en faible quantité émettent un rayonnement dans la région à 21 cm (1 420 MHz) du spectre radio, même à basse température. Sur les fronts d'ionisation, où les régions HI heurtent le gaz ionisé en expansion (comme une région HII), ce dernier brille plus intensément que normalement. Le degré d'ionisation d'une région HI est très faible, de l'ordre de 10⁻⁴ (c'est-à-dire un atome sur 10 000). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9gion_HI ) An HI region is an interstellar cloud composed primarily of atomic hydrogen, detectable by its radio wave emission in the 21-centimeter line. HI regions have a density of 1 to 10 atoms/cm3 and a temperature of about 125 K (the spin temperature of neutral hydrogen). At least 95% of interstellar hydrogen is HI. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/HI.html ) H2 region HII region région H2 région HII région d'hydrogène ionisé HII regions Région HII régions H II régions H2 régions HII régions d'hydrogènes ionisés H II region région H II En astronomie, une région d'hydrogène ionisé ou région H II (lire "H 2") est une nébuleuse en émission constituée de nuages principalement composés d'hydrogène et dont la plupart des atomes sont ionisés, et s'étendant parfois sur plusieurs années-lumière. L'ionisation est produite par la proximité d'une ou de plusieurs étoiles très chaudes, de type spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l'ultraviolet extrême, elles-mêmes formées à partir du nuage. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9gion_HII ) An HII region is a volume of space where the hydrogen in the interstellar medium is in an ionized rather than a neutral state. Generally, HII regions occur where hot, blue OB stars are pouring large amounts of ultraviolet radiation into the surrounding cloud from which they were recently formed. Such stars can ionize all the hydrogen (and other atoms) for dozens or even hundreds of light-years in every direction. The ultraviolet light strips electrons away from hydrogen atoms by the process known as photoionization. Then as the electrons recombine with protons (hydrogen nuclei) they emit a characteristic series of emission lines as they cascade down through the energy levels of the atom. The visible radiation in these lines imparts to HII regions their beautiful colored glows. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/HII.html ) Regolith Régolithe regoliths régolithes regolith régolithe Le régolithe (également écrit régolite) (du grec ancien : ῥῆγος/rhē̂gos, signifiant couverture et λίθος/lithos, signifiant roche) est en pédologie la partie du sol recouvrant la roche-mère, qui peut contenir du matériel meuble, comme de la poussière ou de la terre, et des roches saines. Il désigne sur les planètes sans atmosphère ou les satellites naturels la couche de poussière produite par l'impact des météorites à la surface. Le régolithe peut être autochtone s'il provient de l'altération des roches en présence (altérite) ou allochtone lorsqu'il est amené par un processus quelconque (comme les alluvions ou la sédimentation). En géologie sédimentaire, on utilise plus fréquemment le terme général de formation(s) superficielle(s) pour désigner le régolithe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9golithe ) Regolith is a layer of loose material, including soil, subsoil, and broken rock, that covers bedrock. On the Moon and many other bodies in the Solar System, it consists mostly of debris produced by meteorite impacts and blankets most of the surface. If the layer is very deep (perhaps a kilometer of more) it is known as megaregolith. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/regolith.html ) 2022-10-04 Sun-Earth relation Sun-Earth relationship solar-terrestrial physics solar-terrestrial relationship space physics Relation Soleil Terre Solar terrestrial relation relation Soleil Terre relations Soleil Terre relations Soleil-Terre solar terrestrial physics solar terrestrial relation solar terrestrial relations solar terrestrial relationship solar terrestrial relationships solar-terrestrial relations solar-terrestrial relationships relation Soleil-Terre solar-terrestrial relation Any of the various phenomena observable on the Earth that are caused by the influence of the Sun, such as aurora borealis. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar-terrestrial+phenomena&formSubmit=Search&showAll=1 ) Tully-Fisher relationship Relation Tully Fisher Tully Fisher relation relation Tully Fisher relations Tully Fisher relations Tully-Fisher Tully-Fisher relation relation Tully-Fisher La loi de Tully-Fisher est en astronomie une relation empirique établie entre la luminosité intrinsèque d'une galaxie spirale (proportionnelle à sa masse stellaire) et l'amplitude de sa courbe de rotation. Cette relation a été publiée en février 1977 par les astronomes R. Brent Tully et J. Richard Fisher. Celle-ci permet de calculer la magnitude absolue d'une galaxie spirale et par suite sa distance. La relation de Tully-Fisher relie la vitesse de rotation des étoiles autour du centre d'une galaxie spirale avec la luminosité de celle-ci. La luminosité d'une galaxie ne peut être déterminée sans la connaissance de sa distance, et inversement, la connaissance de sa luminosité permet de déduire la distance une fois connu l'éclat de la galaxie vue depuis la Terre appelé magnitude apparente. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Tully-Fisher ) An observed correlation between the luminosity of a spiral galaxy and its rate of rotation (measured from its 21 cm hydrogen line). This means that more luminous galaxies have stars that are moving faster. Knowing the rotational velocity of a spiral galaxy, this relation provides its absolute magnitude and then its distance. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=Tully-Fisher+relation&formSubmit=Search&showAll=1 ) general relativity theory théorie de la relativité générale General relativity Relativité générale Relativité générales general relativities general relativities theories relativités générales théories des relativités générales general relativity relativité générale La relativité générale, également connue sous le nom de théorie générale de la relativité et de théorie de la gravité d'Einstein, est la théorie géométrique de la gravitation publiée par Albert Einstein en 1915 et constitue la description actuelle de la gravitation en physique moderne. La relativité générale généralise la relativité restreinte et affine la loi de la gravitation universelle de Newton, fournissant une description unifiée de la gravité en tant que propriété géométrique de l'espace et du temps ou de l'espace-temps à quatre dimensions. En particulier, la courbure de l'espace-temps est directement liée à l'énergie et à l'impulsion de toute matière et rayonnement présents. La relation est spécifiée par les équations du champ Einstein, un système d'équations aux dérivées partielles du second ordre. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/General_relativity ) General relativity, also known as the general theory of relativity and Einstein's theory of gravity, is the geometric theory of gravitation published by Albert Einstein in 1915 and is the current description of gravitation in modern physics. General relativity generalizes special relativity and refines Newton's law of universal gravitation, providing a unified description of gravity as a geometric property of space and time or four-dimensional spacetime. In particular, the curvature of spacetime is directly related to the energy and momentum of whatever matter and radiation are present. The relation is specified by the Einstein field equations, a system of second order partial differential equations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/General_relativity ) 2022-10-14 Naked singularity Singularité nue Singularité nues naked singularities singularités nues naked singularity singularité nue En relativité générale, une singularité nue (en anglais : naked singularity) est une singularité gravitationnelle qui ne serait pas cachée derrière un horizon des événements. Le concept s'oppose à celui d'une singularité située à l'intérieur d'un trou noir, qui est cachée par l'horizon à partir duquel la force gravitationnelle courbe suffisamment l'espace-temps pour que même la lumière ne puisse s'en échapper. Par conséquent, les objets situés à l'intérieur de l’horizon des événements, y compris la singularité elle-même, ne peuvent être observés directement. Une singularité nue, en revanche, serait observable de l'extérieur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Singularit%C3%A9_nue ) In general relativity, a naked singularity is a hypothetical gravitational singularity without an event horizon. In a black hole, the singularity is completely enclosed by a boundary known as the event horizon, inside which the curvature of spacetime caused by the singularity is so strong that light cannot escape. Hence, objects inside the event horizon—including the singularity itself—cannot be directly observed. A naked singularity, by contrast, would be observable from the outside. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Naked_singularity ) embrillancement Brightening Renforcement brillance Renforcement brillances brightenings embrillancements renforcements des brillances brightening renforcement de la brillance L'acte ou le processus de devenir brillant ou plus brillant. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brightening&formSubmit=Search&showAll=1 ) The act or process of becoming bright or brighter. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=brightening&formSubmit=Search&showAll=1 ) renormalisation Renormalisation Renormalization renormalisations renormalisations renormalizations renormalisation renormalization En théorie quantique des champs (ou QFT), en mécanique statistique des champs, dans la théorie des structures géométriques autosimilaires, une renormalisation se rapporte à un ensemble de techniques utilisées pour prendre la limite du continu. Quand on décrit l'espace et le temps comme un continuum, certaines constructions statistiques et quantiques deviennent indéfinies. Pour les définir, il faut prendre des précautions pour passer à la limite. La renormalisation détermine la façon de relier les paramètres de la théorie quand ces paramètres à grande échelle diffèrent de leur valeur à petite échelle. La renormalisation a été initialement développée en électrodynamique quantique (QED), en vue d'interpréter des intégrales divergentes de la théorie des perturbations. Au début, elle est considérée comme une procédure suspecte et provisoire par certains de ses auteurs. Finalement la renormalisation a été incorporée comme un outil important et logiquement cohérent dans plusieurs domaines de physique et de mathématiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Renormalisation ) Renormalization is a collection of techniques in quantum field theory, the statistical mechanics of fields, and the theory of self-similar geometric structures, that are used to treat infinities arising in calculated quantities by altering values of these quantities to compensate for effects of their self-interactions. But even if no infinities arose in loop diagrams in quantum field theory, it could be shown that it would be necessary to renormalize the mass and fields appearing in the original Lagrangian. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Renormalization ) interaction representation représentation d'interaction interaction representations représentations d'interactions représentations de Dirac Dirac picture représentation de Dirac La représentation d'interaction ou représentation de Dirac de la mécanique quantique est une manière de traiter les problèmes dépendant du temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Repr%C3%A9sentation_d%27interaction ) In quantum mechanics, the interaction picture (also known as the Dirac picture after Paul Dirac) is an intermediate representation between the Schrödinger picture and the Heisenberg picture. Whereas in the other two pictures either the state vector or the operators carry time dependence, in the interaction picture both carry part of the time dependence of observables. The interaction picture is useful in dealing with changes to the wave functions and observables due to interactions. Most field-theoretical calculations use the interaction representation because they construct the solution to the many-body Schrödinger equation as the solution to the free-particle problem plus some unknown interaction parts. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interaction_picture ) electrical resistivities résistivités électriques electrical resistivity résistivité électrique La résistivité d'un matériau, généralement symbolisée par la lettre grecque rho (ρ), représente sa capacité à s'opposer à la circulation du courant électrique. Elle correspond à la résistance d'un tronçon de matériau d'un mètre de longueur et d'un mètre carré de section et est exprimée en ohms mètres (ou ohms-mètres), de symbole Ω m (ou Ω⋅m). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9sistivit%C3%A9 ) Electrical resistivity (also called specific electrical resistance or volume resistivity) is a fundamental property of a material that measures how strongly it resists electric current. A low resistivity indicates a material that readily allows electric current. Resistivity is commonly represented by the Greek letter ρ (rho). The SI unit of electrical resistivity is the ohm-meter (Ω⋅m). For example, if a 1 m³solid cube of material has sheet contacts on two opposite faces, and the resistance between these contacts is 1 Ω, then the resistivity of the material is 1 Ω⋅m. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electrical_resistivity_and_conductivity ) equation solvings résolutions d'équations equation solving résolution d'équations En mathématiques, résoudre une équation, c'est trouver ses solutions, qui sont les valeurs (nombres, fonctions, ensembles, etc.) qui remplissent la condition énoncée par l'équation, composée généralement de deux expressions liées par un signe égal. Lors de la recherche d'une solution, une ou plusieurs variables sont désignées comme inconnues. Une solution est une affectation de valeurs aux variables inconnues qui rend l'égalité dans l'équation vraie. En d'autres termes, une solution est une valeur ou une collection de valeurs (une pour chaque inconnue) de sorte que, lorsqu'elle est substituée aux inconnues, l'équation devient une égalité. Une solution d'une équation est souvent appelée racine de l'équation, en particulier mais pas seulement pour les équations polynomiales. L'ensemble de toutes les solutions d'une équation est son ensemble de solutions. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Equation_solving ) In mathematics, to solve an equation is to find its solutions, which are the values (numbers, functions, sets, etc.) that fulfill the condition stated by the equation, consisting generally of two expressions related by an equals sign. When seeking a solution, one or more variables are designated as unknowns. A solution is an assignment of values to the unknown variables that makes the equality in the equation true. In other words, a solution is a value or a collection of values (one for each unknown) such that, when substituted for the unknowns, the equation becomes an equality. A solution of an equation is often called a root of the equation, particularly but not only for polynomial equations. The set of all solutions of an equation is its solution set. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equation_solving ) Résonance Lindblad résonances de Lindblad Lindblad resonance résonance de Lindblad Une résonance de Lindblad, du nom de l'astronome galactique suédois Bertil Lindblad, est une résonance orbitale dans laquelle la fréquence épicyclique d'un objet (la vitesse à laquelle un périapse en suit un autre) est un multiple simple d'une fréquence de forçage. Les résonances de ce type ont tendance à augmenter l'excentricité orbitale de l'objet et à faire s'aligner sa longitude de périapse en phase avec le forçage. Les résonances de Lindblad entraînent des ondes spirales de densité à la fois dans les galaxies (où les étoiles sont soumises au forçage par les bras spiraux eux-mêmes) et dans les anneaux de Saturne (où les particules des anneaux sont soumises au forçage par les lunes de Saturne). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Lindblad_resonance ) A Lindblad resonance, named for the Swedish galactic astronomer Bertil Lindblad, is an orbital resonance in which an object's epicyclic frequency (the rate at which one periapse follows another) is a simple multiple of some forcing frequency. Resonances of this kind tend to increase the object's orbital eccentricity and to cause its longitude of periapse to line up in phase with the forcing. Lindblad resonances drive spiral density waves both in galaxies (where stars are subject to forcing by the spiral arms themselves) and in Saturn's rings (where ring particles are subject to forcing by Saturn's moons). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lindblad_resonance ) orbital resonances résonances orbitales orbital resonance résonance orbitale La résonance orbitale est, en astronomie, la situation dans laquelle les orbites de deux objets célestes A et B, en révolution autour d'un barycentre commun, ont des périodes de révolution T_A et T_B commensurables, c'est-à-dire dont le rapport T_A / T_B est un nombre rationnel. C'est un cas particulier de résonance mécanique qui est aussi appelé résonance de moyen mouvement. La résonance orbitale est couramment notée n : p où n et p sont deux nombres entiers naturels. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9sonance_orbitale ) In celestial mechanics, orbital resonance occurs when orbiting bodies exert regular, periodic gravitational influence on each other, usually because their orbital periods are related by a ratio of small integers. Most commonly, this relationship is found between a pair of objects (binary resonance). The physical principle behind orbital resonance is similar in concept to pushing a child on a swing, whereby the orbit and the swing both have a natural frequency, and the body doing the "pushing" will act in periodic repetition to have a cumulative effect on the motion. Orbital resonances greatly enhance the mutual gravitational influence of the bodies (i.e., their ability to alter or constrain each other's orbits). In most cases, this results in an unstable interaction, in which the bodies exchange momentum and shift orbits until the resonance no longer exists. Under some circumstances, a resonant system can be self-correcting and thus stable. Examples are the 1:2:4 resonance of Jupiter's moons Ganymede, Europa and Io, and the 2:3 resonance between Pluto and Neptune. Unstable resonances with Saturn's inner moons give rise to gaps in the rings of Saturn. The special case of 1:1 resonance between bodies with similar orbital radii causes large solar system bodies to eject most other bodies sharing their orbits; this is part of the much more extensive process of clearing the neighbourhood, an effect that is used in the current definition of a planet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Orbital_resonance ) Résonance séculaire Résonance séculaires Secular resonance résonances séculaires secular resonances résonance séculaire secular resonance Une résonance séculaire est un type de résonance orbitale entre deux corps ayant des fréquences de précession synchronisées. En mécanique céleste, le terme séculaire fait référence à l'évolution à long terme d'un système et résonance lorsque deux périodes ou fréquences sont dans un rapport simple de petits entiers. Typiquement, les précessions synchronisées en résonances séculaires se produisent entre les vitesses de changement des arguments des périastres ou entre les vitesses de changement des longitudes des nœuds ascendants de deux corps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9sonance_s%C3%A9culaire ) A secular resonance is a type of orbital resonance between two bodies with synchronized precessional frequencies. In celestial mechanics, secular refers to the long-term motion of a system, and resonance is periods or frequencies being a simple numerical ratio of small integers. Typically, the synchronized precessions in secular resonances are between the rates of change of the argument of the periapses or the rates of change of the longitude of the ascending nodes of two system bodies. Secular resonances can be used to study the long-term orbital evolution of asteroids and their families within the asteroid belt. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Secular_resonance ) Image restoration Restauration image Restauration images image restorations restaurations d'images image restoration restauration d'image La restauration d'image est une technique d'imagerie numérique qui permet, à l'aide d'un logiciel de retouche d'image, de rendre à une image numérisée l'apparence de son état d'origine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Restauration_(image) ) Image restoration is the operation of taking a corrupt/noisy image and estimating the clean, original image. Corruption may come in many forms such as motion blur, noise and camera mis-focus. Image restoration is performed by reversing the process that blurred the image and such is performed by imaging a point source and use the point source image, which is called the Point Spread Function (PSF) to restore the image information lost to the blurring process. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Image_restoration ) merger remnant Merging galaxies remnant Reste galaxies en coalescence Reste galaxies en coalescences merger remnants merging galaxies remnants restes de galaxies en coalescences merging galaxies remnant reste de galaxies en coalescence 2022-10-05 supernovae remnant Reste supernova Reste supernovas Supernova remnant restes de supernovas supernova remnants supernovae remnants reste de supernova supernova remnant Un rémanent de supernova est la matière éjectée lors de l'explosion d'une étoile en supernova. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9manent_de_supernova ) A supernova remnant (SNR) is the structure resulting from the explosion of a star in a supernova. The supernova remnant is bounded by an expanding shock wave, and consists of ejected material expanding from the explosion, and the interstellar material it sweeps up and shocks along the way. There are two common routes to a supernova: either a massive star may run out of fuel, ceasing to generate fusion energy in its core, and collapsing inward under the force of its own gravity to form a neutron star or a black hole; or a white dwarf star may accrete material from a companion star until it reaches a critical mass and undergoes a thermonuclear explosion. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_remnant ) plerion type supernovae remnant plerionic type supernova remnant plerionic type supernovae remnant Plerion type supernova remnant Reste supernova type plérion Reste supernovas type plérions plerion type supernova remnants plerion type supernovae remnants plerionic type supernova remnants plerionic type supernovae remnants restes de supernovas de type plérions plerion type supernova remnant reste de supernova de type plérion Saturn V Saturne V Rhea Rhea Rhéa Rhéa est un satellite naturel de Saturne, le deuxième plus grand satellite de la planète par la taille après Titan. Il fut découvert en 1672 par l'Italien, naturalisé français, Jean-Dominique Cassini. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rh%C3%A9a_(lune) ) Rhea is the second largest moon of Saturn. It was discovered on December 23, 1672, by Giovanni Cassini and is also known as Saturn V. It appears to resemble Dione in composition, albedo features, and variety of terrain. It probably has a rocky core extending out to about one third of the way from the center, the rest of the moon being composed primarily of water ice. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/Rhea.html ) Rheology Rhéologie rheologies rhéologies rheology rhéologie La rhéologie (du grec ancien : ῥέω / rhéō, "couler" et λόγος / lógos, "étude") est l'étude de la déformation et de l'écoulement de la matière sous l'effet d'une contrainte appliquée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rh%C3%A9ologie ) Rheology (from Greek ῥέω (rhéō) 'flow', and -λoγία (-logia) 'study of') is the study of the flow of matter, primarily in a fluid (liquid or gas) state, but also as "soft solids" or solids under conditions in which they respond with plastic flow rather than deforming elastically in response to an applied force. Rheology is a branch of physics, and it is the science that deals with the deformation and flow of materials, both solids and liquids. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rheology ) cut off rigidity Cutoff rigidity Rigidité coupure Rigidité coupures cut off rigidities cutoff rigidities rigidités de coupures cutoff rigidity rigidité de coupure Magnetic rigidity Rigidité magnétique Rigidité magnétiques magnetic rigidities rigidités magnétiques magnetic rigidity rigidité magnétique En physique des plasmas, une quantité qui décrit la résistance qu'offre une particule chargée au changement de sa direction de mouvement sous l'influence d'un champ magnétique perpendiculaire. La rigidité est définie comme: R = r_LBc = (pc)/(Ze), où r_L est le rayon de larmor, B est l'induction magnétique, c est la vitesse de la lumière, p est l'impulsion de la particule, Z est le numéro atomique, et e la charge électronique. Puisque pc a les dimensions de l'énergie et e la dimension d'une charge, la rigidité a les dimensions de Volts (un proton de 10 GeV a une rigidité de 10 GV). Dans les études des rayons cosmiques, les énergies des rayons cosmiques sont souvent citées en termes de rigidités, plutôt que de leurs énergies par nucléon. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+rigidity&formSubmit=Search&showAll=1 ) In plasma physics, a quantity that describes the resistance of a charged particle to change its direction of motion under the influence of a perpendicular magnetic field. Rigidity is defined as: R = r_LBc = (pc)/(Ze), where r_L is the Larmor radius, B is magnetic induction, c is the speed of light, p is the momentum of the particle, Z is atomic number, and e the electron charge. Since pc has the dimensions of energy and e the dimensions of charge, rigidity has the dimensions of volts (a 10 GeV proton has a rigidity of 10 GV). In cosmic ray studies, the energies of cosmic rays are often quoted in terms of their rigidities, rather than their energies per nucleon. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=magnetic+rigidity&formSubmit=Search&showAll=1 ) Lunar rocks Roche lunaire Roche lunaires lunar rockses roches lunaires lunar rocks roche lunaire Une roche lunaire ou pierre lunaire (en anglais : Moon rock) est un morceau ou un échantillon de sol provenant de la Lune. Le terme est plus particulièrement utilisé pour désigner les roches collectées in situ par les seules missions spatiales ayant ramené des échantillons de sol de la Lune. À savoir d'une part les six missions spatiales du programme Apollo ayant atterri sur le sol lunaire, entre 1969 et 1972, et d'autre part les trois sondes spatiales soviétiques du programme Luna. Les astronautes des missions Apollo ont ramené 382 kg de matériau lunaire, formés de 2 200 échantillons de sol et de roches distincts. Les sondes spatiales soviétiques ont prélevé automatiquement 300 grammes de sol lunaire au début de la décennie 1970. Des roches lunaires ont également été trouvées à la surface de la Terre : ce sont des météorites éjectées de la surface de la Lune à la suite d'un impact ou propre à la terre mais difficile à trouver. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Roche_lunaire ) Moon rock or lunar rock is rock originating from Earth's Moon. This includes lunar material collected during the course of human exploration of the Moon, and rock that has been ejected naturally from the Moon's surface and landed on Earth as meteorites. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moon_rock ) Rosalind Uranus XIII Uranus XIII Rosalind Rosalinde Rosalinde (U XIII Rosalind) est un satellite naturel d'Uranus du groupe de Portia. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rosalinde_(lune) ) Rosalind is the eighth moon in order of distance from Uranus. It is named after the daughter of the banished Duke in Shakespeare's play As You Like It and is also known as Uranus XIII. Rosalind was discovered by Voyager scientist Stephen P. Synnott from images sent back by Voyager 2 on 13 January 1986 and was given the temporary designation S/1986 U4. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/Rosalind.html ) rotations rotations rotation rotation En cinématique, l'étude des corps en rotation est une branche fondamentale de la physique du solide et particulièrement de la dynamique, y compris de la dynamique des fluides, qui complète celle du mouvement de translation. L'analyse du mouvement de rotation se prolonge y compris aux échelles atomiques, avec la dynamique moléculaire et l'étude de la fonction d'onde en mécanique quantique. Dans l'enseignement, l'étude physique du mouvement commence généralement par le cas "simple" du mouvement d'un point matériel, système physique dont la taille "négligeable" (par rapport au problème étudié) permet de ne pas tenir compte de l'effet énergétique et dynamique de sa rotation. Tel est le cas, par exemple, de l'étude de la trajectoire d'une boule de pétanque, ou du pendule de Newton. Dans le cas général, comme celui du mouvement d'un gyroscope ou d'un boomrang, l'effet de l'énergie de rotation sur la dynamique du système ne peut plus être négligé. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rotation_(physique) ) Rotation, or spin, is the circular movement of an object around a central axis. A two-dimensional rotating object has only one possible central axis and can rotate in either a clockwise or counterclockwise direction. A three-dimensional object has an infinite number of possible central axes and rotational directions. If the rotation axis passes internally through the body's own center of mass, then the body is said to be autorotating or spinning, and the surface intersection of the axis can be called a pole. A rotation around a completely external axis, e.g. the planet Earth around the Sun, is called revolving or orbiting, typically when it is produced by gravity, and the ends of the rotation axis can be called the orbital poles. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rotation ) Differential rotation Rotation différentielle Rotation différentielles differential rotations rotations différentielles differential rotation rotation différentielle 1) d'un seul corps (comme une étoile ou une planète gazeuse), la rotation axiale des latitudes équatoriales plus rapides que les latitudes polaires. 2) d'une galaxie, l'orbite des étoiles plus proches du centre plus rapides que celles au bord. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=differential+rotation&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) Of a single body (such as a star or a gaseous planet), the axial rotation of equatorial latitudes faster than polar latitudes. 2) Of a galaxy, the orbiting of stars nearer the center faster than those at the edge. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=differential+rotation&formSubmit=Search&showAll=1 ) star rotation Rotation stellaire Rotation stellaires Stellar rotation rotations stellaires star rotations stellar rotations rotation stellaire stellar rotation La rotation stellaire désigne la rotation d’une étoile autour de son axe. La vitesse de rotation peut être mesurée par le spectre de l’étoile ou en chronométrant différentes caractéristiques visibles à sa surface. Puisque les étoiles ne sont pas des corps solides, elles sont sujettes à la rotation différentielle. Ainsi, l’équateur de l’étoile peut tourner avec une vitesse angulaire différente de celle des plus hautes latitudes, ce qui peut produire un renflement équatorial par effet centrifuge. À partir d'une certaine vitesse de rotation, appelée "vitesse de destruction", l'effet centrifuge à l’équateur est égal à la force gravitationnelle. Pour que l'étoile soit stable, la vitesse de rotation doit être inférieure à cette vitesse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rotation_stellaire ) Stellar rotation is the angular motion of a star about its axis. The rate of rotation can be measured from the spectrum of the star, or by timing the movements of active features on the surface. The rotation of a star produces an equatorial bulge due to centrifugal force. As stars are not solid bodies, they can also undergo differential rotation. Thus the equator of the star can rotate at a different angular velocity than the higher latitudes. These differences in the rate of rotation within a star may have a significant role in the generation of a stellar magnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_rotation ) Earth rotation Rotation Terre rotations des Terre Earth's rotation rotation de la Terre La rotation de la Terre est le mouvement de la Terre sur elle-même autour de l'axe des pôles géographiques qui relie le pôle Nord au pôle Sud. Il a été énoncé pour la première fois par l’astronome grec Philolaos de Crotone, au Ve siècle av. J.-C. De plus, la Terre, comme chaque planète du système solaire, tourne autour du Soleil, dans un mouvement appelé la révolution. Dans le cas de la Terre, c’est la période de ce mouvement, c’est-à-dire la durée d’un tour complet autour du soleil, qui définit une année. En mécanique céleste et plus généralement en physique, la révolution est définie comme "une rotation autour d'un objet distant", le mouvement rotatif de la Terre autour du Soleil est souvent appelé "translation", cependant ceci constitue un abus de langage : un mouvement de translation déplace tous les points d'un objet géométrique de la même distance, selon la même direction et dans le même sens, ce qui n'est pas le cas de la Terre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rotation_de_la_Terre ) Earth's rotation or Earth's spin is the rotation of planet Earth around its own axis, as well as changes in the orientation of the rotation axis in space. Earth rotates eastward, in prograde motion. As viewed from the northern polar star Polaris, Earth turns counterclockwise. The North Pole, also known as the Geographic North Pole or Terrestrial North Pole, is the point in the Northern Hemisphere where Earth's axis of rotation meets its surface. This point is distinct from Earth's North Magnetic Pole. The South Pole is the other point where Earth's axis of rotation intersects its surface, in Antarctica. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Earth%27s_rotation ) Interstellar reddening Rougissement interstellaire Rougissement interstellaires interstellar reddenings rougissements interstellaires interstellar reddening rougissement interstellaire L'assombrissement de la lumière lors de son voyage dans le milieu interstellaire en raison de l'absorption par des grains de poussière environnants. Les longueurs d'onde plus courtes sont particulièrement affectées, le spectre de la lumière est de plus en plus dominé par l'extrémité de grande longueur d'onde du spectre. En conséquence, la lumière est "rougie" lorsqu'elle se déplace dans l'espace. Robert J. Trumpler (1886-1956), un astronome suisse-américain, a été le premier à produire une preuve définitive de l'existence de l'extinction interstellaire et à estimer son amplitude (1930). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+reddening&formSubmit=Search&showAll=1 ) The dimming of light during its travel in the interstellar medium due to absorption by intervening dust grains. Since shorter wavelengths are particularly affected, the spectrum of the light is increasingly dominated by the long wavelength end of the spectrum. As a result, the light is "reddened" as it travels through space. Robert J. Trumpler (1886-1956), a Swiss-American astronomer, was the first to produce a definite evidence of the existence of interstellar extinction and to estimate its magnitude (1930). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+reddening&formSubmit=Search&showAll=1 ) Roughness Rugosité roughnesses rugosités roughness rugosité ACE spacecraft Advanced Composition Explorer Satellite ACE satellites ACE ACE satellite satellite ACE Advanced Composition Explorer ou ACE est un satellite scientifique du programme Explorer de l'agence spatiale américaine de la NASA qui a pour objectif d'étudier in situ les particules d'origine solaire, interplanétaire, interstellaire et galactique. ACE est lancé en 1997 et sa mission doit durer jusqu'en 2024. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Advanced_Composition_Explorer ) Advanced Composition Explorer (ACE) is a NASA satellite designed to measure the elemental and isotopic composition of matter from several different sources, including the solar corona and the interstellar medium. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/ACE.html ) ADEOS spacecraft Advanced Earth Observing System satellite Satellite ADEOS satellites ADEOS ADEOS satellite satellite ADEOS ADEOS-I, (Advanced Earth Observing Satellite-I, ou en japonais : Midori-I, Midori signifie "Vert"), est un satellite d'observation de la Terre lancé par la NASDA le 17 août 1996 depuis la base de lancement de Tanegashima par le lanceur H-II # 4. La mission prend fin en juin 1997 après que le satellite subit des dommages structurels à son panneau solaire. Son successeur, ADEOS-II, est lancé en 2002. Comme la première mission, elle se termine après moins d'un an - également à la suite de dysfonctionnements de son panneau solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/ADEOS-I ) ADEOS I (Advanced Earth Observing Satellite 1) was an Earth observation satellite launched by NASDA in 1996. The mission's Japanese name, Midori means "green". The mission ended in July 1997 after the satellite sustained structural damage to the solar panel. Its successor, ADEOS II, was launched in 2002. Like the first mission, it ended after less than a year, also following solar panel malfunctions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/ADEOS_I ) AMPTE/CCE spacecraft Satellite AMPTE/CCE satellites AMPTE/CCE AMPTE/CCE satellite satellite AMPTE/CCE Charge Composition Explorer, également désigné sous l'appellation CCE ou AMPT/CCE ou Explorer 65 ou AMPTE 1, est un petit satellite scientifique de la NASA lancé en 1984 pour étudier les particules chargées de la magnétosphère. CCE est un des composants de la mission spatiale internationale AMPTE (es) qui comprend également IRM conçu par l'Allemagne et UKS fourni par le Royaume-Uni. CCE est un satellite du programme Programme Explorer. La charge utile est constituée de cinq instruments particulièrement performants chargés de mesurer les caractéristiques des électrons énergétiques ainsi que la composition des noyaux atomiques dont l'énergie est comprise entre 0,4 et plusieurs centaines de MeV. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Charge_Composition_Explorer ) AMPTE-Charge Composition Explorer, also called as AMPTE-CCE or Explorer 65, was a NASA satellite designed and tasked to study the magnetosphere of Earth, being launched as part of the Explorer program. The AMPTE (Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers) mission was designed to study the access of solar wind ions to the magnetosphere, the convective-diffusive transport and energization of magnetospheric particles, and the interactions of plasmas in space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/AMPTE-CCE ) AMPTE/IRM spacecraft Satellite AMPTE/IRM satellites AMPTE/IRM AMPTE/IRM satellite satellite AMPTE/IRM AMPTE-IRM, également appelé module de libération Ampte-ion, était un satellite allemand chargé d'étudier la magnétosphère de la Terre, lancé dans le cadre du programme Explorer. La mission AMPTE (Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers) a été conçue pour étudier l'accès des ions de vent solaires dans la magnétosphère, le transport diffusif-convectif et l'énergisation des particules magnétosphériques et les interactions des plasmas dans l'espace. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/AMPTE-IRM ) AMPTE-IRM, also called as AMPTE-Ion Release Module, was a Germany satellite designed and tasked to study the magnetosphere of Earth, being launched as part of the Explorer program. The AMPTE (Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers) mission was designed to study the access of solar wind ions to the magnetosphere, the convective-diffusive transport and energization of magnetospheric particles, and the interactions of plasmas in space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/AMPTE-IRM ) AMPTE/UKS spacecraft Satellite AMPTE/UKS satellites AMPTE/UKS AMPTE/UKS satellite satellite AMPTE/UKS AMPTE-UKS, également appelé sous-satellite AMPTE-Royaume-Uni, était un satellite du Royaume-Uni chargé d'étudier la magnétosphère de la Terre, lancée dans le cadre du programme Explorer. La mission AMPTE (Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers) a été conçue pour étudier l'accès des ions du vent solaires dans la magnétosphère, le transport diffusif-convectif et l'énergisation des particules magnétosphériques et les interactions des plasmas dans l'espace. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/AMPTE-UKS ) AMPTE-UKS, also called as AMPTE-United Kingdom Subsatellite, was a United Kingdom satellite designed and tasked to study the magnetosphere of Earth, being launched as part of the Explorer program. The AMPTE (Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers) mission was designed to study the access of solar wind ions to the magnetosphere, the convective-diffusive transport and energization of magnetospheric particles, and the interactions of plasmas in space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/AMPTE-UKS ) artificial satellites satellites artificiels artificial satellite satellite artificiel Un satellite artificiel est un objet fabriqué par l'être humain, envoyé dans l'espace à l'aide d'un lanceur et gravitant autour d'une planète ou d'un satellite naturel comme la Lune. La vitesse imprimée par le lanceur au satellite lui permet de se maintenir pratiquement indéfiniment dans l'espace en décrivant une orbite autour du corps céleste. Celle-ci, définie en fonction de la mission du satellite, peut prendre différentes formes — héliosynchrone, géostationnaire, elliptique, circulaire — et se situer à des altitudes plus ou moins élevées, classées en orbite basse, moyenne ou haute. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellite_artificiel ) A satellite or artificial satellite is an object intentionally placed into orbit in outer space. Satellites have a variety of uses, including communication relay, weather forecasting, navigation (GPS), broadcasting, scientific research, and Earth observation. Additional military uses are reconnaissance, early warning, signals intelligence and, potentially, weapon delivery. Other satellites include the final rocket stages that placed satellites in orbit and formerly useful satellites that are now defunct. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Satellite ) 2023-02-28 Skylab spacecraft Satellite Skylab satellites Skylab Skylab Space Station Station Spatiale Skylab Skylab (abréviation de Sky Laboratory, "Laboratoire du ciel" en français) est la première station spatiale lancée par l'agence spatiale américaine, la NASA. Elle est développée dans le cadre du Programme des applications Apollo mis en place en 1965 pour donner une suite au programme Apollo. Le projet est lancé dans un contexte de réduction budgétaire des dépenses spatiales américaines et l'architecture retenue repose essentiellement sur la réutilisation de composants existants. La station spatiale est un ensemble long de 35 mètres et d'une masse de 90 tonnes dont le module principal est réalisé à partir du troisième étage de la fusée lunaire géante Saturn V. Skylab est mise en orbite le 14 mai 1973. Au cours de son lancement, la station perd une partie de son revêtement thermique et un de ses panneaux solaires. Le premier équipage, qui la rejoint quelques jours plus tard, doit d'abord restaurer son habitabilité. Trois équipages y séjournent entre 1973 et 1974, dont le dernier, durant près de 84 jours, établit un nouveau record. Les astronautes réalisent à bord de nombreuses observations scientifiques, en particulier l'observation du Soleil grâce à une batterie d'instruments et l'étude de l'adaptation de l'homme à l'espace. À l'issue de ces missions et faute de lanceurs disponibles et de budget, la station est mise en sommeil en attendant la mise au point de la Navette spatiale américaine en cours de développement. Mais le planning de ce projet prend du retard et l'intensité inattendue de l'activité solaire dégrade plus rapidement que prévu l'orbite de la station spatiale, qui se désintègre en rentrant dans l'atmosphère le 11 juillet 1979. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Skylab ) Skylab was the first United States space station, launched by NASA, occupied for about 24 weeks between May 1973 and February 1974. It was operated by three separate three-astronaut crews: Skylab 2, Skylab 3, and Skylab 4. Major operations included an orbital workshop, a solar observatory, Earth observation, and hundreds of experiments. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Skylab ) 2022-10-14 star wind Stellar wind Vent stellaire Vent stellaires star winds stellar winds vents stellaires stellar wind vent stellaire Un vent stellaire est un écoulement de gaz éjecté de la haute atmosphère d'une étoile. Il se distingue des écoulements bipolaires caractéristiques des étoiles jeunes en étant moins collimatés, bien que les vents stellaires ne soient généralement pas à symétrie sphérique. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_wind ) A stellar wind is a flow of gas ejected from the upper atmosphere of a star. It is distinguished from the bipolar outflows characteristic of young stars by being less collimated, although stellar winds are not generally spherically symmetric. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_wind ) AUREOL-3 spacecraft Satellite AUREOL 3 Satellite AUREOL-3 satellite AUREOL 3 satellites AUREOL 3 satellites AUREOL-3 AUREOL-3 satellite satellite AUREOL-3 Auréole 3 ou Oreol 3 est un satellite scientifique franco-soviétique placé en orbite en 1981 pour étudier la magnétosphère terrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aur%C3%A9ole_3 ) CHAMP spacecraft Satellite CHAMP satellites CHAMP CHAMP satellite satellite CHAMP CHAMP (CHAllenging Minisatellite Payload) est un satellite scientifique allemand lancé le 15 juillet 2000 à 12 h 00 TU dont l'objectif est de mesurer avec une grande précision le champ magnétique terrestre, le champ gravitationnel de la Terre et d'effectuer des mesures des caractéristiques de l'atmosphère par occultation radio des signaux GPS. Le satellite placé sur une orbite polaire (inclinaison de 87,3°) quasi circulaire à 454 km d'altitude par un lanceur russe Kosmos-3M tirée depuis le cosmodrome de Plessetsk remplit parfaitement ses objectifs en effectuant des mesures durant plus de 10 ans soit 2 fois plus que la durée prévue. Le satellite est détruit durant sa rentrée atmosphérique contrôlée le 19 septembre 2010. Le satellite est développé sous la supervision du GeoForschungsZentrum (GFZ) de Potsdam en Allemagne. Plusieurs laboratoires d'autres pays ont fourni des capteurs : le centre JPL de la NASA (récepteur GPS pour l'expérience d'occultation radio), l'ONERA (accéléromètres), l'université technique du Danemark (viseur d'étoiles), le Leti (magnétomètre scalaire), et les laboratoires de la United States Air Force (senseurs ioniques DIDM, sonde de Langmuir). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/CHAMP ) Challenging Minisatellite Payload (CHAMP) was a German satellite launched July 15, 2000 from Plesetsk, Russia and was used for atmospheric and ionospheric research, as well as other geoscientific applications, such as GPS radio occultation, gravity field determination, and studying the Earth's magnetic field. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/CHAMP_(satellite) ) CLUSTER spacecraft Satellite CLUSTER satellites CLUSTER CLUSTER satellite satellite CLUSTER Cluster est une mission de l'ESA (Agence Spatiale Européenne) impliquant quatre satellites identiques - Salsa, Samba, Tango et Rumba - qui volent en formation pour étudier l'interaction entre le vent solaire et la magnétosphère de la Terre en trois dimensions. Chaque satellite transporte une suite de 11 instruments qui mesurent les champs électriques et magnétiques, les électrons, les protons, les ions et les ondes de plasma. Les satellites de la mission Cluster I ont été perdus à la suite de l'explosion de leur véhicule de lancement Ariane 5 lors de son vol inaugural le 4 juin 1996. (La réutilisation des logiciels de vol d'Ariane 4 s'est avérée être la cause de l'accident - une logique de programmation défectueuse qui n'a pris effet que sur la trajectoire de lancement d'Ariane 5.) Cluster II est une répétition de la mission originale et utilise certaines de ses pièces de rechange, (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cluster_satellite.html ) Cluster is an ESA (European Space Agency) mission involving four identical satellites – Salsa, Samba, Tango, and Rumba – which fly in formation to study the interaction between the solar wind and Earth's magnetosphere in three dimensions. Each satellite carries a suite of 11 instruments that measure electric and magnetic fields, electrons, protons, and ions, and plasma waves. The Cluster I satellites were lost following the explosion of their Ariane 5 launch vehicle on its maiden flight on 4 June 1996. (Re-use of flight software from Ariane 4 was found to be the cause of the accident – faulty program logic that only took effect on Ariane 5's launch trajectory.) Cluster II is a repeat of the original mission and uses some of its spare parts. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cluster_satellite.html ) Convection Rotation and Planetary Transits coRot spacecraft CoRot satellite Satellite CoRot coRot satellites coRot spacecrafts satellites CoRot coRot satellite satellite CoRot CoRoT (Convection, Rotation et Transits planétaires) est un télescope spatial destiné à l'étude de la structure interne des étoiles et à la recherche d'exoplanètes. Lancé le 27 décembre 2006, CoRoT est le premier télescope en orbite destiné à la recherche de planètes extrasolaires et notamment de planètes telluriques. Après 7 ans et demi de fonctionnement et de nombreuses découvertes, le satellite est désactivé le 17 juin 2014, ce qui signifie la fin de la mission. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/CoRoT ) CoRoT (French: Convection, Rotation et Transits planétaires; English: Convection, Rotation and planetary Transits) was a space telescope mission which operated from 2006 to 2013. The mission's two objectives were to search for extrasolar planets with short orbital periods, particularly those of large terrestrial size, and to perform asteroseismology by measuring solar-like oscillations in stars. The mission was led by the French Space Agency (CNES) in conjunction with the European Space Agency (ESA) and other international partners. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/CoRoT ) CRRES spacecraft Satellite CRRES satellites CRRES CRRES satellite satellite CRRES CRRES (Combined Release and Radiation Effects Satellite) est une mission spatiale conjointe de l'Armée de l'Air américaine et de la NASA lancée en 1990. Elle avait pour objectif l'étude de l'ionosphère ainsi que la mesure des effets des ceintures de radiation sur l'électronique. Au cours de la mission des lâchers de poudres chimiques ont été effectués dans l'espace à différentes altitudes et moments de la journée pour étudier la structure et le comportement de l'ionosphère. Le satellite d'environ 1,7 tonne embarquait une quarantaine d'instruments de mesurer ainsi que des échantillons de composants électroniques. Placé sur une orbite de transfert géostationnaire par une fusée Atlas pour lui permettre de traverser périodiquement les ceintures de radiation, il a été victime d'une défaillance en octobre un peu plus d'un an après son lancement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/CRRES ) The Combined Release and Radiation Effects Satellite (CRRES) was launched on July 25, 1990, into a geosynchronous transfer orbit (GTO) for a nominal three-year mission to investigate fields, plasmas, and energetic particles inside the Earth's magnetosphere. As part of the CRRES program, the SPACERAD (Space Radiation Effects) project, managed by Air Force Geophysics Laboratory, investigated the radiation environment of the inner and outer radiation belts and measured radiation effects on state-of-the-art microelectronics devices. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/CRRES ) demeter spacecraft Satellite Déméter demeter spacecrafts satellites Déméter Demeter satellite satellite Déméter DEMETER (acronyme de Detection of ElectroMagnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions, ce qui signifie en français "Détection d'émissions électromagnétiques transmises par les régions de séismes") est un satellite scientifique français d'observation géophysique. Il est déjà observé à plusieurs reprises l'émission d'ondes électromagnétiques allant jusqu'à perturber l'ionosphère lors du déclenchement de séismes. Les processus en cause dans ces phénomènes ne sont pas encore élucidés. Le satellite DEMETER, microsatellite de 130 kg, doit permettre d'y voir plus clair. DEMETER, est le nom qui évoque la déesse Déméter, la déesse de l'agriculture et des moissons. Conçu par le CNES sur la base de la plate-forme Myriade, et par plusieurs laboratoires français, il est mis sur orbite le 29 juin 2004 par un lanceur Dnepr-LV depuis le cosmodrome de Baïkonour. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/DEMETER ) DEMETER (Detection of Electro-Magnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions) was a French micro-satellite operated by CNES devoted to the investigation of the ionospheric disturbances due to seismic and volcanic activity. It was launched on June 29, 2004, on a quasi Sun-synchronous circular orbit with an inclination of about 98.23° and an altitude of about 710 km. The altitude was changed to about 660 km in December 2005. Scientific operations ended December 9, 2010. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Demeter_(satellite) ) DMSP spacecraft Defense Meteorological Satellite Program Satellite DMSP satellites DMSP DMSP satellite satellite DMSP Defense Meteorological Satellite Program ou DMSP est une famille de satellites météorologiques à défilement du Département de la Défense des États-Unis développée pour répondre aux besoins militaires. 46 satellites météorologiques ont été placés sur une orbite polaire entre 1962 et 2014, tous conçus et fabriqués par la division Astro-Electronics de RCA (rachetée en 1986 par General Electric avant d'être absorbée en 1995 par Lockheed Martin). Au fil des progrès techniques le programme donne naissance à onze séries distinctes de satellites d'une sophistication et d'un cout croissant. Ainsi la masse de ces satellites passe de 45 à plus 1000 kilogrammes et, alors que les premières versions n'emporte qu'une caméra, les dernières séries sont équipées d'une dizaine de capteurs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Defense_Meteorological_Satellite_Program ) The Defense Meteorological Satellite Program (DMSP) monitors meteorological, oceanographic, and solar-terrestrial physics for the United States Department of Defense. The program is managed by the United States Space Force with on-orbit operations provided by the National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA). The (originally classified) mission of the satellites was revealed in March 1973. They provide cloud cover imagery from polar orbits that are Sun-synchronous at nominal altitude of 830 km (520 mi). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Defense_Meteorological_Satellite_Program ) DE 1 satellite DE 1 spacecraft DE1 satellite DE1 spacecraft Dynamics Explorer 1 spacecraft Satellite Dynamics Explorer 1 satellites Dynamics Explorer 1 Dynamics Explorer 1 satellite satellite Dynamics Explorer 1 Dynamics Explorer 1 (DE-1 ou Explorer 62) a été une mission à haute altitude de la NASA, lancée le 3 août 1981 et qui s'est terminée le 28 février 1991. Il comprenait deux satellites, DE-1 et DE-2, dont le but était d'étudier les interactions entre les plasmas dans la magnétosphère et ceux de l'ionosphère. Les deux satellites ont été lancés ensemble dans des orbites coplanaires polaires, ce qui leur a permis d'observer simultanément les parties supérieures et inférieures de l'atmosphère. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamics_Explorer_1 ) Dynamics Explorer 1 (DE-1 or Explorer 62) was a NASA high-altitude mission, launched on 3 August 1981, and terminated on 28 February 1991. It consisted of two satellites, DE-1 and DE-2, whose purpose was to investigate the interactions between plasmas in the magnetosphere and those in the ionosphere. The two satellites were launched together into polar coplanar orbits, which allowed them to simultaneously observe the upper and lower parts of the atmosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamics_Explorer_1 ) DE 2 satellite DE 2 spacecraft DE2 satellite DE2 spacecraft Dynamics Explorer 2 spacecraft Satellite Dynamics Explorer 2 satellites Dynamics Explorer 2 Dynamics Explorer 2 satellite satellite Dynamics Explorer 2 Dynamics Explorer 2 (DE-2 ou Explorer 63) était une mission à basse altitude de la NASA, lancée le 3 août 1981. Il se composait de deux satellites, DE-1 et DE-2, dont le but était d'étudier les interactions entre les plasmas dans le magnétosphère et ceux de l'ionosphère. Les deux satellites ont été lancés ensemble dans des orbites coplanaires polaires, ce qui leur a permis d'observer simultanément les parties supérieures et inférieures de l'atmosphère. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamics_Explorer_2 ) Dynamics Explorer 2 (DE-2 or Explorer 63) was a NASA low-altitude mission, launched on 3 August 1981. It consisted of two satellites, DE-1 and DE-2, whose purpose was to investigate the interactions between plasmas in the magnetosphere and those in the ionosphere. The two satellites were launched together into polar coplanar orbits, which allowed them to simultaneously observe the upper and lower parts of the atmosphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamics_Explorer_2 ) Equator-S spacecraft Satellite Equator S Satellite Equator-S satellite Equator S satellites Equator S satellites Equator-S Equator-S satellite satellite Equator-S Equator-S est un petit satellite scientifique allemand à bas coût s'inscrivant dans le programme international ISTP lancé le 2 décembre 1997. Ce satellite avait pour objectif de mesurer avec une grande précision le champ magnétique terrestre, le plasma et le champ électrique dans plusieurs régions de l'espace mal couvertes par le programme ISTP. Le satellite est tombé en panne le 1er mai 1998 mais a pu fournir durant sa phase opérationnelle un grand nombre d'informations scientifiques de valeur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Equator-S ) The Equator-S satellite was a spacecraft constructed by the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics for the International Solar-Terrestrial Physics Science Initiative. It was operational between 2 December 1997 and 1 May 1998. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equator-S ) ERBS spacecraft Satellite ERBS satellites ERBS ERBS satellite satellite ERBS Earth Radiation Budget Satellite ou ERBS est un satellite scientifique de la NASA lancé le 5 octobre 1984 chargé de mesurer le bilan radiatif de la Terre et d'étudier notamment la diminution de l'épaisseur de la couche d'ozone. Le satellite dont la mission devait durer initialement 2 ans a finalement fourni des données sur la couche d'ozone durant plus de deux décennies et est resté opérationnel jusqu'au 14 octobre 2005. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Earth_Radiation_Budget_Satellite ) The Earth Radiation Budget Satellite (ERBS) was a NASA scientific research satellite. The satellite was one of three satellites in NASA's research program, named Earth Radiation Budget Experiment (ERBE), to investigate the Earth's radiation budget. The satellite also carried an instrument that studied stratospheric aerosol and gases. ERBS was launched on October 5, 1984, by the Space Shuttle Challenger during the STS-41-G mission and deactivated on October 14, 2005. It re-entered the Earth's atmosphere on January 8, 2023, over the Bering Sea near the Aleutian Islands. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Earth_Radiation_Budget_Satellite ) ERS spacecraft European Remote-Sensing satellite Satellite ERS satellites ERS ERS satellite satellite ERS European Remote-Sensing Satellite (en français Satellite européen de télédétection) généralement désignée par l'acronyme ERS est une famille de satellite d'observation de la Terre développée par l'Agence spatiale européenne. Deux satellites ont été construits respectivement ERS-1 lancé en 1991 et ERS-2 lancé en 1995. ERS-1 est arrivé en fin de vie le 10 mars 2000. La mission scientifique d'ERS-2 s'est terminée le 4 juillet 2011 ; le satellite a alors été soumis à des opérations de fin de vie qui se sont déroulées jusqu'au 5 septembre 2011. ERS-1 et ERS-2 ont, l'un comme l'autre, largement dépassé leur durée de vie nominale de 3 ans. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/European_Remote-Sensing_Satellite ) European Remote Sensing satellite (ERS) was the European Space Agency's first Earth-observing satellite programme using a polar orbit. It consisted of 2 satellites, ERS-1 and ERS-2. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/European_Remote-Sensing_Satellite ) Akebono satellite Akebono spacecraft EXOS-D spacecraft Satellite EXOS D Satellite EXOS-D satellite EXOS D satellites EXOS D satellites EXOS-D EXOS-D satellite satellite EXOS-D Akebono ou EXOS-D est un satellite scientifique japonais développé par l'ISAS et lancé le 22 février 1989 à 07 h 00 TU par le lanceur M-3H # 2. Le satellite circule sur une orbite terrestre fortement elliptique (275 x 10 500 km) avec une inclinaison de 75° qu'il parcourt en 211 minutes. Il recueille des données sur le processus d'accélération des particules dans la magnétosphère qui donne naissance au phénomène des aurores polaires. Le satellite d'une masse de 295 kg a la forme d'un cylindre à 8 faces haut de 1 mètre et d'une largeur maximale de 126 cm auquel est fixé quatre panneaux solaires et plusieurs antennes dont l'une longue de 30 mètres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Akebono_(satellite) ) Akebono (known as EXOS-D before launch) is a satellite to study aurora and Earth's magnetosphere environment. It was developed by Institute of Space and Astronautical Science and launched by M-3SII rocket on February 22, 1989. After 26 years of successful observation, operation was terminated on April 23, 2015, due to the degradation of solar cells and the decay of orbit. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Akebono_(satellite) ) Satellite Explorer satellites Explorer Explorer satellite satellite Explorer Le programme Explorer est un programme de la NASA, l'agence spatiale américaine, dont l'objectif est la réalisation de missions scientifiques à coût modéré et à fréquence rapprochée. Il s'agit du programme spatial le plus ancien de l'agence spatiale : le premier satellite de ce programme, Explorer 1, est lancé en 1958 et est également le premier satellite artificiel américain. Cet engin met en évidence les ceintures de Van Allen. En 2019, près de 100 missions ont été lancées dans des domaines aussi divers que l'astronomie, l'héliophysique, l'exploration du Système solaire, l'étude de la magnétosphère terrestre, la cosmologie, etc. Si aucun n'a eu la notoriété de missions phares beaucoup plus coûteuses comme Hubble, prises ensemble elles sont à l'origine du plus grand apport scientifique du programme spatial américain. Le programme Explorer est géré par le centre de vol spatial Goddard de la NASA. Il continue en 2019 à être à l'origine de nouveaux satellites scientifiques (en moyenne un par an). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Explorer ) The Explorers program is a NASA exploration program that provides flight opportunities for physics, geophysics, heliophysics, and astrophysics investigations from space. Launched in 1958, Explorer 1 was the first spacecraft of the United States to achieve orbit. Over 90 space missions have been launched since. Starting with Explorer 6, it has been operated by NASA, with regular collaboration with a variety of other institutions, including many international partners. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Explorers_Program ) FAST spacecraft Fast Auroral Snapshot satellite Satellite FAST satellites FAST FAST satellite satellite FAST Fast Auroral Snapshot Explorer ou FAST ou Explorer 70 est un petit satellite scientifique du Programme Small Explorer de la NASA lancé en 1996 pour étudier les aurores polaires. Placé sur une orbite elliptique haute lui permettant de traverser à chaque orbite les régions de l'espace où se forment les aurores, il a collecté avec ses instruments de nombreuses données sur les champs magnétiques et électriques, les ondes de plasma, les électrons et ions chargés d'énergie, la répartition de la masse des ions, la densité et la température du plasma thermique. Les opérations scientifiques se sont achevées en 1999. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fast_Auroral_Snapshot_Explorer ) The Fast Auroral SnapshoT Explorer (FAST or Explorer 70) was a NASA plasma physics satellite, and was the second spacecraft in the Small Explorer program (SMEX). It was launched on 21 August 1996, from Vandenberg Air Force Base aboard a Pegasus XL launch vehicle. The spacecraft was designed and built by NASA's Goddard Space Flight Center (GSFC). Flight operations were handled by GSFC for the first three years, and thereafter were transferred to the University of California, Berkeley's Space Sciences Laboratory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fast_Auroral_SnapshoT_Explorer ) FUSE spacecraft Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Satellite FUSE satellites FUSE FUSE satellite satellite FUSE Le télescope spatial FUSE, acronyme en anglais de Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (Explorateur spectroscopique en ultraviolet lointain) est un télescope spatial de la NASA, développé et géré par l’université Johns Hopkins (Baltimore, Maryland, États-Unis) avec une petite participation de l’Agence spatiale canadienne et du CNES français. De 1999 à 2007, le spectrographe de FUSE a été utilisé pour produire des spectres électromagnétiques dans le domaine de l’ultraviolet lointain (de 90 à 120 nanomètres). Ces mesures ont permis notamment d’évaluer le rapport deutérium/hydrogène caractéristique importante du modèle cosmologique, de mesurer les caractéristiques et la distribution des gaz chauds de la Voie lactée ainsi que de l'hydrogène moléculaire présent dans l'espace interstellaire. Le satellite, lancé le 24 juin 1999, s'est arrêté de fonctionner en 2007 à la suite de la défaillance de son système de contrôle d'attitude. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/FUSE_(t%C3%A9lescope_spatial) ) Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE, Explorer 77, and MIDEX-0) represented the next generation, high-orbit, ultraviolet space observatory covering the wavelength range of 90.5–119.5 nanometre (nm) of the NASA operated by the Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. FUSE was launched on a Delta II launch vehicle on 24 June 1999, at 15:44:00 UTC, as a part of NASA's Origins Program. FUSE detected light in the far ultraviolet portion of the electromagnetic spectrum, which is mostly unobservable by other telescopes. Its primary mission was to characterize universal deuterium in an effort to learn about the stellar processing times of deuterium left over from the Big Bang. FUSE resides in a low Earth orbit, approximately 760 km (470 mi) in altitude, with an inclination of 24.98° and a 99.80 minutes orbital period. Its Explorer program designation is Explorer 77. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Far_Ultraviolet_Spectroscopic_Explorer ) GALEX spacecraft Galaxy Evolution Explorer Satellite GALEX satellites GALEX GALEX satellite satellite GALEX Galaxy Evolution Explorer (GALEX ou Explorer 83) est un petit télescope spatial destiné à l'observation de galaxies dans le rayonnement ultraviolet. Il est lancé le 28 avril 2003 par un lanceur Pegasus depuis la base de lancement de Cap Canaveral sur une orbite quasi circulaire à une altitude d'environ 697 kilomètres. Sa mission s'achève le 30 juin 2013. GALEX fait partie du programme Small Explorer (SMEX) de la NASA qui regroupe des missions de satellites scientifiques dont le budget n'excède pas 120 millions de dollars américains. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxy_Evolution_Explorer ) Galaxy Evolution Explorer (GALEX or Explorer 83 or SMEX-7) was a NASA orbiting space telescope designed to observe the universe in ultraviolet wavelengths to measure the history of star formation in the universe. In addition to paving the way for future ultraviolet missions, the space telescope allowed astronomers to uncover mysteries about the early universe and how it evolved, as well as better characterize phenomena like black holes and dark matter. The mission was extended three times over a period of 10 years before it was decommissioned in June 2013. GALEX was launched on 28 April 2003 and decommissioned in June 2013. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/GALEX ) 2023-04-17 Galilean moon Galilean satellites Satellite galiléen Satellite galiléens satellites galiléens Galilean satellite satellite galiléen Les satellites galiléens, ou lunes galiléennes, sont les quatre plus grands satellites naturels de Jupiter. Par ordre d'éloignement à la planète, il s'agit de Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ils sont observés pour la première fois par Galilée en janvier 1610 grâce à l'amélioration de sa lunette astronomique et leur découverte est publiée dans Sidereus nuncius en mars 1610. Ils sont alors les premiers satellites naturels découverts en orbite autour d'une autre planète que la Terre, ceci remettant grandement en cause le modèle géocentrique défendu par de nombreux astronomes de l'époque et prouvant l'existence d'objets célestes invisibles à l'œil nu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_galil%C3%A9ens ) The Galilean moons or Galilean satellites, are the four largest moons of Jupiter: Io, Europa, Ganymede, and Callisto. They were first seen by Galileo Galilei in December 1609 or January 1610, and recognized by him as satellites of Jupiter in March 1610. They were the first objects found to orbit a planet other than the Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galilean_moons ) GEMS spacecraft Gravity and Extreme Magnetism Small Explorer Satellite GEMS satellites GEMS GEMS satellite satellite GEMS Gravity and Extreme Magnetism SMEX ou GEMS est un télescope spatial à rayons X de l'agence spatiale américaine de la NASA qui devait être lancé en 2014 mais qui dont le développement a été interrompu en 2012 à la suite d'un dépassement budgétaire. C'est une des 6 missions du programme Small Explorer pré sélectionnées en mai 20081. Son développement a été décidé en 20092. En mai 2012, à la suite d'une revue du projet, celui-ci est stoppé en raison des dépassements de coût importants (20 à 30%) liés au développement de l'instrument scientifique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Gravity_and_Extreme_Magnetism_SMEX ) Gravity and Extreme Magnetism Small Explorer (GEMS or SMEX-13) mission was a NASA space observatory mission. The main scientific goal of GEMS was to be the first mission to systematically measure the polarization of X-ray sources. GEMS would have provided data to help scientists study the shape of spacetime that has been distorted by a spinning black hole's gravity and the structure and effects of the magnetic fields around neutron stars. It was cancelled by NASA in June 2012 for potential cost overruns due to delays in developing the technology and never moved into the development phase. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gravity_and_Extreme_Magnetism_Small_Explorer ) Geotail spacecraft Satellite Geotail satellites Geotail Geotail satellite satellite Geotail GEOTAIL est un satellite scientifique chargé de recueillir des données sur la magnétosphère de la Terre, développé par l'ISAS (agence spatiale japonaise dédiée aux programmes scientifiques absorbée par la JAXA en 2003) avec la collaboration de la NASA. Il est lancé par une fusée Delta II le 24 juillet 1992. GEOTAIL est le premier satellite du programme international ISTP dont l'objectif est de mesurer de manière simultanée à l'aide de plusieurs satellites les interactions entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre. Ce programme a pour mission d'étudier plus particulièrement la région de la queue magnétique et la zone de plasma neutre. Le satellite est toujours opérationnel en 2019. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/GEOTAIL ) Geotail was a satellite that observed the Earth's magnetosphere. It was developed by Japan's ISAS in association with the United States' NASA, and was launched by a Delta II rocket on 24 July 1992 from Cape Canaveral Air Force Station. The primary purpose of this mission is to study the structure and dynamics of the tail region of the magnetosphere with a comprehensive set of scientific instruments. For this purpose, the orbit has been designed to cover the magnetotail over a wide range of distances: 8 REarth to 210 REarth from the earth. This orbit also allowed it to study the boundary region of the magnetosphere as it skims the magnetopause at perigees. In the first two years the double lunar swing-by technique was used to keep apogees in the distant magnetotail. This involved 14 lunar flybys. In June of 2022, the second and final of Geotails two data recorders failed, jeopardizing science observation. It was decided to terminate the operation, and the spacecraft was deactivated on 28 November 2022. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Geotail ) 2022-10-17 FGRST Fermi Gamma-ray Space Telescope Gamma-ray Large Area Space Telescope Satellite GLAST télescopes spatiaux GLAST GLAST space telescope télescope spatial GLAST Le Fermi Gamma-ray Space Telescope (anciennement Gamma-ray Large Area Space Telescope, ou GLAST) est un télescope spatial de l'agence spatiale américaine destiné à l'étude des rayons gamma de haute énergie émis par les objets célestes. Ce satellite a été lancé le 11 juin 2008 et placé sur une orbite basse terrestre circulaire de 565 km pour une durée d'au moins 5 ans. L'instrument principal LAT permet d'observer des rayons gamma de 20 MeV à 300 GeV. Un deuxième instrument, le GBM, est réservé à l'étude des sursauts gamma. Le télescope Fermi a pour objectif l'étude des phénomènes les plus violents observés dans l'univers tels que les blazars jets relativistes produits par des trous noirs supermassifs, les sursauts gamma et doit contribuer à une meilleure compréhension de phénomènes tels que les pulsars, les éruptions solaires et l'origine des rayons cosmiques. Cette mission spatiale est financée conjointement par la NASA, le Département de l'Énergie américaine avec la participation de laboratoires de recherche en Allemagne, France, Italie, au Japon et en Suède. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fermi_Gamma-ray_Space_Telescope ) The Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST, also FGRST), formerly called the Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST), is a space observatory being used to perform gamma-ray astronomy observations from low Earth orbit. Its main instrument is the Large Area Telescope (LAT), with which astronomers mostly intend to perform an all-sky survey studying astrophysical and cosmological phenomena such as active galactic nuclei, pulsars, other high-energy sources and dark matter. Another instrument aboard Fermi, the Gamma-ray Burst Monitor (GBM; formerly GLAST Burst Monitor), is being used to study gamma-ray bursts and solar flares. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fermi_Gamma-ray_Space_Telescope ) Satellite GOES satellites GOES GOES satellite satellite GOES La série de satellites Geostationary Operational Environmental Satellite (GOES) constitue la principale famille de satellites météorologiques circulant en orbite géostationnaire utilisés par le National Weather Service (NWS), le service météorologique national des États-Unis. Deux de ces satellites occupent en permanence des positions fixes au niveau de l'équateur d'une part au-dessus du continent américain (GOES-Est) et d'autre part au-dessus de l'océan Pacifique (GOES-Ouest). Ils fournissent un flux continu d'images en lumière visible et infrarouge qui permettent de reconstituer les principales caractéristiques de la fraction de l'atmosphère terrestre et des masses océaniques observables depuis leur latitude (environ un tiers de la surface du globe). Ces données sont utilisées pour la prévision météorologique (prévision par les météorologistes et prévision numérique du temps) et la recherche. Ces satellites emportent également des instruments qui fournissent des données de météorologie de l'espace (flux de particules produits par le vent solaire) et sur le champ magnétique terrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Geostationary_Operational_Environmental_Satellite ) The Geostationary Operational Environmental Satellite (GOES), operated by the United States' National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA)'s National Environmental Satellite, Data, and Information Service division, supports weather forecasting, severe storm tracking, and meteorology research. Spacecraft and ground-based elements of the system work together to provide a continuous stream of environmental data. The National Weather Service (NWS) and the Meteorological Service of Canada use the GOES system for their North American weather monitoring and forecasting operations, and scientific researchers use the data to better understand land, atmosphere, ocean, and climate dynamics. The GOES system uses geosynchronous equatorial satellites that, since the launch of SMS-1 in 1974, have been a basic element of U.S. weather monitoring and forecasting. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Geostationary_Operational_Environmental_Satellite ) Satellite Helios satellites Helios Helios satellite satellite Helios Helios 1 et Helios 2 sont deux sondes spatiales développées par la république fédérale d'Allemagne avec une participation importante de la NASA et lancées en 1974 et 1976. Placées en orbite autour du Soleil, les deux sondes ont étudié durant plus de 10 ans à l'aide de leurs 10 instruments les manifestations de l'astre durant un cycle solaire complet, les caractéristiques du milieu interplanétaire telles que le champ magnétique, le vent solaire, les rayons cosmiques et la poussière interplanétaire. Helios est le premier programme interplanétaire d'une nation européenne et constitue une réussite à la fois technique et scientifique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Helios_(sonde_spatiale) ) Helios-A and Helios-B (after launch renamed Helios 1 and Helios 2) are a pair of probes that were launched into heliocentric orbit to study solar processes. As a joint venture between German Aerospace Center (DLR) and NASA, the probes were launched from Cape Canaveral Air Force Station, Florida, on December 10, 1974, and January 15, 1976, respectively. The Helios project set a maximum speed record for spacecraft of 252,792 km/h (157,078 mph; 70,220 m/s). Helios-B performed the closest flyby of the Sun of any spacecraft until that time. The probes are no longer functional, but as of 2023 remain in elliptical orbits around the Sun. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Helios_(spacecraft) ) Satellite HEOS satellites HEOS HEOS satellite satellite HEOS Highly Eccentric Orbiting Satellite ou HEOS est une série de deux petits satellites scientifiques développés par le CERS (en anglais ESRO) une des deux agences spatiales européennes qui ont précédé l'Agence spatiale européenne. Son objectif était d'étudier le vent solaire et la magnétosphère et plus particulièrement l'incidence des éruptions solaires sur l'environnement spatial de la Terre. Deux satellites HEOS-1 et HEOS-2 ont été placés sur une orbite haute elliptique respectivement le 5/12/1968 et le 31/1/1972. HEOS-1 fut le premier satellite européen à pénétrer et étudier l'espace interplanétaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Highly_Eccentric_Orbiting_Satellite ) HETE spacecraft High Energy Transient Explorer Satellite HETE satellites HETE HETE satellite satellite HETE High Energy Transient Explorer (abrégé en HETE ; appelé également Explorer 79) est un observatoire spatial américain de la NASA avec une participation internationale principalement japonaise et française. L'objectif principal de HETE est de réaliser la première étude multispectrale des sursauts gamma avec des instruments fonctionnant en lumière visible, X et gamma. Pour remplir l'objectif principal de la mission qui est d'identifier la source de ces phénomènes astronomiques mystérieux, HETE peut déterminer la position des sursauts avec une précision d'environ 10 secondes d'arc presque en temps réel et transmettre cette position en temps réel à un réseau de récepteurs au sol permettant ainsi d'effectuer rapidement des observations complémentaires avec des instruments plus puissants dans les domaines radio, infrarouge et visible. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/High_Energy_Transient_Explorer ) High Energy Transient Explorer 1 (HETE-1) was a NASA astronomical satellite with international participation (mainly Japan and France). The prime objective of HETE-1 was to carry out the first multi-wavelength study of GRBs with ultraviolet (UV), X-ray, and gamma-ray instruments mounted on a single, compact spacecraft. A unique feature of the HETE-1 mission was its capability to localize GRBs with ~10 arcseconds accuracy in near real time aboard the spacecraft, and to transmit these positions directly to a network of receivers at existing ground-based observatories enabling rapid, sensitive follow-up studies in the radio, infrared (IR), and visible light bands. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/High_Energy_Transient_Explorer_1 ) Hinode spacecraft Satellite Hinode satellites Hinode Hinode satellite satellite Hinode Hinode (en japonais : Sunrise, anciennement Solar-B) est un satellite consacré à l'observation du Soleil et la deuxième mission de la NASA dans le cadre de son programme d'étude des relations Soleil-Terre (Solar Terrestrial Probes) issu d'une collaboration entre les agences spatiales suivantes : l'Agence d'exploration aérospatiale japonaise (JAXA), américaine (NASA), européenne (ESA) et du Royaume-Uni (UK Space Agency). C'est le successeur du satellite Yohkoh (ou Solar-A). Il est lancé le 23 septembre 2006 par le lanceur M-V # 7 depuis la base de lancement d'Uchinoura au Japon. Son orbite initiale a un périapside de 318 km, un apoapside de 675 km, une inclinaison orbitale de 98,3° et une période de révolution de 94,45 minutes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hinode_(satellite) ) Hinode (Japanese: ひので, IPA: [çinode], Sunrise), formerly Solar-B, is a Japan Aerospace Exploration Agency Solar mission with United States and United Kingdom collaboration. It is the follow-up to the Yohkoh (Solar-A) mission and it was launched on the final flight of the M-V rocket from Uchinoura Space Center, Japan on 22 September 2006 at 21:36 UTC (23 September, 06:36 JST). Initial orbit was perigee height 280 km, apogee height 686 km, inclination 98.3 degrees. Then the satellite maneuvered to the quasi-circular sun-synchronous orbit over the day/night terminator, which allows near-continuous observation of the Sun. On 28 October 2006, the probe's instruments captured their first images. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hinode_(satellite) ) IMAGE spacecraft Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration Satellite IMAGE satellites IMAGE IMAGE satellite satellite IMAGE Satellite IMP satellites IMP IMP satellite satellite IMP "Interplanetary Monitoring Platform" était un programme géré par le NASA Goddard Space Flight Center à Greenbelt, Maryland, dans le cadre du programme Explorers, avec les principaux objectifs d'étudier le plasma interplanétaire et le champ magnétique interplanétaire. La configuration orbitale des satellites IMP dans une variété d'orbites interplanétaires et terrestres a permis d'étudier simultanément les relations spatiales et temporelles des phénomènes géophysiques et interplanétaires simultanément par plusieurs autres satellites de la NASA. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_Monitoring_Platform ) Interplanetary Monitoring Platform was a program managed by the NASA Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, as part of the Explorers program, with the primary objectives of investigation of interplanetary plasma and the interplanetary magnetic field. The orbiting of IMP satellites in a variety of interplanetary and earth orbits allowed study of spatial and temporal relationships of geophysical and interplanetary phenomena simultaneously by several other NASA satellites. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_Monitoring_Platform ) INTEGRAL spacecraft Satellite INTEGRAL satellites INTEGRAL INTEGRAL satellite satellite INTEGRAL INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) est un observatoire spatial d'astrophysique européen qui étudie les rayons gamma de moyenne énergie (de 20 keV à 10 MeV) émis par des sources telles que les trous noirs, étoiles à neutrons, supernovas, le milieu interstellaire, etc. Ce satellite de 4 000 kilogrammes utilise la combinaison de deux instruments pour ses observations : IBIS qui se caractérise par sa résolution angulaire et est utilisé pour localiser avec précision la source du rayonnement gamma et SPI qui dispose par contre d'une meilleure résolution spectrale. La mission d'INTEGRAL, qui est placé en orbite le 17 octobre 2002, est prolongée par l'Agence spatiale européenne, pilote du projet, jusqu'à la fin 20201. Une seconde prolongation de la mission est ensuite actée jusqu'au 31 décembre 20222. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/International_Gamma-Ray_Astrophysics_Laboratory ) The INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) is a space telescope for observing gamma rays of energies up to 8 MeV. It was launched by the European Space Agency (ESA) into Earth orbit in 2002, and is designed to provide imaging and spectroscopy of cosmic sources. In the MeV energy range, it is the most sensitive gamma ray observatory in space. It is sensitive to higher energy photons than X-ray instruments such as NuSTAR, the Neil Gehrels SWIFT Observatory, XMM-Newton, and lower than other gamma-ray instruments such Fermi and HESS. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/INTEGRAL ) Interball spacecraft Satellite Interball satellites Interball Interball satellite satellite Interball Interbol (russe: интербол) est un projet spatial international sous la direction de l'Agence Spatiale Russe et de l'Institut de Recherche Spatiale de l'Académie Russe des Sciences. La liste des participants comprend l'Institut de Recherche Atmosphérique de l'Académie Tchèque des Sciences, de la NASA, de l'Agence Spatiale Européenne, de l'Agence Japonaise d'Exploration Aérospatiale et de l'Agence Spatiale Canadienne. L'objectif du projet est d'étudier les corrélations entre les processus de plasma dans la queue de la magnétosphère et dans la ceinture de rayonnement de Van Allen (région d'accélération des particules aurorales) avec une résolution spatio-temporelle élevée. Deux sondes spatiales ont été lancées dans des orbites elliptiques à haute altitude : - La sonde aurorale a été lancée le 29 août 1996 en orbite avec une apogée de 20 000 km. La sonde a été envoyée dans l'espace dans le même mois que le vaisseau spatial FAST, qui étudie les aurores aux deux pôles; - La sonde de queue a été lancée le 3 août 1995 en orbite avec une apogée de 200 000 km. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Interbol ) Interbol (Russian: Интербол) is an international space project under the leadership of the Russian Space Agency and the Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences. The list of participants includes the Institute of Atmospheric Research of the Czech Academy of Sciences, NASA, European Space Agency, Japan Aerospace Exploration Agency, and the Canadian Space Agency. The goal of the project is to study the correlations between plasma processes in the tail of the magnetosphere and in the Van Allen radiation belt (auroral particles acceleration region) with a high time-space resolution. Two space probes have been launched into high-altitude elliptical orbits: - auroral probe was launched August 29, 1996 into orbit with an apogee of 20 000 km. The probe was sent to space in the same month as the FAST spacecraft, which studies aurora at both poles; - tail probe was launched August 3, 1995 into orbit with an apogee of 200 000 km. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interbol ) ISEE spacecraft Satellite ISEE satellites ISEE ISEE satellite satellite ISEE Le programme ISEE (acronyme de International Sun-Earth Explorer, en français "Explorateur international Soleil-Terre") est une série de trois satellites scientifiques, construits par l'ESA et la NASA et lancés en 1977/1978 pour étudier les interactions entre le vent solaire et la magnétosphère terrestre. ISEE 1 et 2, en circulant sur une orbite commune à très faible distance l'un de l'autre, inaugurent une nouvelle technique d'étude de la magnétosphère permettant de lever l’ambiguïté entre variation spatiale et temporelle des phénomènes observés aux limites de cette région de l'espace. ISEE-3 est le premier satellite placé en orbite autour du point de Lagrange L1. Rebaptisé ICE il survole la comète de Giacobini-Zinner en 1985 puis la comète de Halley en 1986. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_ISEE ) Satellite IUE satellites IUE IUE satellite satellite IUE L’International Ultraviolet Explorer (IUE) était un télescope spatial ultraviolet équipé de spectrographes et placé en orbite en 1978. Il est le résultat d'une collaboration entre la NASA, le Science and Engineering Research Council (en) (Royaume-Uni), et l'Agence spatiale européenne (ESA). Conçu pour fonctionner durant trois ans, il a été éteint pour des raisons budgétaires au bout de 18 ans après avoir fourni un grand nombre de résultats scientifiques relatifs à la composition chimique des étoiles, des galaxies, des quasars et des corps célestes du système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/International_Ultraviolet_Explorer ) International Ultraviolet Explorer (IUE or Explorer 57, formerly SAS-D), was the first space observatory primarily designed to take ultraviolet (UV) electromagnetic spectrum. The satellite was a collaborative project between NASA, the United Kingdom's Science and Engineering Research Council (SERC, formerly UKSRC) and the European Space Agency (ESA), formerly European Space Research Organisation (ESRO). The mission was first proposed in early 1964, by a group of scientists in the United Kingdom, and was launched on 26 January 1978 aboard a NASA Thor-Delta 2914 launch vehicle. The mission lifetime was initially set for 3 years, but in the end it lasted 18 years, with the satellite being shut down in 1996. The switch-off occurred for financial reasons, while the telescope was still functioning at near original efficiency. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/International_Ultraviolet_Explorer ) Jovian satellite Jupiter satellites Satellite Jupiter satellites de Jupiter Jupiter satellite satellite de Jupiter On connaît 80 satellites naturels de Jupiter, tous confirmés, dont 72 numérotés, dont 57 nommés. Jupiter est la deuxième planète du Système solaire ayant le plus grand nombre de satellites naturels observés, après Saturne (82). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de_Jupiter ) There are 80 known moons of Jupiter, not counting a number of moonlets likely shed from the inner moons. All together, they form a satellite system which is called the Jovian system. The most massive of the moons are the four Galilean moons: Io, Europa, Ganymede, and Callisto, which were independently discovered in 1610 by Galileo Galilei and Simon Marius and were the first objects found to orbit a body that was neither Earth nor the Sun. Much more recently, beginning in 1892, dozens of far smaller Jovian moons have been detected and have received the names of lovers (or other sexual partners) or daughters of the Roman god Jupiter or his Greek equivalent Zeus. The Galilean moons are by far the largest and most massive objects to orbit Jupiter, with the remaining 76 known moons and the rings together composing just 0.003% of the total orbiting mass. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moons_of_Jupiter ) Kepler spacecraft Satellite Kepler satellites Kepler Kepler satellite satellite Kepler Kepler est un télescope spatial développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, pour détecter des exoplanètes. Lancé en 2009, Kepler a pour objectif d'effectuer un recensement des exoplanètes détectables situées dans une région de la Voie lactée de 115 degrés carrés en observant sur une période de plus de trois ans l'intensité lumineuse de 145 000 étoiles pré-sélectionnées. Kepler est doté d'un détecteur dont la sensibilité lui permet d'identifier des planètes de type terrestre et ainsi de recenser les planètes semblables à la nôtre gravitant autour d'étoiles similaires au Soleil. La mission primaire, d'une durée de trois ans et demi, a été prolongée par la mission K2 (Kepler 2) jusqu'en 2019, avec des objectifs révisés du fait de la perte de deux de ses roues de réaction. La mission s'est achevée en octobre 2018 après épuisement de ses ergols. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Kepler_(t%C3%A9lescope_spatial) ) The Kepler space telescope is a disused space telescope launched by NASA in 2009 to discover Earth-sized planets orbiting other stars. Named after astronomer Johannes Kepler, the spacecraft was launched into an Earth-trailing heliocentric orbit. The principal investigator was William J. Borucki. After nine and a half years of operation, the telescope's reaction control system fuel was depleted, and NASA announced its retirement on October 30, 2018. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_space_telescope ) Martian satellite Mars satellites Satellite Mars satellites de Mars Mars satellite satellite de Mars On connaît deux satellites naturels de Mars, Phobos et Déimos. Ce sont deux petits corps qui orbitent près de la planète, à quelques milliers de kilomètres de celle-ci. À cause des forces de marée de Mars, ils sont en rotation synchrone (ils montrent donc toujours la même face à la planète) et voient leur orbite évoluer : Phobos se rapproche au rythme actuel de 1,8 m par siècle, tandis que Deimos s'éloigne plus lentement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de_Mars#Articles_connexes ) The two moons of Mars are Phobos and Deimos. They are irregular in shape. Both were discovered by American astronomer Asaph Hall in August 1877 and are named after the Greek mythological twin characters Phobos (fear and panic) and Deimos (terror and dread) who accompanied their father Ares into battle. Ares, god of war, was known to the Romans as Mars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moons_of_Mars ) MOST spacecraft Satellite MOST satellites MOST MOST satellite satellite MOST Le télescope Microvariability and Oscillations of STars (nom anglais) ou Microvariabilité et oscillations stellaires (nom français), en abrégé MOST, est le premier et le seul télescope spatial canadien. Il est aussi le plus petit télescope spatial en orbite, raison pour laquelle ses créateurs l'ont surnommé Humble Space Telescope ("humble télescope spatial"), en référence à l'un des plus grands, le Hubble Space Telescope (télescope spatial Hubble). MOST est le premier télescope spatial destiné à l'étude de la sismologie stellaire. Il est également le premier satellite scientifique canadien lancé depuis ISIS II, 32 ans auparavant. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/MOST_(satellite) ) The Microvariability and Oscillations of Stars/Microvariabilité et Oscillations STellaire (MOST), was Canada's first space telescope. Up until nearly 10 years after its launch it was also the smallest space telescope in orbit (for which its creators nicknamed it the "Humble Space Telescope", in reference to one of the largest, the Hubble). MOST was the first spacecraft dedicated to the study of asteroseismology, subsequently followed by the now-completed CoRoT and Kepler missions. It was also the first Canadian science satellite launched since ISIS II, 32 years previously. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/MOST_(spacecraft) ) MSX spacecraft Midcourse Space Experiment satellite Satellite MSX satellites MSX MSX satellite satellite MSX Midcourse Space Experiment (MSX) est un satellite artificiel développé au milieu des années 1990 pour répondre aux besoins du système de défense américain contre les missiles intercontinentaux. Le projet est géré par le Ballistic Missile Defense Organization (BMDO devenu en 2002 la Missile Defense Agency) et le satellite est assemblé par le laboratoire APL. L'objectif de la mission était de cartographier l'arrière plan céleste et terrestre visible durant la phase balistique extra-atmosphérique des missiles balistiques pour permettre aux capteurs du système de défense anti-missiles de mieux distinguer leurs cibles. Les données collectées ont permis également de faire un recensement très détaillé des sources infrarouges dans le plan galactique couvrant ainsi des besoins dans le domaine de l'astronomie. MSX est placé le 24 avril 1996 sur une Orbite polaire (900 km). Quatre ans après son lancement, le satellite qui avait achevé ses objectifs principaux a été affecté au Réseau de surveillance spatiale des États-Unis pour lequel il a recensé les objets circulant en orbite géosynchrone. Ayant rempli tous ses objectifs avec succès la mission s'est achevée en juillet 2012 largement après la durée programmée de 7 ans. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Midcourse_Space_Experiment ) The Midcourse Space Experiment (MSX) is a Ballistic Missile Defense Organization (BMDO) satellite experiment (unmanned space mission) to map bright infrared sources in space. MSX offered the first system demonstration of technology in space to identify and track ballistic missiles during their midcourse flight phase. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Midcourse_Space_Experiment ) 2022-10-06 Natural satellites Satellite naturel Satellite naturels natural satellites satellites naturels natural satellite satellite naturel Un satellite naturel est un objet céleste en orbite autour d'une planète ou d'un autre objet plus grand que lui-même qui n'est pas d'origine humaine, par opposition aux satellites artificiels. Ils peuvent être de grosse taille et ressembler à de petites planètes. De tels objets sont également appelés lunes, par analogie avec la Lune, le satellite naturel de la Terre. Techniquement, le terme pourrait s'appliquer à une planète orbitant une étoile, ou même une étoile orbitant un centre galactique, mais une telle utilisation est rare. En temps normal, il désigne les satellites naturels des planètes, planètes naines et petits corps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellite_naturel ) A natural satellite is, in the most common usage, an astronomical body that orbits a planet, dwarf planet, or small Solar System body (or sometimes another natural satellite). Natural satellites are often colloquially referred to as moons, a derivation from the Moon of Earth. In the Solar System, there are six planetary satellite systems containing 209 known natural satellites altogether. Seven objects commonly considered dwarf planets by astronomers are also known to have natural satellites: Orcus, Pluto, Haumea, Quaoar, Makemake, Gonggong, and Eris. As of November 2021, there are 442 other minor planets known to have natural satellites. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Natural_satellite ) Neptunian satellite Neptune satellites Satellite Neptune satellites de Neptune Neptune satellite satellite de Neptune Les satellites naturels de Neptune — huitième et dernière planète du Système solaire par distance croissante au Soleil — sont actuellement, de manière confirmée, au nombre de 14. Le plus gros d'entre eux, Triton, est le premier à avoir été découvert en octobre 1846, dix-sept jours seulement après la première observation de la planète elle-même. Le deuxième découvert, Néréide, l'est plus d'un siècle plus tard, en 1949. Larissa est ensuite découverte en 1981 puis c'est grâce à différents programmes d'observation qu'en 1989, 2002, 2003 et 2013 sont découverts onze autres satellites. La découverte du dernier en date, Hippocampe, est annoncée le 15 juillet 2013 par la Nasa. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de_Neptune ) The planet Neptune has 14 known moons, which are named for minor water deities in Greek mythology. By far the largest of them is Triton, discovered by William Lassell on October 10, 1846, 17 days after the discovery of Neptune itself; over a century passed before the discovery of the second natural satellite, Nereid. Neptune's outermost moon Neso, which has an orbital period of about 26 Julian years, orbits farther from its planet than any other moon in the Solar System. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moons_of_Neptune ) Nimbus spacecraft Satellite Nimbus satellites Nimbus Nimbus satellite satellite Nimbus Le Programme Nimbus (du latin : Nimbus soit nuage de pluie) couvre le développement de satellites météorologiques expérimentaux par l'agence spatiale américaine de la NASA ainsi que les recherches menées en exploitant les données collectées par ceux-ci. La famille des satellites à défilement Nimbus est la deuxième génération de satellites météorologiques de la NASA. Elle prend la suite des satellites TIROS qui inaugurent l'utilisation couplée de la Terre d'images en lumière visible et infrarouge. Huit satellites Nimbus (dont 1 satellite détruit au lancement) sont placés en orbite entre 1964 et 1978 et sont utilisés sur une période de plus de 30 ans. Les satellites Nimbus, placés sur une orbite polaire, jouent un rôle de pionnier pour la mise au point des instruments déployés par la suite sur les satellites d'observation de la Terre. Ils accumulent une grande quantité d'observations dans les domaines suivants : étude de l'atmosphère terrestre, des océans, des échanges entre l'atmosphère et les océans, bilan énergétique de la Terre. Ces données alimentent de nombreuses recherches scientifiques relatives à la Terre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Nimbus ) The Nimbus satellites were second-generation U.S. robotic spacecraft launched between 1964 and 1978 used for meteorological research and development. The spacecraft were designed to serve as stabilized, Earth-oriented platforms for the testing of advanced systems to sense and collect atmospheric science data. Seven Nimbus spacecraft have been launched into near-polar, sun-synchronous orbits beginning with Nimbus 1 on August 28, 1964. On board the Nimbus satellites are various instrumentation for imaging, sounding, and other studies in different spectral regions. The Nimbus satellites were launched aboard Thor-Agena rockets (Nimbus 1–4) and Delta rockets (Nimbus 5–7). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nimbus_program ) NOAA spacecraft National Oceanic and Atmospheric Administration satellite Satellite NOAA satellites NOAA NOAA satellite satellite NOAA 2023-02-28 Nozomi spacecraft Planet-B spacecraft Satellite Nozomi satellites Nozomi Nozomi orbiter sonde orbitale Nozomi Nozomi (Espoir en japonais) ou Planet B est une sonde spatiale développée par l'agence spatiale japonaise scientifique (ISAS) avec comme objectif principal l'étude de l'atmosphère de la planète Mars. C'est la première sonde nipponne envoyée vers une autre planète que la Terre. Nozomi est lancée le 3 juillet 1998 par une fusée M-V. Au cours de son transit vers Mars, elle perd une partie de son carburant à la suite du mauvais fonctionnement d'une valve puis son électronique est endommagée par une tempête solaire. En décembre 2003, l'agence spatiale met fin à la mission de la sonde incapable de manœuvrer pour se placer en orbite autour de Mars. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nozomi_(sonde_spatiale) ) Nozomi (Japanese: のぞみ, lit. "Wish" or "Hope," and known before launch as Planet-B) was a Mars orbiter that failed to reach Mars due to electrical failures. The mission was terminated on December 31, 2003. Nozomi was designed to study the upper Martian atmosphere and its interaction with the solar wind and to develop technologies for use in future planetary missions. Specifically, instruments on the spacecraft were to measure the structure, composition and dynamics of the ionosphere, aeronomy effects of the solar wind, the escape of atmospheric constituents, the intrinsic magnetic field, the penetration of the solar-wind magnetic field, the structure of the magnetosphere, and dust in the upper atmosphere and in orbit around Mars. The mission would have also returned images of Mars' surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nozomi_(spacecraft) ) Planck spacecraft Satellite Planck satellites Planck Planck satellite satellite Planck Planck est un observatoire spatial développé par l'Agence spatiale européenne (ESA) avec une participation de l'agence spatiale américaine, la NASA. La mission du satellite est de cartographier les infimes variations de température (ou d'intensité) du fond diffus cosmologique, rayonnement dans le domaine micro-onde montrant l'Univers tel qu'il est 380 000 ans après le Big Bang. La mission Planck est sélectionnée en 1996 pour être la troisième mission de taille moyenne du programme scientifique de l'ESA Horizon 2000. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Planck_(t%C3%A9lescope_spatial) ) Planck was a space observatory operated by the European Space Agency (ESA) from 2009 to 2013, which mapped the anisotropies of the cosmic microwave background (CMB) at microwave and infrared frequencies, with high sensitivity and small angular resolution. The mission substantially improved upon observations made by the NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Planck provided a major source of information relevant to several cosmological and astrophysical issues, such as testing theories of the early Universe and the origin of cosmic structure. Since the end of its mission, Planck has defined the most precise measurements of several key cosmological parameters, including the average density of ordinary matter and dark matter in the Universe and the age of the universe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planck_(spacecraft) ) Pluto satellites Satellite Pluton satellites de Pluton Pluto satellite satellite de Pluton Le système plutonien est une des composantes du Système solaire externe. Il comprend six corps célestes liés par la gravité : Pluton et Charon, les deux corps principaux, et Styx, Nix, Kerbéros et Hydre, quatre satellites de tailles nettement inférieures. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_plutonien ) The dwarf planet Pluto has five natural satellites. In order of distance from Pluto, they are Charon, Styx, Nix, Kerberos, and Hydra. Charon, the largest, is mutually tidally locked with Pluto, and is massive enough that Pluto–Charon is sometimes considered a double dwarf planet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moons_of_Pluto ) Polar spacecraft Satellite Polar satellites Polar Polar satellite satellite Polar Polar (en français polaire) est un satellite scientifique développé par la NASA et chargé d'étudier le rôle de l'ionosphère dans les sous-tempêtes magnétiques ainsi que dans les échanges d'énergie qui se produisent dans l'ensemble de la magnétosphère terrestre. Le satellite placé sur une orbite polaire haute le 24 février 1996 par un lanceur Delta II est resté opérationnel jusqu'en avril 2008. Polar faisait partie du programme spatial international ISTP dont l'objectif était de mesurer de manière simultanée à l'aide de plusieurs satellites les interactions entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Polar_(satellite) ) The Global Geospace Science (GGS) Polar satellite was a NASA science spacecraft designed to study the polar magnetosphere and aurorae. It was launched into orbit in February 1996, and continued operations until the program was terminated in April 2008. The spacecraft remains in orbit, though it is now inactive. Polar is the sister ship to GGS Wind. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Polar_(satellite) ) QuikSCAT spacecraft Satellite QuikSCAT satellites QuikSCAT QuikSCAT satellite satellite QuikSCAT QuikSCAT (Quick Scatterometer) est un satellite d'observation terrestre qui fournit des informations sur la vitesse et la direction des vents sur les océans pour la NOAA. Il est un engin de secours destiné à fournir les informations manquantes à la suite de la perte des données du diffusiomètre de la NASA, (NSCAT, monté sur le satellite ADEOS-I lancé le 17 août 1996 qui tombe en panne le 30 juin 1997). Il est placé sur une orbite héliosynchrone le 19 juin 1999 à 02h15 TU par un lanceur Titan II. Cette mission spatiale, d'une durée primaire de 3 ans, fait partie du programme Earth Observing System qui regroupe un ensemble de satellites de la NASA chargés de collecter des données sur de longues périodes sur la surface de la Terre, la biosphère, l'atmosphère terrestre et les océans de la Terre. Sa mission principale se termine le 21 novembre 2009, mais il continue d'envoyer des données jusqu'au 2 octobre 2018. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/QuikSCAT ) The NASA QuikSCAT (Quick Scatterometer) was an Earth observation satellite carrying the SeaWinds scatterometer. Its primary mission was to measure the surface wind speed and direct over the ice-free global oceans via its effect on water waves. Observations from QuikSCAT had a wide array of applications, and contributed to climatological studies, weather forecasting, meteorology, oceanographic research, marine safety, commercial fishing, tracking large icebergs, and studies of land and sea ice, among others. This SeaWinds scatterometer is referred to as the QuikSCAT scatterometer to distinguish it from the nearly identical SeaWinds scatterometer flown on the ADEOS-2 satellite. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/QuikSCAT ) ROSAT spacecraft Rontgen satellite Satellite ROSAT satellites ROSAT ROSAT satellite satellite ROSAT ROSAT (Röntgensatellit) est un télescope spatial allemand destiné à l'observation des rayons X mous (0,1 à 2 keV) qui est lancé le 1er juin 1990 par un lanceur Delta-II depuis base de lancement de Cap Canaveral. Il fonctionne jusqu'au 12 février 1999 et se désintègre en rentrant dans l'atmosphère terrestre au-dessus du golfe du Bengale le 23 octobre 2011. ROSAT réalise un inventaire de l'ensemble du ciel dans le domaine des rayons X, identifiant environ 125 000 sources de cette nature. L'équipement de la sonde comprenait également un télescope qui permet d'identifier 479 sources dans l'ultraviolet lointain. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/ROSAT ) ROSAT (short for Röntgensatellit; in German X-rays are called Röntgenstrahlen, in honour of Wilhelm Röntgen) was a German Aerospace Center-led satellite X-ray telescope, with instruments built by West Germany, the United Kingdom and the United States. It was launched on 1 June 1990, on a Delta II rocket from Cape Canaveral, on what was initially designed as an 18-month mission, with provision for up to five years of operation. ROSAT operated for over eight years, finally shutting down on 12 February 1999. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/ROSAT ) RXTE spacecraft Rossi X ray Timing Explorer Satellite RXTE satellites RXTE RXTE satellite satellite RXTE Le Rossi X-ray Timing Explorer (abrégé en RXTE ou Explorer 69), est un télescope spatial astronomique lancé par la NASA, et opérant dans le domaine du rayonnement X. Ce satellite permet notamment d'étudier les variations très rapides de la luminosité X de certains objets, comme les microquasars et les noyaux actifs de galaxie. Il est lancé en 1995 depuis la base de lancement de Cap Canaveral et la NASA met fin à ses observations en janvier 2012. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rossi_X-ray_Timing_Explorer ) The Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) was a NASA satellite that observed the time variation of astronomical X-ray sources, named after physicist Bruno Rossi. The RXTE had three instruments — an All Sky Monitor, the High-Energy X-ray Timing Experiment (HEXTE) and the Proportional Counter Array. The RXTE observed X-rays from black holes, neutron stars, X-ray pulsars and X-ray bursts. It was funded as part of the Explorer program, and was also called Explorer 69. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rossi_X-ray_Timing_Explorer ) SAMPEX spacecraft Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer Satellite SAMPEX satellites SAMPEX SAMPEX satellite satellite SAMPEX Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer, également désigné sous l'appellation SAMPEX ou Explorer 68, est un petit satellite scientifique lancé en 1992 dont la mission est l'étude des particules énergétiques d'origine solaire (ions du vent solaire) ou galactiques (rayonnement cosmique) ainsi que des particules présentes dans la magnétosphère terrestre. Le satellite développé par la NASA avec la participation de l'Institut Max Planck est la première mission du programme Small Explorer. La charge utile est constituée de quatre instruments particulièrement performants chargés de mesurer les caractéristiques la composition des noyaux atomiques dont l'énergie est comprise entre 0,4 et plusieurs centaines de MeV ainsi que des électrons énergétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Solar_Anomalous_and_Magnetospheric_Particle_Explorer ) The Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer (SAMPEX or Explorer 68) was a NASA solar and magnetospheric observatory, and was the first spacecraft in the Small Explorer program. It was launched into low Earth orbit on 3 July 1992, from Vandenberg Air Force Base (Western Test Range) aboard a Scout G-1 launch vehicle. SAMPEX was an international collaboration between NASA and the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics of Germany. The Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer (SAMPEX) is the first of a series of spacecraft that was launched under the Small Explorer (SMEX) program for low cost spacecraft. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_Anomalous_and_Magnetospheric_Particle_Explorer ) Saturnian satellite Satellite Saturne Saturn satellites satellites de Saturne Saturn satellite satellite de Saturne Un satellite naturel de Saturne est un objet naturellement en orbite autour de la planète Saturne. En 2022, on en a observé 83, auxquels on peut ajouter plus de 150 hélices dans les anneaux, suspectées d'être dues à des lunes mineures non observées directement. Parmi ces 83 satellites, 82 ont eu leur existence confirmée, dont 66 ont reçu un numéro officiel (63 d'entre eux ont aussi reçu un nom officiel), alors que les 17 autres n'ont encore qu'une désignation temporaire. L'existence de trois satellites supplémentaires est particulièrement remise en question. Les satellites de Saturne ont des tailles très variées. On connaît de petites lunes de moins d'un kilomètre de diamètre, alors que Titan est plus grand que la planète Mercure. Parmi les satellites recensés, 13 ont un diamètre de plus de 50 km. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de_Saturne ) The moons of Saturn are numerous and diverse, ranging from tiny moonlets only tens of meters across to enormous Titan, which is larger than the planet Mercury. Saturn has 83 moons with confirmed orbits that are not embedded in its rings of which only 13 have diameters greater than 50 kilometers—as well as dense rings that contain millions of embedded moonlets and innumerable smaller ring particles. Seven Saturnian moons are large enough to have collapsed into a relaxed, ellipsoidal shape, though only one or two of those, Titan and possibly Rhea, are currently in hydrostatic equilibrium. Particularly notable among Saturn's moons are Titan, the second-largest moon in the Solar System (after Jupiter's Ganymede), with a nitrogen-rich Earth-like atmosphere and a landscape featuring dry river networks and hydrocarbon lakes, Enceladus, which emits jets of gas and dust from its south-polar region, and Iapetus, with its contrasting black and white hemispheres. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moons_of_Saturn ) SDO observatory SDO spacecraft Solar Dynamics Observatory Satellite SDO satellites SDO SDO satellite satellite SDO L'Observatoire de la dynamique solaire, en anglais : Solar Dynamics Observatory (SDO), est un observatoire solaire développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, dont le lancement a lieu le 11 février 2010. Sa mission s'inscrit dans le programme Living With a Star ("Vivre avec une étoile"), consiste à développer notre connaissance du Soleil, en particulier des caractéristiques qui affectent la Terre et l'espace proche de celle-ci. SDO doit étudier les changements de son activité et contribuer à déterminer l'origine des variations de l'activité du Soleil dans le but de mieux les anticiper. Pour y parvenir, les instruments embarqués collectent des données sur la structure du champ magnétique du Soleil et sur les processus à l'origine du stockage et de la libération de l'énergie magnétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Observatoire_de_la_dynamique_solaire ) The Solar Dynamics Observatory (SDO) is a NASA mission which has been observing the Sun since 2010. Launched on 11 February 2010, the observatory is part of the Living With a Star (LWS) program. The goal of the LWS program is to develop the scientific understanding necessary to effectively address those aspects of the connected Sun–Earth system directly affecting life and society. The goal of the SDO is to understand the influence of the Sun on the Earth and near-Earth space by studying the solar atmosphere on small scales of space and time and in many wavelengths simultaneously. SDO has been investigating how the Sun's magnetic field is generated and structured, how this stored magnetic energy is converted and released into the heliosphere and geospace in the form of solar wind, energetic particles, and variations in the solar irradiance. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_Dynamics_Observatory ) SMM spacecraft Solar Maximum Mission satellite Satellite SMM satellites SMM SMM satellite satellite SMM Solar Maximum Mission ou SolarMax est une mission d'étude du Soleil développée par la NASA et placée en orbite le 14 février 1980. Lancé à une période coïncidant avec le pic du cycle solaire de 11 ans de l'activité solaire, le satellite est chargé d'étudier en particulier les éruptions solaires qui caractérisent cette phase de la vie du Soleil. SolarMax emporte une série de spectromètres lui permettant de recueillir des données sur l'ensemble du spectre électromagnétique (rayons gamma, ultraviolet, et X). Il est le premier satellite à être réparé en orbite par un équipage de la navette spatiale américaine. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Solar_Maximum_Mission ) The Solar Maximum Mission satellite (or SolarMax) was designed to investigate Solar phenomena, particularly solar flares. It was launched on February 14, 1980. The SMM was the first satellite based on the Multimission Modular Spacecraft bus manufactured by Fairchild Industries, a platform which was later used for Landsats 4 and 5 as well as the Upper Atmosphere Research Satellite. After an attitude control failure in Nov 1980 it was put in standby mode until April 1984 when it was repaired by a Shuttle mission. The Solar Maximum Mission ended on December 2, 1989, when the spacecraft re-entered the atmosphere and burned up over the Indian Ocean. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_Maximum_Mission ) SOHO spacecraft Satellite SOHO satellites SOHO SOHO satellite satellite SOHO L’Observatoire solaire et héliosphérique, en anglais Solar and Heliospheric Observatory, en abrégé SoHO, est un observatoire solaire spatial placé en orbite autour du Soleil. Son objectif principal est l'étude de la structure interne du Soleil, des processus produisant le vent solaire et de la couronne solaire. Pour mener à bien sa mission, le satellite SoHO, d'une masse de 1,8 tonne, emporte 12 instruments permettant d'effectuer des observations à la fois in situ et à distance. SoHO est sélectionné en 1984 dans le cadre du programme scientifique Horizon 2000 de l'Agence spatiale européenne. La NASA participe au développement et à la gestion opérationnelle de la mission à hauteur d'un tiers du coût total. Après son lancement en 1995, SoHO ayant été placé au point de Lagrange L1 début 1996, il a permis de nombreuses découvertes fondamentales. La mission, d'une durée initiale de deux ans, est étendue jusqu'en décembre 2020 puis jusqu'au 31 décembre 2025. Une nouvelle annonce est attendue en 2022 pour confirmer cette date. Le 25e anniversaire du lancement a été fêté le 2 décembre 2020, alors que le satellite, toujours en activité, avait été conçu pour quatre années d'activités. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Observatoire_solaire_et_h%C3%A9liosph%C3%A9rique ) The Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) is a European Space Agency (ESA) spacecraft built by a European industrial consortium led by Matra Marconi Space (now Airbus Defence and Space) that was launched on a Lockheed Martin Atlas IIAS launch vehicle on 2 December 1995, to study the Sun. It has also discovered over 4,000 comets. It began normal operations in May 1996. It is a joint project between the European Space Agency (ESA) and NASA. SOHO was part of the International Solar Terrestrial Physics Program (ISTP). Originally planned as a two-year mission, SOHO continues to operate after over 25 years in space; the mission has been extended until the end of 2025, subject to review and confirmation by ESA's Science Programme Committee. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_and_Heliospheric_Observatory ) STEREO observatory STEREO spacecraft Solar TErrestrial RElations Observatory Satellite STEREO satellites STEREO STEREO satellite satellite STEREO STEREO (acronyme de Solar Terrestrial Relations Observatory, c'est-à-dire "Observatoire des relations Soleil-Terre") est la troisième mission de la NASA dans le cadre de son programme d'étude des interactions Soleil-Terre (Solar Terrestrial Probes). L'objectif de la mission est l'étude des éjections de masse coronale par le Soleil. La mission STEREO comprend deux satellites jumeaux, l'un précédant la Terre dans sa révolution autour du Soleil et l'autre la suivant, qui fournissent une image tridimensionnelle du phénomène depuis sa genèse jusqu'à ses interactions avec le milieu interplanétaire et l'environnement spatial de la Terre. La position relative des deux satellites par rapport au Soleil forme un angle qui s'accroît d'environ 43° chaque année. Les deux satellites stabilisés sur trois axes sont identiques. Ils ont une masse de 620 kg et emportent chacun cinq caméras (lumière visible et ultraviolet) équipées pour deux d'entre d'elles de coronographes ainsi que trois suites d'instruments mesurant in situ les caractéristiques du vent solaire, du champ magnétique interplanétaire, du plasma et des ondes radio émises par le Soleil. Le projet est piloté par le centre de vol spatial Goddard tandis que les satellites sont construits par le Laboratoire de physique appliquée de l'université Johns-Hopkins, qui reçoit des contributions importantes de laboratoires étrangers pour l'instrumentation. La mission entre dans une phase opérationnelle en décembre 2006. Sa durée de vie nominale de deux ans est prolongée. Le 1er octobre 2014, le satellite STEREO-B tombe en panne et, depuis, la mission se poursuit en exploitant uniquement les données du satellite STEREO-A. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/STEREO ) STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) is a solar observation mission. Two nearly identical spacecraft were launched in 2006 into orbits around the Sun that cause them to respectively pull farther ahead of and fall gradually behind the Earth. This enabled stereoscopic imaging of the Sun and solar phenomena, such as coronal mass ejections. Contact with STEREO-B was lost in 2014 after it entered an uncontrolled spin preventing its solar panels from generating enough power, but STEREO-A is still operational. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/STEREO ) Suzaku spacecraft Satellite Suzaku satellites Suzaku Suzaku satellite satellite Suzaku Suzaku ou ASTRO-E2 est un télescope spatial à rayons X développé par l'Agence d'exploration aérospatiale japonaise (JAXA) qui est lancé le 10 juillet 2005 par le lanceur M-V # 6 depuis la base de lancement d'Uchinoura. Un premier lancement effectué par le lanceur M-V # 4 le 10 février 2000 est un échec et une copie du satellite est construite pour remplacer le télescope perdu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Suzaku_(satellite) ) Suzaku (formerly ASTRO-EII) was an X-ray astronomy satellite developed jointly by the Institute of Space and Aeronautical Science at JAXA and NASA's Goddard Space Flight Center to probe high energy X-ray sources, such as supernova explosions, black holes and galactic clusters. It was launched on 10 July 2005 aboard the M-V launch vehicle on the M-V-6 mission. After its successful launch, the satellite was renamed Suzaku after the mythical Vermilion bird of the South.Just weeks after launch, on 29 July 2005, the first of a series of cooling system malfunctions occurred. These ultimately caused the entire reservoir of liquid helium to boil off into space by 8 August 2005. This effectively shut down the X-ray Spectrometer-2 (XRS-2), which was the spacecraft's primary instrument. The two other instruments, the X-ray Imaging Spectrometer (XIS) and the Hard X-ray Detector (HXD), were unaffected by the malfunction. As a result, another XRS was integrated into the Hitomi X-ray satellite, launched in 2016, which also was lost weeks after launch. A Hitomi replacement, XRISM, will launch in mid-2023. On 26 August 2015, JAXA announced that communications with Suzaku had been intermittent since 1 June 2015, and that the resumption of scientific operations would be difficult to accomplish given the spacecraft's condition. Mission operators decided to complete the mission imminently, as Suzaku had exceeded its design lifespan by eight years at this point. The mission came to an end on 2 September 2015, when JAXA commanded the radio transmitters on Suzaku to switch themselves off. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Suzaku_(satellite) ) SVOM spacecraft Satellite SVOM satellites SVOM SVOM satellite satellite SVOM SVOM (acronyme de Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor) est un observatoire spatial gamma et X franco-chinois en cours de développement qui a pour objectif de détecter les sursauts gamma, d'en déterminer les caractéristiques et la localisation et de permettre leur suivi par les observatoires terrestres. Pour remplir cet objectif, il comporte plusieurs instruments. Le télescope gamma à masque codé ECLAIRs est chargé de détecter le sursaut dont le pic d'énergie est mesuré par GRM. Le télescope à rayons X MXT et le télescope en lumière visible VT, épaulés par des instruments au sol, poursuivent les observations pendant plusieurs heures après le sursaut. SVOM, qui résulte d'une collaboration entre les agences spatiales française (CNES) et chinoise (CNSA), doit être placé sur une orbite terrestre basse en 2023 par une fusée chinoise Longue Marche 2C. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Space-based_Multi-band_Variable_astronomical_Objects_Monitor ) The Space Variable Objects Monitor (SVOM) is a planned small X-ray telescope satellite under development by China National Space Administration (CNSA), Chinese Academy of Sciences (CAS) and the French Space Agency (CNES), to be launched at the end of 2023. SVOM will study the explosions of massive stars by analysing the resulting gamma-ray bursts. The light-weight X-ray mirror for SVOM weighs just 1 kg (2.2 lb). SVOM will add new capabilities to the work of finding gamma-ray bursts currently being done by the multinational satellite Swift Gamma-Ray Burst Mission. Its anti-solar pointing strategy makes the Earth cross the field of view of its payload every orbit. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Space_Variable_Objects_Monitor ) Swarm spacecraft Satellite Swarm satellites Swarm Swarm satellite satellite Swarm SWARM (Essaim en anglais) est une mission spatiale scientifique de l'Agence spatiale européenne qui va étudier le champ magnétique terrestre. Elle repose sur une constellation de trois mini-satellites qui a été placée sur orbite par une fusée unique Rockot le 22 novembre 2013. L'objectif de la mission est mesurer avec une grande précision les variations spatiales et temporelles du champ magnétique terrestre ainsi que l'environnement ionosphérique de la Terre. Les données collectées apporteront un nouvel éclairage sur les processus internes du globe terrestre et sur l'évolution du climat. SWARM est développée dans le cadre des missions scientifiques Earth Explorer du programme d'observation de la Terre Living Planet. La mission doit durer 4 ans. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/SWARM ) Swarm is a European Space Agency (ESA) mission to study the Earth's magnetic field. High-precision and high-resolution measurements of the strength, direction and variations of the Earth's magnetic field, complemented by precise navigation, accelerometer and electric field measurements, will provide data for modelling the geomagnetic field and its interaction with other physical aspects of the Earth system. The results offer a view of the inside of the Earth from space, enabling the composition and processes of the interior to be studied in detail and increase our knowledge of atmospheric processes and ocean circulation patterns that affect climate and weather. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Swarm_(spacecraft) ) THEMIS spacecraft Satellite THEMIS satellites THEMIS THEMIS satellite satellite THEMIS Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms, en abrégé THEMIS, est une mission de la NASA constituée de cinq petits satellites chargés d'étudier les décharges d'énergie dans la magnétosphère terrestre à l'origine des aurores polaires. Les satellites THEMIS ont été lancés le 17 février 2007 par une fusée Delta II. THEMIS fait partie du programme Explorer qui rassemble des missions scientifiques. C'est la cinquième mission de taille moyenne du programme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Time_History_of_Events_and_Macroscale_Interactions_during_Substorms ) Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms (THEMIS) mission began in February 2007 as a constellation of five NASA satellites (THEMIS-A through THEMIS-E) to study energy releases from Earth's magnetosphere known as substorms, magnetic phenomena that intensify auroras near Earth's poles. The name of the mission is an acronym alluding to the Titan Themis.Three of the satellites orbit the Earth within the magnetosphere, while two have been moved into orbit around the Moon. Those two were renamed ARTEMIS for Acceleration, Reconnection, Turbulence and Electrodynamics of the Moon's Interaction with the Sun. THEMIS-B became ARTEMIS-P1 and THEMIS-C became ARTEMIS-P2. ARTEMIS-P1 and -P2 together comprise the THEMIS-ARTEMIS mission. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/THEMIS ) TOPEX/Poseidon spacecraft Satellite TOPEX/Poseidon satellites TOPEX/Poseidon TOPEX/Poseidon satellite satellite TOPEX/Poseidon TOPEX/Poseidon est un satellite d'océanographie développé conjointement par la NASA et le CNES et lancé en 1992 par une fusée Ariane 4. Son objectif était de mesurer avec une précision de quelques centimètres, par la technique d'altimétrie satellitaire, la "topographie océanique", c'est-à-dire le relief de la surface de l'océan. La mission a été une réussite totale car elle a permis durant près de 13 ans de collecter des données avec une meilleure précision que prévu. Les observations altimétriques fournies par TOPEX/Poseidon révèlent ainsi des détails précieux sur l’état dynamique de l’océan, inaccessibles par les moyens terrestres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/TOPEX/Poseidon ) TOPEX/Poseidon was a joint satellite altimeter mission between NASA, the U.S. space agency; and CNES, the French space agency, to map ocean surface topography. Launched on August 10, 1992, it was the first major oceanographic research satellite. TOPEX/Poseidon helped revolutionize oceanography by providing data previously impossible to obtain. Oceanographer Walter Munk described TOPEX/Poseidon as "the most successful ocean experiment of all time." A malfunction ended normal satellite operations in January 2006. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/TOPEX/Poseidon ) TRACE spacecraft Transition Region and Coronal Explorer Satellite TRACE satellites TRACE TRACE satellite satellite TRACE TRACE (Transition Region And Coronal Explorer) est un télescope spatial développé par le Centre de vol spatial Goddard, établissement de la NASA, avec pour objectif de réaliser des photos de la couronne et de Région de transition du Soleil avec une résolution angulaire et temporelle élevée. Le télescope, mis en orbite en avril 1998, a fonctionné durant 12 ans (fin de la mission en 21 juin 2010) en fournissant des millions d'images et a fait l'objet de plus 1000 publications scientifiques. De nombreux détails de la structure fine de la couronne solaire ont été observés pour la première fois. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/TRACE ) Transition Region and Coronal Explorer (TRACE, or Explorer 73, SMEX-4) was a NASA heliophysics and solar observatory designed to investigate the connections between fine-scale magnetic fields and the associated plasma structures on the Sun by providing high resolution images and observation of the solar photosphere, the transition region, and the solar corona. A main focus of the TRACE instrument is the fine structure of coronal loops low in the solar atmosphere. TRACE is the third spacecraft in the Small Explorer program, launched on 2 April 1998, and obtained its last science image on 21 June 2010, at 23:56 UTC. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/TRACE ) UARS spacecraft Upper Atmosphere Research Satellite Satellite UARS satellites UARS UARS satellite satellite UARS Upper Atmosphere Research Satellite (UARS), (satellite de recherche sur la couche atmosphérique supérieure), est un satellite d'observation de la Terre de l'agence spatiale américaine de la NASA développé pour étudier l'atmosphère terrestre en particulier la couche d'ozone. Ce satellite lourd pesant 6 540 kg et long de 11 mètres est lancé en 1991 par la navette spatiale américaine au cours de la mission de la navette spatiale Discovery STS-48. Il est placé sur une orbite terrestre basse à une altitude de 700 km et avec une inclinaison de 57,0 degrés. La durée de vie prévue est initialement de 3 ans : six de ses 10 instruments fonctionnent encore lorsqu'il est désactivé le 15 décembre 2005 soit 14 ans après son lancement. En fin de vie, il est placé sur une orbite plus basse qui aboutit à sa rentrée atmosphérique le 24 septembre 2011, au-dessus de l'océan Pacifique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Upper_Atmosphere_Research_Satellite ) The Upper Atmosphere Research Satellite (UARS) was a NASA-operated orbital observatory whose mission was to study the Earth's atmosphere, particularly the protective ozone layer. The 5,900-kilogram (13,000 lb) satellite was deployed from Space Shuttle Discovery during the STS-48 mission on 15 September 1991. It entered Earth orbit at an operational altitude of 600 kilometers (370 mi), with an orbital inclination of 57 degrees. The original mission duration was to be only three years, but was extended several times. When the mission finally ended in June 2005 due to funding cuts, 14 years after the satellite's launch, six of its ten instruments were still operational. A final orbit-lowering burn was performed in early December 2005 to prepare the satellite for deorbit. On 26 October 2010, the International Space Station performed a debris-avoidance maneuver in response to a conjunction with UARS. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Upper_Atmosphere_Research_Satellite ) Uranian satellite Satellite Uranus Uranus satellites satellites d'Uranus Uranus satellite satellite d'Uranus Uranus, la septième planète du Système solaire, possède 27 satellites naturels connus. Ces satellites tirent leurs noms des personnages des œuvres de William Shakespeare et Alexander Pope. William Herschel découvrit les deux premières lunes, Titania et Obéron en 1787 tandis que les autres lunes principales furent découvertes par William Lassell en 1851 (Ariel et Umbriel) et Gerard Kuiper en 1948 (Miranda). Les autres lunes furent découvertes après 1985, pour certaines durant le survol de Voyager 2 et pour les autres par des télescopes au sol. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_d%27Uranus ) Uranus, the seventh planet of the Solar System, has 27 known moons, most of which are named after characters that appear in, or are mentioned in, the works of William Shakespeare and Alexander Pope. Uranus's moons are divided into three groups: thirteen inner moons, five major moons, and nine irregular moons. The inner and major moons all have prograde orbits, while orbits of the irregulars are mostly retrograde. The inner moons are small dark bodies that share common properties and origins with Uranus's rings. The five major moons are ellipsoidal, indicating that they reached hydrostatic equilibrium at some point in their past (and may still be in equilibrium), and four of them show signs of internally driven processes such as canyon formation and volcanism on their surfaces. The largest of these five, Titania, is 1,578 km in diameter and the eighth-largest moon in the Solar System, about one-twentieth the mass of the Earth's Moon. The orbits of the regular moons are nearly coplanar with Uranus's equator, which is tilted 97.77° to its orbit. Uranus's irregular moons have elliptical and strongly inclined (mostly retrograde) orbits at large distances from the planet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Moons_of_Uranus ) WMAP spacecraft Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Satellite WMAP satellites WMAP WMAP satellite satellite WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ou WMAP est un observatoire spatial américain de la NASA lancé en juin 2001 pour dresser une carte de l'anisotropie du fond diffus cosmologique. Par rapport à l'observatoire spatial COBE qui l'a précédé dans les années 1980, la mission a permis d'améliorer d'un facteur 68 000 la précision des valeurs des principaux paramètres cosmologiques comme l'âge de l'Univers (13,77 milliards d'années) et la proportion de ses composants : matière baryonique (4,6 %), matière noire (24 %) et énergie sombre (71 %). Les mesures effectuées confirment les hypothèses du modèle standard de la cosmologie. Le satellite de 840 kg, qui a effectué ses observations depuis une orbite autour du point de Lagrange L2, a achevé sa mission le 19 août 2010. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe ) The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), originally known as the Microwave Anisotropy Probe (MAP and Explorer 80), was a NASA spacecraft operating from 2001 to 2010 which measured temperature differences across the sky in the cosmic microwave background (CMB) – the radiant heat remaining from the Big Bang. Headed by Professor Charles L. Bennett of Johns Hopkins University, the mission was developed in a joint partnership between the NASA Goddard Space Flight Center and Princeton University. The WMAP spacecraft was launched on 30 June 2001 from Florida. The WMAP mission succeeded the COBE space mission and was the second medium-class (MIDEX) spacecraft in the NASA Explorer program. In 2003, MAP was renamed WMAP in honor of cosmologist David Todd Wilkinson (1935–2002), who had been a member of the mission's science team. After nine years of operations, WMAP was switched off in 2010, following the launch of the more advanced Planck spacecraft by European Space Agency (ESA) in 2009. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe ) schéma décentré en amont Schéma décentré Schéma décentrés Upwind scheme schémas décentrés schémas décentrés en amonts upwind schemes schéma décentré upwind scheme En physique numérique, le terme schéma en amont (parfois le schéma d'advection) fait généralement référence à une classe de méthodes de discrétisation numérique pour résoudre des équations aux dérivées partielles hyperboliques, dans lesquelles des variables dites en amont sont utilisées pour calculer les dérivés dans un champ d'écoulement. C'est-à-dire que les dérivés sont estimés à l'aide d'un ensemble de points de données biaisés pour être plus "en amont" du point de requête, par rapport à la direction de l'écoulement. Historiquement, l'origine des méthodes en amont remonte au travail de Courant, Isaacson et Rees qui ont proposé la méthode CIR. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Upwind_scheme ) In computational physics, the term upwind scheme (sometimes advection scheme) typically refers to a class of numerical discretization methods for solving hyperbolic partial differential equations, in which so-called upstream variables are used to calculate the derivatives in a flow field. That is, derivatives are estimated using a set of data points biased to be more "upwind" of the query point, with respect to the direction of the flow. Historically, the origin of upwind methods can be traced back to the work of Courant, Isaacson, and Rees who proposed the CIR method. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Upwind_scheme ) Euler method méthode d'Euler Schéma Euler méthodes d'Euler schémas d'Euler Euler scheme schéma d'Euler En mathématiques, la méthode d'Euler, nommée ainsi en l'honneur du mathématicien Leonhard Euler (1707 — 1783), est une procédure numérique pour résoudre par approximation des équations différentielles du premier ordre avec une condition initiale. C'est la plus simple des méthodes de résolution numérique des équations différentielles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_d%27Euler ) In mathematics and computational science, the Euler method (also called forward Euler method) is a first-order numerical procedure for solving ordinary differential equations (ODEs) with a given initial value. It is the most basic explicit method for numerical integration of ordinary differential equations and is the simplest Runge–Kutta method. The Euler method is named after Leonhard Euler, who treated it in his book Institutionum calculi integralis (published 1768–1870). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Euler_method ) godunov method schéma de Godounov Godunov scheme Schéma Godunov godunov methods godunov schemes schémas de Godounov schémas de Godunov godunov scheme schéma de Godunov En analyse numérique, le schéma de Godounov est un schéma numérique conservatif, suggéré par Serguey Godounov en 1959 pour la résolution numérique d'équations aux dérivées partielles. Ce schéma fonctionne comme une méthode des volumes finis pour la résolution de problèmes de Riemann exacte ou approchée entre chaque cellule. Sa forme la plus simple est d'ordre 1 en espace et en temps mais peut être étendue à des méthodes d'ordres plus élevés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sch%C3%A9ma_de_Godounov ) In numerical analysis and computational fluid dynamics, Godunov's scheme is a conservative numerical scheme, suggested by S. K. Godunov in 1959, for solving partial differential equations. One can think of this method as a conservative finite-volume method which solves exact, or approximate Riemann problems at each inter-cell boundary. In its basic form, Godunov's method is first order accurate in both space and time, yet can be used as a base scheme for developing higher-order methods. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Godunov%27s_scheme ) Heisenberg representation Schéma Heisenberg représentations de Heisenberg Heisenberg picture représentation de Heisenberg En mécanique quantique, la représentation de Heisenberg est une des trois formulations et modes de traitement des problèmes dépendant du temps dans le cadre de la mécanique quantique classique. Dans cette représentation, les opérateurs du système évoluent avec le temps alors que le vecteur d'état quantique ne dépend pas du temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Repr%C3%A9sentation_de_Heisenberg ) In physics, the Heisenberg picture (also called the Heisenberg representation) is a formulation (largely due to Werner Heisenberg in 1925) of quantum mechanics in which the operators (observables and others) incorporate a dependency on time, but the state vectors are time-independent, an arbitrary fixed basis rigidly underlying the theory. It stands in contrast to the Schrödinger picture in which the operators are constant, instead, and the states evolve in time. The two pictures only differ by a basis change with respect to time-dependency, which corresponds to the difference between active and passive transformations. The Heisenberg picture is the formulation of matrix mechanics in an arbitrary basis, in which the Hamiltonian is not necessarily diagonal. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Heisenberg_picture ) Lax-Friedrichs method Lax Friedrichs scheme Schéma Lax Friedrichs schéma de Lax Friedrichs schémas de Lax Friedrichs schémas de Lax-Friedrichs Lax-Friedrichs scheme schéma de Lax-Friedrichs Le schéma de Lax–Friedrichs, d'après Peter Lax et Kurt Friedrichs, est défini en analyse numérique comme une technique de résolution numérique des équations aux dérivées partielles de type hyperbolique, basée sur la méthode des différences finies. Cette technique repose sur l'utilisation de différence finie décentrée en temps et centrée en espace. On peut considérer le schéma de Lax–Friedrichs comme une alternative au schéma de Godunov, où l'on évite de résoudre un problème de Riemann à chaque interface de la cellule, au prix d'ajouter de la viscosité artificielle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sch%C3%A9ma_de_Lax-Friedrichs ) The Lax–Friedrichs method, named after Peter Lax and Kurt O. Friedrichs, is a numerical method for the solution of hyperbolic partial differential equations based on finite differences. The method can be described as the FTCS (forward in time, centered in space) scheme with a numerical dissipation term of 1/2. One can view the Lax–Friedrichs method as an alternative to Godunov's scheme, where one avoids solving a Riemann problem at each cell interface, at the expense of adding artificial viscosity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lax%E2%80%93Friedrichs_method ) Lax-Wendroff method Lax Wendroff scheme Schéma Lax Wendroff schéma de Lax Wendroff schémas de Lax Wendroff schémas de Lax-Wendroff Lax-Wendroff scheme schéma de Lax-Wendroff Le schéma de Lax–Wendroff, d'après Peter Lax et Burton Wendroff, est défini en analyse numérique comme une technique de résolution numérique des équations aux dérivées partielles de type hyperbolique, basée sur la méthode des différences finies. Ce schéma est d'ordre 2 à la fois en espace et en temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sch%C3%A9ma_de_Lax-Wendroff ) The Lax–Wendroff method, named after Peter Lax and Burton Wendroff, is a numerical method for the solution of hyperbolic partial differential equations, based on finite differences. It is second-order accurate in both space and time. This method is an example of explicit time integration where the function that defines the governing equation is evaluated at the current time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lax%E2%80%93Wendroff_method ) Schrödinger representation Schroedinger picture Schéma Schrödinger Schéma Schrödingers représentations de Schrödingers Schrödinger picture représentation de Schrödinger En mécanique quantique, la représentation de Schrödinger est une des trois formulations et modes de traitement des problèmes dépendant du temps dans le cadre de la mécanique quantique classique. Dans cette représentation, l'état d'un système évolue avec le temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Repr%C3%A9sentation_de_Schr%C3%B6dinger ) In physics, the Schrödinger picture is a formulation of quantum mechanics in which the state vectors evolve in time, but the operators (observables and others) are mostly constant with respect to time (an exception is the Hamiltonian which may change if the potential V changes). This differs from the Heisenberg picture which keeps the states constant while the observables evolve in time, and from the interaction picture in which both the states and the observables evolve in time. The Schrödinger and Heisenberg pictures are related as active and passive transformations and commutation relations between operators are preserved in the passage between the two pictures. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Schr%C3%B6dinger_picture ) Interplanetary scintillation Scintillation interplanétaire Scintillation interplanétaires interplanetary scintillations scintillations interplanétaires interplanetary scintillation scintillation interplanétaire En astronomie, la scintillation interplanétaire fait référence à des fluctuations aléatoires dans l'intensité des ondes radio d'origine céleste, à l'échelle de quelques secondes. Elle est analogue à la scintillation que l'on voit lorsqu'on regarde les étoiles la nuit, mais dans la partie radio du spectre électromagnétique plutôt que dans le spectre visible. La scintillation interplanétaire est le résultat d'ondes radio voyageant à travers des fluctuations de la densité des électrons et des protons qui composent le vent solaire. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_scintillation ) In astronomy, interplanetary scintillation refers to random fluctuations in the intensity of radio waves of celestial origin, on the timescale of a few seconds. It is analogous to the twinkling one sees looking at stars in the sky at night, but in the radio part of the electromagnetic spectrum rather than the visible one. Interplanetary scintillation is the result of radio waves traveling through fluctuations in the density of the electron and protons that make up the solar wind. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_scintillation ) Interstellar scintillation Scintillation interstellaire Scintillation interstellaires interstellar scintillations scintillations interstellaires interstellar scintillation scintillation interstellaire Une scintillation apparente des signaux provenant de sources radio ponctuelles distantes (pulsars). Elle est due à la turbulence, c'est-à-dire des fluctuations dans la densité électronique du gaz interstellaire ionisé, que les signaux ont traversé lors de leur progagation vers la Terre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+scintillation&formSubmit=Search&showAll=1 ) An apparent twinkling of the signals from distant point-like radio sources (pulsars). It is due to turbulence, i.e. fluctuations in the electron density of the interstellar ionized gas, through which the signals have passed on their way to Earth. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=interstellar+scintillation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Section Poincaré sections de Poincaré Poincaré section section de Poincaré selectrons sélectrons selectron sélectron demi-groupe Semigroup Semigroupe demi groupe demi groupes demi-groupes semi groupe semi groupes semi-groupes semigroups semi-groupe semigroup En mathématiques plus précisément en algèbre générale, un demi-groupe (ou semi-groupe) est une structure algébrique constituée d'un ensemble muni d'une loi de composition interne associative. Il est dit commutatif si sa loi est de plus commutative. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Demi-groupe ) In mathematics, a semigroup is an algebraic structure consisting of a set together with an associative internal binary operation on it. The binary operation of a semigroup is most often denoted multiplicatively: x·y, or simply xy, denotes the result of applying the semigroup operation to the ordered pair (x, y). Associativity is formally expressed as that (x·y)·z = x·(y·z) for all x, y and z in the semigroup. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Semigroup ) Série Fourier séries de Fourier Fourier series série de Fourier En analyse mathématique, les séries de Fourier sont un outil fondamental dans l'étude des fonctions périodiques. C'est à partir de ce concept que s'est développée la branche des mathématiques connue sous le nom d'analyse harmonique. Un signal périodique de fréquence f et de forme quelconque peut être obtenu en ajoutant à une sinusoïde de fréquence f (fondamentale), des sinusoïdes dont les fréquences sont des multiples entiers de f. Ces signaux ont des amplitudes et des positions de phase appropriées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9rie_de_Fourier ) A Fourier series is a summation of harmonically related sinusoidal functions, also known as components or harmonics. The result of the summation is a periodic function whose functional form is determined by the choices of cycle length (or period), the number of components, and their amplitudes and phase parameters. With appropriate choices, one cycle (or period) of the summation can be made to approximate an arbitrary function in that interval (or the entire function if it too is periodic). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fourier_series ) sfermions sfermions sfermion sfermion Le terme sfermion désigne une catégorie de particules élémentaires dont l'existence est prédite par une théorie de la physique des particules. La supersymétrie est un développement au-delà du modèle standard qui propose pour chaque particule élémentaire du modèle standard l'existence d'un superpartenaire plus massif ; le superpartenaire d'un fermion est un boson, et le superpartenaire d'un boson est un fermion. Le terme sfermion s'applique à l'ensemble des superpartenaires des fermions du modèle standard. Ils sont donc eux-mêmes des bosons. La famille des sfermions compte notamment les squarks et les sélectrons. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sfermion ) In supersymmetric extension to the Standard Model (SM) of physics, a sfermion is a hypothetical spin-0 superpartner particle (sparticle) of its associated fermion. Each particle has a superpartner with spin that differs by 1/2. Fermions in the SM have spin-1/2 and, therefore, sfermions have spin 0. The name 'sfermion' was formed by the general rule of prefixing an 's' to the name of its superpartner, denoting that it is a scalar particle with spin 0. For instance, the electron's superpartner is the selectron and the top quark's superpartner is the stop squark. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sfermion ) Discrete event simulation Simulation événement discret Simulation événements discrets discrete event simulation discrete event simulations discrete-event simulations simulations à événements discrets discrete-event simulation simulation à événements discrets La simulation à évènements discrets est une technique utilisée dans le cadre de l’étude de la dynamique des systèmes. Elle consiste en une modélisation informatique où le changement de l'état d'un système, au cours du temps, est une suite d'évènements discrets. Chaque évènement arrive à un instant donné et modifie l'état du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Simulation_%C3%A0_%C3%A9v%C3%A9nements_discrets ) A discrete-event simulation (DES) models the operation of a system as a (discrete) sequence of events in time. Each event occurs at a particular instant in time and marks a change of state in the system. Between consecutive events, no change in the system is assumed to occur; thus the simulation time can directly jump to the occurrence time of the next event, which is called next-event time progression. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete-event_simulation ) modèle numérique numerical experiment numerical model numerical modeling numerical study Numerical simulation Simulation numérique Simulation numériques modèles numériques numerical experiments numerical modelings numerical models numerical simulations numerical studies simulations numériques numerical simulation simulation numérique La simulation informatique ou numérique désigne l'exécution d'un programme informatique sur un ordinateur ou réseau en vue de simuler un phénomène physique réel et complexe (par exemple : chute d’un corps sur un support mou, résistance d’une plateforme pétrolière à la houle, fatigue d’un matériau sous sollicitation vibratoire, usure d’un roulement à billes…). Les simulations numériques scientifiques reposent sur la mise en œuvre de modèles théoriques utilisant souvent la technique des éléments finis. Elles sont donc une adaptation aux moyens numériques de la modélisation mathématique, et servent à étudier le fonctionnement et les propriétés d’un système modélisé ainsi qu’à en prédire son évolution. On parle également de calcul numérique. Les interfaces graphiques permettent la visualisation des résultats des calculs par des images de synthèse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Simulation_informatique ) Computer simulation is the process of mathematical modelling, performed on a computer, which is designed to predict the behaviour of, or the outcome of, a real-world or physical system. The reliability of some mathematical models can be determined by comparing their results to the real-world outcomes they aim to predict. Computer simulations have become a useful tool for the mathematical modeling of many natural systems in physics (computational physics), astrophysics, climatology, chemistry, biology and manufacturing, as well as human systems in economics, psychology, social science, health care and engineering. Simulation of a system is represented as the running of the system's model. It can be used to explore and gain new insights into new technology and to estimate the performance of systems too complex for analytical solutions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Computer_simulation ) Singularity Singularité singularities singularités singularity singularité En mathématiques, une singularité est en général un point, une valeur ou un cas dans lequel un certain objet mathématique n'est pas bien défini ou bien subit une transition. Ce terme peut donc avoir des significations très différentes en fonction du contexte. En relativité générale, une singularité gravitationnelle est une région de l'espace-temps au voisinage de laquelle certaines quantités décrivant le champ gravitationnel deviennent infinies quel que soit le système de coordonnées retenu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Singularit%C3%A9_gravitationnelle ) A singularity is a place where the curvature of spacetime becomes infinitely great and the known laws of physics no longer apply. It is where, as the Caltech physicist Kip Thorne (1940–) colorfully described it, gravity "unglues" space and time. Singularities may be points, one-dimensional lines, or even two-dimensional sheets. The general theory of relativity predicts that singularities form inside black holes but are concealed from the rest of the universe behind event horizons. A proper formulation of quantum gravity may well avoid the infinities associated with classical singularities. In mathematics, a singularity is a point at which a curve, function, or property behaves unusually, e.g., by having a node, cusp, or an isolated point. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/singularity.html ) Jupiter IX Jupiter IX Sinope Sinope Sinopé Sinopé est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sinop%C3%A9_(lune) ) Sinope is one of the largest of the outer irregular satellites of Jupiter. It is also known as Jupiter IX. Sinope orbits Jupiter at more than one third of the distance of Mercury from the Sun. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Sinope.html ) Astronomical site Site astronomique Site astronomiques astronomical sites sites astronomiques astronomical site site astronomique Un endroit dont les caractéristiques telles que la localisation, l'altitude, les conditions atmosphériques, etc …, le rendent apte aux observations astronomiques. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astronomical+site&formSubmit=Search&showAll=1 ) A certain place whose characteristics, as to location, altitude, atmospheric conditions, etc., make it appropriate for astronomical observations. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=astronomical+site&formSubmit=Search&showAll=1 ) sleptons sleptons slepton slepton Les sleptons sont les superpartenaires des leptons. Il s'agit notamment des sélectrons, des smuons, des staus et de leurs saveurs sneutrinos correspondantes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Sfermion#Sleptons ) Sleptons are the superpartners of leptons. These include the selectron, smuon, stau, and their corresponding sneutrino flavors. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sfermion#Sleptons ) sneutrinos sneutrinos sneutrino sneutrino Quiet sun Soleil calmes quiet Suns Soleil calme quiet Sun Le Soleil lorsque le cycle de 11 ans de son activité est au minimum. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quiet+sun&formSubmit=Search&showAll=1 ) The Sun when the 11-year cycle of solar activity is at a minimum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=quiet+sun&formSubmit=Search&showAll=1 ) self-similar solution selfsimilar solution Similarity solution Solution similitude Solution similitudes self similar solution self similar solutions self-similar solutions selfsimilar solutions similarity solutions solutions de similitudes similarity solution solution de similitude Dans l'étude des équations aux dérivées partielles, en particulier dans la dynamique des fluides, une solution auto-similaire est une forme de solution qui est similaire à elle-même si les variables indépendantes et dépendantes sont échelonnées de manière appropriée. Les solutions auto-similaires apparaissent chaque fois que le problème n'a pas de longueur ou d'échelle de temps caractéristique (par exemple, la couche limite de Blasius d'une plaque infinie, mais pas d'une plaque de longueur finie). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Self-similar_solution ) In the study of partial differential equations, particularly in fluid dynamics, a self-similar solution is a form of solution which is similar to itself if the independent and dependent variables are appropriately scaled. Self-similar solutions appear whenever the problem lacks a characteristic length or time scale (for example, the Blasius boundary layer of an infinite plate, but not of a finite-length plate). These include, for example, the Blasius boundary layer or the Sedov–Taylor shell. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Self-similar_solution ) spacecraft sondes spatiales space probes spacecrafts sonde spatiale space probe Une sonde spatiale est un véhicule spatial sans équipage lancé dans l'espace pour étudier à plus ou moins grande distance différents objets célestes : le Soleil, les planètes, planètes naines et petits corps, leurs satellites, le milieu interplanétaire ou encore le milieu interstellaire. Une sonde spatiale se distingue des autres engins spatiaux non habités qui restent en orbite terrestre. Les sondes spatiales peuvent prendre un grand nombre de formes pour remplir leur mission : orbiteur placé en orbite autour du corps céleste observé, atterrisseur qui explore in situ le sol de la planète cible, impacteur, etc. Une sonde peut emporter des engins autonomes pour accroître son champ d'investigation : sous-satellite, impacteur, rover, ballon. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sonde_spatiale ) A space probe is an artificial satellite that travels through space to collect scientific data. A space probe may orbit Earth; approach the Moon; travel through interplanetary space; flyby, orbit, or land or fly on other planetary bodies; or enter interstellar space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Space_probe ) 2022-10-17 Cassini spacecraft Sonde spatiale Cassini Sonde spatiales Cassini sondes orbitales Cassini Cassini orbiter sonde orbitale Cassini Cassini est un vaisseau spatial de l'Agence Spatiale Européenne et de la NASA lancé le 13 octobre 1997 en direction de la planète Saturne. Le vaisseau spatial de 5 650 kg (12 450 lb) est entré en orbite autour de Saturne en juin 2004 après un voyage assisté par gravité qui a pris deux fois le tour de Vénus et une fois le tour de la Terre et de Jupiter. À son arrivée, Cassini s'est engagé dans une série de manœuvres orbitales complexes afin d'atteindre ses principaux objectifs scientifiques, qui comprennent l'observation de l'atmosphère au voisinage du pôle de Saturne et du champ magnétique à partir d'orbites d'inclinaisons élevées, plusieurs missions de survol des satellites glacés Mimas, Encélade, Dione, Rhéa, et Iapetus, et plusieurs survols de la grande lune énigmatique de Satune,Titan. Un point culminant de la mission a été la libération de la sonde Huygens et sa descente dans l'atmosphère de Titan. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cassini.html ) Cassini is a NASA and European Space Agency spacecraft to the planet Saturn, which was launched on 13 October 1997. The 5,650-kg (12,450-lb) spacecraft went into orbit around Saturn in June 2004 after a gravity-assisted journey that took it twice around Venus and once each around the Earth and Jupiter. Upon arrival, Cassini engaged in a series of complex orbital maneuvers in order to achieve its major science goals, which include observing Saturn's near-polar atmosphere and magnetic field from high inclination orbits, several close flybys of the icy satellites Mimas, Enceladus, Dione, Rhea, and Iapetus, and multiple flybys of Saturn's large, enigmatic moon Titan. A high point of the mission was the release of the Huygens Probe and its descent into Titan's atmosphere. Experiments aboard the orbiter include: the Imaging Science Subsystem, the Cassini Radar, the Radio Science Subsystem, the Ion and Neutral Mass Spectrometer, the Visible and Infrared Mapping Spectrometer, the Composite Infrared Spectrometer, the Cosmic Dust Analyzer, the Radio and Plasma Wave Spectrometer, the Cassini Plasma Spectrometer, the Ultraviolet Imaging Spectrograph, the Magnetospheric Imaging Instrument, and the Dual Technique Magnetometer. Cassini is about the size of a 30-passenger school bus. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Cassini.html ) 2022-10-17 Cassini-Huygens spacecraft Cassini Huygens space probe Sonde spatiale Cassini Huygens Sonde spatiales Cassini Huygens sonde spatiale Cassini Huygens sondes spatiales Cassini Huygens sondes spatiales Cassini-Huygens Cassini-Huygens space probe sonde spatiale Cassini-Huygens Cassini-Huygens est une mission d'exploration spatiale du système saturnien au moyen d'une sonde spatiale développée par l'agence spatiale américaine, la NASA, avec des participations importantes de l'Agence spatiale européenne (15 % du coût) et de l'Agence spatiale italienne. Lancé le 15 octobre 1997, l'engin se place en orbite autour de Saturne en 2004. En 2005, l'atterrisseur européen Huygens, après s'être détaché fin 2004 de la sonde mère, se pose à la surface du satellite Titan et peut transmettre des informations collectées durant la descente et après son atterrissage. L'orbiteur Cassini tourne ensuite autour de Saturne et poursuit l'étude scientifique de la planète géante gazeuse, en profitant de ses passages à faible distance de ses satellites pour collecter des données détaillées sur ceux-ci. La mission, d'une durée initialement prévue de quatre ans, est prolongée à deux reprises : de 2008 à 2010 par la mission équinoxe (Equinox Mission), puis de 2010 à 2017 par la mission solstice (Solstice Mission). Afin de protéger les lunes de la planète, la sonde spatiale finit son voyage en plongeant dans l'atmosphère de Saturne le 15 septembre 2017. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygens ) Cassini–Huygens, commonly called Cassini, was a space-research mission by NASA, the European Space Agency (ESA), and the Italian Space Agency (ASI) to send a space probe to study the planet Saturn and its system, including its rings and natural satellites. The Flagship-class robotic spacecraft comprised both NASA's Cassini space probe and ESA's Huygens lander, which landed on Saturn's largest moon, Titan. Cassini was the fourth space probe to visit Saturn and the first to enter its orbit, where it stayed from 2004 to 2017. The two craft took their names from the astronomers Giovanni Cassini and Christiaan Huygens. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cassini%E2%80%93Huygens ) Dawn spacecraft Sonde spatiale Dawn Sonde spatiales Dawn sondes spatiales Dawn Dawn space probe sonde spatiale Dawn Dawn ("Aube" en anglais) est une sonde spatiale de la NASA, dont la mission consiste à étudier Vesta et Cérès, les deux principaux corps de la ceinture d'astéroïdes. Lancée en 2007, Dawn a entamé ses observations en 2011, en se plaçant en orbite autour de Vesta, puis de Cérès, et les a achevées en 2018. Dawn est la neuvième mission du programme Discovery, qui regroupe les missions scientifiques de l'agence spatiale américaine caractérisées par un coût modéré et un cycle de développement rapide. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dawn_(sonde_spatiale) ) Dawn is a retired space probe that was launched by NASA in September 2007 with the mission of studying two of the three known protoplanets of the asteroid belt: Vesta and Ceres. In the fulfillment of that mission—the ninth in NASA's Discovery Program—Dawn entered orbit around Vesta on July 16, 2011, and completed a 14-month survey mission before leaving for Ceres in late 2012. It entered orbit around Ceres on March 6, 2015. In 2017, NASA announced that the planned nine-year mission would be extended until the probe's hydrazine fuel supply was depleted. On November 1, 2018, NASA announced that Dawn had depleted its hydrazine, and the mission was ended. The spacecraft is currently in a derelict, but stable, orbit around Ceres. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dawn_(spacecraft) ) Deep Impact spacecraft Sonde spatiale Deep Impact Sonde spatiales Deep Impact sondes spatiales Deep Impact Deep Impact space probe sonde spatiale Deep Impact Deep Impact est une sonde spatiale de l'agence spatiale américaine, la NASA, dont l'objectif principal est le recueil de données sur la composition interne de la comète Tempel 1. À l'époque de ce projet, les principales théories en vigueur postulent que les comètes sont constituées du matériau primordial à l'origine du Système solaire ce qui rend leur étude particulièrement importante pour la modélisation de sa formation. Deep Impact est une sonde spatiale d'environ 1 tonne, développée dans le cadre du programme Discovery qui rassemble des missions scientifiques interplanétaires à coût modéré. La sonde spatiale, lancée début 2005, arrive à proximité de la comète le 4 juillet 2005 et largue un impacteur de près de 400 kg qui, en frappant sa surface à grande vitesse, crée un cratère d'impact d'environ 30 mètres de diamètre. Les matériaux éjectés en provenance de couches situées sous la surface sont alors analysées par les instruments de la sonde spatiale. La sonde remplit parfaitement ses objectifs en fournissant des données précises et parfois inattendues sur la structure interne de la comète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Deep_Impact_(sonde_spatiale) ) Deep Impact was a NASA space probe launched from Cape Canaveral Air Force Station on January 12, 2005. It was designed to study the interior composition of the comet Tempel 1 (9P/Tempel), by releasing an impactor into the comet. At 05:52 UTC on July 4, 2005, the Impactor successfully collided with the comet's nucleus. The impact excavated debris from the interior of the nucleus, forming an impact crater. Photographs taken by the spacecraft showed the comet to be more dusty and less icy than had been expected. The impact generated an unexpectedly large and bright dust cloud, obscuring the view of the impact crater. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Deep_Impact_(spacecraft) ) DS1 spacecraft sonde spatiale DS 1 DS1 space probe Sonde spatiale DS1 Sonde spatiales DS1 sondes spatiales DS 1 sondes spatiales Deep Space 1 Deep Space 1 space probe sonde spatiale Deep Space 1 Deep Space 1 est une mission spatiale de l'agence spatiale américaine, la NASA, destinée à tester de nouvelles technologies. Elle est lancée le 24 octobre 1998 et s'achève le 18 décembre 2001. Cette petite sonde spatiale de 487 kilogrammes est le premier engin à utiliser un moteur ionique comme propulsion principale. Deep Space 1 est également la première mission du programme New Millennium, dont l'objectif est de mettre au point les équipements utilisés par les engins interplanétaires de taille réduite imposée par la nouvelle stratégie d'exploration du système solaire ("faster, cheaper, better"). Deep Space 1 accomplit sa mission avec succès, en démontrant en particulier que la propulsion ionique dispose de l'endurance nécessaire pour propulser une mission interplanétaire de longue durée sans perturber le fonctionnement des instruments scientifiques. La sonde spatiale atteint également ses objectifs secondaires en survolant l'astéroïde (9969) Braille et la comète Borrelly tout en collectant des données scientifiques et des photographies de ces corps mineurs. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Deep_Space_1 ) Deep Space 1 (DS1) was a NASA technology demonstration spacecraft which flew by an asteroid and a comet. It was part of the New Millennium Program, dedicated to testing advanced technologies. Launched on 24 October 1998, the Deep Space 1 spacecraft carried out a flyby of asteroid 9969 Braille, which was its primary science target. The mission was extended twice to include an encounter with comet 19P/Borrelly and further engineering testing. Problems during its initial stages and with its star tracker led to repeated changes in mission configuration. While the flyby of the asteroid was only a partial success, the encounter with the comet retrieved valuable information. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Deep_Space_1 ) DS2 spacecraft sonde spatiale DS 2 sondes spatiales DS 2 sondes spatiales Deep Space 2 Deep Space 2 space probe sonde spatiale Deep Space 2 Deep Space 2, abrégé en DS2, est une mission spatiale expérimentale de l'agence spatiale américaine, la NASA. Cette deuxième mission du programme New Millennium est lancée en 1999. Elle comprend deux micro-sondes spatiales identiques de type pénétrateur d'une masse unitaire de 3,57 kilogrammes qui devaient constituer le premier test d'un engin spatial de cette nature. Cette nouvelle technologie devait permettre, à terme, de déployer à bas coût un réseau de capteurs à la surface des planètes pour recueillir des données principalement sismiques et météorologiques. Le développement du programme New Millennium s'inscrit à l'époque dans la nouvelle stratégie de la NASA faster, cheaper, better ("plus vite, moins cher, meilleur" en anglais) qui privilégie les missions interplanétaires ciblées, à faible coût et avec un cycle de développement très court. Passagères de la sonde spatiale Mars Polar Lander lancée le 3 janvier 1999, les deux micro-sondes sont larguées par leur vaisseau porteur durant son approche finale de la planète Mars le 3 décembre de la même année. Après avoir traversé l'atmosphère martienne sans dispositif de freinage (parachute ou rétrofusée), elles devaient pénétrer à grande vitesse (environ 190 mètres par seconde) dans le sol du pôle sud de la planète et s'enfoncer à une profondeur d'environ 60 centimètres. Des instruments placés dans la partie inférieure détachable de la mini-sonde devaient mesurer la conductivité thermique et la dureté du sol et détecter la présence éventuelle d'eau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Deep_Space_2 ) Deep Space 2 was a NASA space probe, part of the New Millennium Program. It included two highly advanced miniature space probes that were sent to Mars aboard the Mars Polar Lander in January 1999. The probes were named "Scott" and "Amundsen", in honor of Robert Falcon Scott and Roald Amundsen, the first explorers to reach the Earth's South Pole. Intended to be the first spacecraft to penetrate below the surface of another planet, after entering the Mars atmosphere DS2 was to detach from the Mars Polar Lander mother ship and plummet to the surface using only an aeroshell impactor, with no parachute. The mission was declared a failure on March 13, 2000, after all attempts to reestablish communications following the descent went unanswered. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Deep_Space_2 ) Galileo spacecraft Sonde spatiale Galileo Sonde spatiales Galileo sondes spatiales Galileo Galileo space probe sonde spatiale Galileo Galileo était une sonde spatiale robotisée américaine qui a étudié la planète Jupiter et ses lunes, ainsi que les astéroïdes Gaspra et Ida. Nommé d'après l'astronome italien Galileo Galilei, il se composait d'un orbiteur et d'une sonde d'entrée. Elle a été envoyée en orbite terrestre le 18 octobre 1989 par la navette spatiale Atlantis, au cours de STS-34. Galileo est arrivé près de Jupiter le 7 décembre 1995, après l'assistance gravitationnelle de Vénus et de la Terre, et est devenue le premier vaisseau spatial à orbiter une planète extérieure. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Galileo_(spacecraft) ) Galileo was an American robotic space probe that studied the planet Jupiter and its moons, as well as the asteroids Gaspra and Ida. Named after the Italian astronomer Galileo Galilei, it consisted of an orbiter and an entry probe. It was delivered into Earth orbit on October 18, 1989, by Space Shuttle Atlantis, during STS-34. Galileo arrived at Jupiter on December 7, 1995, after gravitational assist flybys of Venus and Earth, and became the first spacecraft to orbit an outer planet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galileo_(spacecraft) ) Genesis spacecraft Sonde spatiale Genesis Sonde spatiales Genesis sondes spatiales Genesis Genesis space probe sonde spatiale Genesis Genesis est une sonde spatiale développée par l'agence spatiale américaine, la NASA, dont l'objectif était de rapporter sur Terre des particules du vent solaire, flux d'ions et électrons énergétiques produit par le Soleil. La finalité de la mission était d'analyser en laboratoire les ions pour déterminer la composition du Soleil en éléments chimiques et la proportion des différents isotopes. Genesis est la cinquième mission du programme Discovery qui rassemble des missions spatiales d'exploration scientifique du système solaire de faible coût. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Genesis_(sonde_spatiale) ) Genesis was a NASA sample-return probe that collected a sample of solar wind particles and returned them to Earth for analysis. It was the first NASA sample-return mission to return material since the Apollo program, and the first to return material from beyond the orbit of the Moon. Genesis was launched on August 8, 2001, and the sample return capsule crash-landed in Utah on September 8, 2004, after a design flaw prevented the deployment of its drogue parachute. The crash contaminated many of the sample collectors. Although most were damaged, some of the collectors were successfully recovered. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Genesis_(spacecraft) ) Giotto spacecraft Sonde spatiale Giotto Sonde spatiales Giotto sondes spatiales Giotto Giotto space probe sonde spatiale Giotto Giotto est une mission spatiale de l'Agence spatiale européenne (ESA) dont la sonde a survolé la comète de Halley et la comète Grigg-Skjellerup pour en étudier les caractéristiques. Elle faisait partie d'une flotte de cinq sondes spatiales lancées en 1985 pour survoler la comète de Halley aux côtés de deux sondes soviétiques, Vega 1 et Vega 2, et de deux sondes japonaises, Sakigake et Suisei. Giotto, qui est la première mission d'exploration du système solaire lancée par l'Europe et la première mission à s'approcher d'une comète et à collecter des données détaillées de celle-ci. Malgré les nombreuses incertitudes et risques de la mission, celle-ci est un succès et remplit entièrement ses objectifs. Elle a permis de découvrir que la comète de Halley possède un noyau solide beaucoup plus grand que prévu et que la comète fait partie des objets les plus sombres du système solaire. L'analyse des matériaux éjectés a mis en évidence une très grande diversité de molécules dont sans doute des composés organiques relevant d'une chimie complexe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Giotto_(sonde_spatiale) ) Giotto was a European robotic spacecraft mission from the European Space Agency. The spacecraft flew by and studied Halley's Comet and in doing so became the first spacecraft to make close up observations of a comet. On 13 March 1986, the spacecraft succeeded in approaching Halley's nucleus at a distance of 596 kilometers. It was named after the Early Italian Renaissance painter Giotto di Bondone. He had observed Halley's Comet in 1301 and was inspired to depict it as the star of Bethlehem in his painting Adoration of the Magi in the Scrovegni Chapel. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Giotto_(spacecraft) ) IBEX spacecraft Interstellar Boundary Explorer IBEX space probe Sonde spatiale IBEX Sonde spatiales IBEX satellites IBEX IBEX satellite satellite IBEX Interstellar Boundary Explorer (en français "Explorateur de la frontière interstellaire"), plus connu sous son acronyme IBEX, est un petit satellite scientifique de la NASA chargé de cartographier l'héliopause c'est-à-dire la frontière séparant l'héliosphère (région de l'espace sous l'influence du Soleil) du milieu interstellaire. Le satellite fait partie du programme Explorer de l'agence spatiale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Interstellar_Boundary_Explorer ) Interstellar Boundary Explorer (IBEX or Explorer 91 or SMEX-10) is a NASA satellite in Earth orbit that uses energetic neutral atoms (ENAs) to image the interaction region between the Solar System and interstellar space. The mission is part of NASA's Small Explorer program and was launched with a Pegasus-XL launch vehicle on 19 October 2008. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Interstellar_Boundary_Explorer ) LRO spacecraft Lunar Reconnaissance Orbiter Sonde spatiale LRO Sonde spatiales LRO sondes spatiales LRO LRO space probe sonde spatiale LRO Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) est une sonde spatiale de type orbiteur de la NASA lancée en 2009 dont l'objectif est d'étudier la Lune depuis son orbite. LRO fait partie du programme Lunar Precursor Robotic dont l'objectif est d'effectuer des reconnaissances approfondies de notre satellite notamment pour préparer les missions habitées du programme Constellation d'exploration lunaire annulé le 11 octobre 2010 par le président Obama. LRO est lancée le 18 juin 2009 par un lanceur Atlas V depuis la base de lancement de Cap Canaveral, avec une deuxième sonde lunaire Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) ayant une mission complémentaire. Les instruments de la sonde permettent de dresser une carte topographique (avec le relief) et une carte bidimensionnelle de la Lune d'une précision inégalée. La mission, d'une durée initiale d'un an, est prolongée à plusieurs reprises. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Lunar_Reconnaissance_Orbiter ) The Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) is a NASA robotic spacecraft currently orbiting the Moon in an eccentric polar mapping orbit. Data collected by LRO have been described as essential for planning NASA's future human and robotic missions to the Moon. Its detailed mapping program is identifying safe landing sites, locating potential resources on the Moon, characterizing the radiation environment, and demonstrating new technologies. Launched on June 18, 2009, in conjunction with the Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS), as the vanguard of NASA's Lunar Precursor Robotic Program, LRO was the first United States mission to the Moon in over ten years. LRO and LCROSS were launched as part of the United States's Vision for Space Exploration program. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Reconnaissance_Orbiter ) Mariner spacecraft Sonde spatiale Mariner Sonde spatiales Mariner sondes spatiales Mariner Mariner space probe sonde spatiale Mariner Le programme Mariner est une série de missions spatiales américaines de la NASA ayant pour objectif d'envoyer des sondes spatiales afin d'étudier les planètes du Système solaire inférieur, les plus proches de la Terre. Dix sondes spatiales, de Mariner 1 à Mariner 10, sont lancées entre 1962 et 1973 vers les planètes Mars, Vénus et Mercure. Les coûts de recherche, de développement, de lancement et de soutien de la série de véhicules spatiaux Mariner (Mariner 1 à 10) s'élève à 554 millions de dollars américains. Ce programme ambitieux est à l'origine de plusieurs premières dans le domaine de l'exploration spatiale : première mise en orbite autour d'une planète autre que la Terre, première utilisation de l'assistance gravitationnelle. Sur le plan scientifique, les sondes fournissent de nombreuses informations sur les planètes inférieures qui peuvent pour la première fois être photographiées : cartographie d'une grande partie de la planète Mars et de 45 % de la planète Mercure, composition de l'atmosphère de Mars et Vénus, mesure des champs magnétiques... Pour Mars et Vénus, les résultats modifient radicalement l'image idéalisée de ces planètes que beaucoup de gens jusque-là considèrent comme des parentes proches de la Terre. Enfin dans le contexte de la course à l'espace les réussites du programme Mariner contribuent à démontrer la supériorité de l'astronautique américaine sur sa concurrente soviétique malgré les succès remarquables de quelques missions à la même époque. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Mariner ) The Mariner program was conducted by the American space agency NASA to explore other planets. Between 1962 and late 1973, NASA's Jet Propulsion Laboratory (JPL) designed and built 10 robotic interplanetary probes named Mariner to explore the inner Solar System - visiting the planets Venus, Mars and Mercury for the first time, and returning to Venus and Mars for additional close observations. The program included a number of interplanetary firsts, including the first planetary flyby, the planetary orbiter, and the first gravity assist maneuver. Of the 10 vehicles in the Mariner series, seven were successful, forming the starting point for many subsequent NASA/JPL space probe programs. The planned Mariner Jupiter-Saturn vehicles were adapted into the Voyager program, while the Viking program orbiters were enlarged versions of the Mariner 9 spacecraft. Later Mariner-based spacecraft include Galileo and Magellan, while the second-generation Mariner Mark II series evolved into the Cassini–Huygens probe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mariner_program ) Mars spacecraft Sonde spatiale Mars Sonde spatiales Mars sondes spatiales Mars Mars space probe sonde spatiale Mars Mars Express spacecraft Sonde spatiale Mars Express Sonde spatiales Mars Express sondes spatiales Mars Express Mars Express space probe sonde spatiale Mars Express Mars Express est une sonde spatiale de l'Agence spatiale européenne (ESA) lancée le 2 juin 2003 pour étudier la planète Mars. Il s'agit de la première mission d'exploration d'une autre planète du système solaire lancée par l'Agence européenne. Sa mission est de recueillir des données sur la surface, l'atmosphère, l'ionosphère et le sous-sol de la planète. La sonde comprend un orbiteur et un petit atterrisseur, Beagle 2, chargé de se poser sur la surface et de déceler d'éventuelles traces de vie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mars_Express ) Mars Express is a space exploration mission being conducted by the European Space Agency (ESA). The Mars Express mission is exploring the planet Mars, and is the first planetary mission attempted by the agency. "Express" originally referred to the speed and efficiency with which the spacecraft was designed and built. However, "Express" also describes the spacecraft's relatively short interplanetary voyage, a result of being launched when the orbits of Earth and Mars brought them closer than they had been in about 60,000 years. Mars Express consists of two parts, the Mars Express Orbiter and Beagle 2, a lander designed to perform exobiology and geochemistry research. Although the lander failed to fully deploy after it landed on the Martian surface, the orbiter has been successfully performing scientific measurements since early 2004, namely, high-resolution imaging and mineralogical mapping of the surface, radar sounding of the subsurface structure down to the permafrost, precise determination of the atmospheric circulation and composition, and study of the interaction of the atmosphere with the interplanetary medium. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mars_Express ) MErcury Surface Space ENvironment GEochemistry and Ranging Messenger spacecraft Sonde spatiale Messenger Sonde spatiales Messenger sondes spatiales Messenger Messenger space probe sonde spatiale Messenger MESSENGER (en anglais MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging, soit en français "Surface, environnement spatial, géochimie et télémétrie de Mercure") est une mission d’étude de la planète Mercure de l’agence spatiale américaine NASA qui s'est déroulée de 2004 à 2015. Mercure, planète la plus proche du Soleil, est avant la mission quasiment inexplorée : MESSENGER n’a été précédée que par la sonde Mariner 10, qui a survolé la planète à trois reprises en 1974 et 1975. La mise en orbite autour de Mercure par vol direct nécessite de pouvoir réduire la vitesse orbitale de la sonde de 13 km/s, soit 142 000 km/h. Ainsi, aucune sonde n’avait été placée en orbite autour de Mercure, jusqu’à l’arrivée de MESSENGER. Les progrès de la mécanique spatiale dans les années 1980 et 1990 ont permis de mettre au point des trajectoires balistiques et indirectes exploitant l’assistance gravitationnelle des planètes, MESSENGER a exploité ces techniques en recourant à des phases propulsives successives limitées au cours de son transit de sept ans vers la planète Mercure. C'est ainsi qu'en effectuant six survols rapprochés des planètes intérieures (la Terre, Vénus à deux reprises et Mercure à trois reprises), avec quelques corrections de trajectoire intermédiaires, que la masse de carburant embarqué par MESSENGER a été réduite à un peu plus de 50 % de sa masse totale qui ergols compris était de 1,1 tonne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/MESSENGER ) MESSENGER was a NASA robotic space probe that orbited the planet Mercury between 2011 and 2015, studying Mercury's chemical composition, geology, and magnetic field. The name is a backronym for "Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry, and Ranging", and a reference to the messenger god Mercury from Roman mythology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/MESSENGER ) MGS spacecraft Mars Global Surveyor Sonde spatiale MGS Sonde spatiales MGS sondes spatiales MGS MGS space probe sonde spatiale MGS Mars Global Surveyor, également désignée par son sigle MGS, est une mission spatiale développée par le centre JPL de la NASA qui a étudié de 1997 à 2006 l'atmosphère et la surface de la planète Mars en circulant sur une orbite héliosynchrone autour de celle-ci. La sonde spatiale devait répondre aux nombreuses interrogations soulevées par les données collectées dans le cadre du programme Viking lancé 20 ans auparavant portant sur l'histoire de la planète, la structure de sa surface et de son atmosphère ainsi que sur les processus dynamiques encore à l’œuvre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mars_Global_Surveyor ) Mars Global Surveyor (MGS) was an American robotic space probe developed by NASA's Jet Propulsion Laboratory and launched November 1996. MGS was a global mapping mission that examined the entire planet, from the ionosphere down through the atmosphere to the surface. As part of the larger Mars Exploration Program, Mars Global Surveyor performed atmospheric monitoring for sister orbiters during aerobraking, and helped Mars rovers and lander missions by identifying potential landing sites and relaying surface telemetry. It completed its primary mission in January 2001 and was in its third extended mission phase when, on 2 November 2006, the spacecraft failed to respond to messages and commands. A faint signal was detected three days later which indicated that it had gone into safe mode. Attempts to recontact the spacecraft and resolve the problem failed, and NASA officially ended the mission in January 2007. MGS remains in a stable near-polar circular orbit at about 450 km altitude and, as of 1996, was expected to crash onto the surface of the planet in 2050. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mars_Global_Surveyor ) MRO spacecraft Mars Reconnaissance Orbiter Sonde spatiale MRO Sonde spatiales MRO sondes spatiales MRO MRO space probe sonde spatiale MRO Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) est une mission spatiale américaine de la NASA en orbite autour de Mars. La sonde spatiale MRO a été lancée le 12 août 2005 par une fusée Atlas V-401 depuis la base de lancement de Cap Canaveral et s'est insérée en orbite martienne le 10 mars 2006. La sonde a modifié son orbite durant les cinq mois suivants en utilisant la technique de l'aérofreinage pour parvenir à se placer sur une orbite basse circulaire. L'objectif principal de la mission MRO est de cartographier la surface de Mars. L'orbiteur de grande taille (plus de 2 tonnes avec les ergols) dispose pour remplir cet objectif du télescope HIRISE permettant d'obtenir des images avec une résolution de 20 à 30 cm. Cet instrument est complété par un spectromètre et un radiomètre fonctionnant en lumière visible et infrarouge ainsi que par un radar qui permettent de déterminer la composition minéralogique du sol, sa géologie ainsi que de rechercher l'eau piégée sous forme de glace. Enfin, MRO est équipé d'un système de télécommunications qui doit lui permettre de transférer des volumes de données très importants vers la Terre et de jouer le rôle de relais pour les données collectées par les atterrisseurs et rovers posés à la surface de Mars tels que Mars Science Laboratory. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mars_Reconnaissance_Orbiter ) Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) is a spacecraft designed to search for the existence of water on Mars, as part of NASA's Mars Exploration Program. It was launched from Cape Canaveral on August 12, 2005, at 11:43 UTC and reached Mars on March 10, 2006, at 21:24 UTC. In November 2006, after six months of aerobraking, it entered its final science orbit and began its primary science phase. Mission objectives include observing the climate of Mars, investigating geologic forces, providing reconnaissance of future landing sites, and relaying data from surface missions back to Earth. To support these objectives, the MRO carries different scientific instruments, including three cameras, two spectrometers and a radar. As of January 23, 2023, the MRO has returned over 445 terabits of data, helped choose safe landing sites for NASA's Mars landers and discovered ice and possible flowing salty water on the surface of Mars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mars_Reconnaissance_Orbiter ) NEAR Shoemaker spacecraft Near Earth Asteroid Rendezvous - Shoemaker NEAR space probe Sonde spatiale NEAR Sonde spatiales NEAR sondes spatiales NEAR Shoemaker NEAR Shoemaker space probe sonde spatiale NEAR Shoemaker NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) Shoemaker est une sonde spatiale lancée le 17 février 1996 par l'agence spatiale américaine, la NASA, dans le but d'étudier Éros, l'un des plus gros astéroïdes géocroiseurs. NEAR Shoemaker est la première mission du programme Discovery de la NASA qui rassemble des missions interplanétaires à coût et durée de développement limités. Cette sonde de 800 kg, dont 56 kg d'instrumentation scientifique, avait pour objectif de déterminer les principales caractéristiques de l'astéroïde dont la masse et sa distribution interne, la composition minéralogique, le champ magnétique et la composition du régolithe et les interactions avec le vent solaire. La sonde s'est mise en orbite autour d'Éros le 14 février 2000 et a mené une campagne d'étude d'environ un an. Celle-ci s'est achevée par l'atterrissage de la sonde sur le sol de l'astéroïde le 12 février 2001, pour lequel NEAR Shoemaker n'avait pas été conçue. La sonde a survécu et a pu transmettre des données scientifiques jusqu'au 28 février 2001. Near Earth Asteroid Rendezvous – Shoemaker (NEAR Shoemaker), renamed after its 1996 launch in honor of planetary scientist Eugene Shoemaker, was a robotic space probe designed by the Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory for NASA to study the near-Earth asteroid Eros from close orbit over a period of a year. It was the first spacecraft to orbit an asteroid and land on it successfully. In February 2000, the mission succeeded in closing in with the asteroid and afterward orbited it several times. On February 12, 2001, the mission succeeded in touching down on the asteroid. It was terminated just over two weeks later. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/NEAR_Shoemaker ) New Horizons spacecraft Sonde spatiale New Horizons Sonde spatiales New Horizons sondes spatiales New Horizons New Horizons space probe sonde spatiale New Horizons New Horizons ("Nouveaux Horizons" en français) est une sonde de l'agence spatiale américaine (NASA) dont l'objectif principal est l'étude de la planète naine Pluton et ses satellites, ce qui a été réalisé à la mi-juillet 2015. Après de légères modifications de trajectoire, elle a pu explorer (486958) Arrokoth, un autre corps de la ceinture de Kuiper, et pourrait éventuellement en étudier un autre (restant à découvrir). New Horizons est la première mission spatiale qui explore cette région du Système solaire. Du fait de leur éloignement, on dispose de très peu d'informations sur les corps célestes qui s'y trouvent, car ceux-ci sont à peine visibles avec les meilleurs télescopes. Or leurs caractéristiques sont susceptibles de fournir des informations importantes sur le processus de formation du Système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/New_Horizons ) New Horizons is an interplanetary space probe that was launched as a part of NASA's New Frontiers program. Engineered by the Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) and the Southwest Research Institute (SwRI), with a team led by Alan Stern, the spacecraft was launched in 2006 with the primary mission to perform a flyby study of the Pluto system in 2015, and a secondary mission to fly by and study one or more other Kuiper belt objects (KBOs) in the decade to follow, which became a mission to 486958 Arrokoth. It is the fifth space probe to achieve the escape velocity needed to leave the Solar System. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/New_Horizons ) Phobos spacecraft Sonde spatiale Phobos Sonde spatiales Phobos sondes spatiales Phobos Phobos space probe sonde spatiale Phobos Le programme Phobos est une mission spatiale inhabitée soviétique constituée de deux sondes spatiales, lancées en 1988, consacrées principalement à l'étude de la planète Mars et de ses deux lunes, Phobos et Déimos. Souffrant d'anomalies critiques, les deux sondes finissent par perdre contact avec la Terre. Seule Phobos 2 réussit à se mettre en orbite autour de Mars et à collecter des données, dont 38 photographies d'une résolution supérieure à 40 mètres. Les missions Phobos ont notamment pour objectif l'observation du Soleil (étude du vent solaire, de l'environnement plasmatique et du champ magnétique), l'étude de la composition de la surface du satellite Phobos et de l'atmosphère de la planète Mars. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Phobos ) The Phobos (Russian: Фобос, Fobos, Greek: Φόβος) program was an unmanned space mission consisting of two probes launched by the Soviet Union to study Mars and its moons Phobos and Deimos. Phobos 1 was launched on 7 July 1988, and Phobos 2 on 12 July 1988, each aboard a Proton-K rocket. Phobos 1 suffered a terminal failure en route to Mars. Phobos 2 attained Mars orbit, but contact was lost before the final phase, prior to deployment of the planned Phobos landers. Phobos 1 and 2 were of a new spacecraft design, succeeding the 4MV type used in the Venera planetary missions of 1975–1985, and the 5VK design last used during the Vega 1 and Vega 2 missions to Comet Halley. They each had a mass of 2600 kg (6220 kg with orbital insertion hardware attached). The program featured cooperation from 14 other nations, including Sweden, Switzerland, Austria, France, West Germany, and the United States (which contributed the use of its NASA Deep Space Network for tracking the twin spacecraft). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Phobos_program ) Pioneer spacecraft Sonde spatiale Pioneer Sonde spatiales Pioneer sondes spatiales Pioneer Pioneer space probe sonde spatiale Pioneer Le programme Pioneer est un programme de la NASA d'exploration du Système solaire à l'aide de sondes spatiales. Entre 1958 et 1978, 19 sondes Pioneer ont été envoyées avec des missions et des configurations différentes vers la Lune, le Soleil, Jupiter, Saturne et Vénus. Les sondes les plus remarquables sont Pioneer 10 et Pioneer 11, qui ont exploré les planètes externes. Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Pioneer ) The Pioneer programs were two series of United States lunar and planetary space probes exploration. The first program, which ran from 1958 to 1960, unsuccessfully attempted to send spacecraft to orbit the Moon, successfully sent one spacecraft to fly by the Moon, and successfully sent one spacecraft to investigate interplanetary space between the orbits of Earth and Venus. The second program, which ran from 1965 to 1992, sent four spacecraft to measure interplanetary space weather, two to explore Jupiter and Saturn, and two to explore Venus. The two outer planet probes, Pioneer 10 and Pioneer 11, became the first two of five artificial objects to achieve the escape velocity that will allow them to leave the Solar System, and carried a golden plaque each depicting a man and a woman and information about the origin and the creators of the probes, in case any extraterrestrials find them someday. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Pioneer_program ) Rosetta spacecraft Sonde spatiale Rosetta Sonde spatiales Rosetta sondes spatiales Rosetta Rosetta space probe sonde spatiale Rosetta Rosetta est une mission spatiale de l'Agence spatiale européenne (ASE/ESA) dont l'objectif principal est de recueillir des données sur la composition du noyau de la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko (surnommée "Tchouri") et sur son comportement à l'approche du Soleil. La proportion de matière organique contenue dans ce noyau s'est avérée s'élever à 40 %1. La sonde spatiale, d'une masse de trois tonnes, s'est placée en orbite autour de la comète puis, après une période d'observation de plusieurs mois, a envoyé, le 12 novembre 2014, un petit atterrisseur, Philae, se poser sur sa surface pour analyser, in situ, la composition de son sol et sa structure. Rosetta constitue un projet phare pour l'ESA, qui y a investi plus d'un milliard d'euros. Le comité scientifique européen a décidé sa construction en 1993, après l'abandon d'un projet commun avec la NASA, avec l'objectif d'améliorer notre connaissance du processus de formation du Système solaire, dont les comètes constituent des vestiges. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Rosetta_(sonde_spatiale) ) Rosetta was a space probe built by the European Space Agency launched on 2 March 2004. Along with Philae, its lander module, Rosetta performed a detailed study of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko (67P). During its journey to the comet, the spacecraft performed flybys of Earth, Mars, and the asteroids 21 Lutetia and 2867 Šteins. It was launched as the third cornerstone mission of the ESA's Horizon 2000 programme, after SOHO / Cluster and XMM-Newton. On 6 August 2014, the spacecraft reached the comet and performed a series of manoeuvers to eventually orbit the comet at distances of 30 to 10 kilometres (19 to 6 mi). On 12 November, its lander module Philae performed the first successful landing on a comet, though its battery power ran out two days later. Communications with Philae were briefly restored in June and July 2015, but due to diminishing solar power, Rosetta's communications module with the lander was turned off on 27 July 2016.[17] On 30 September 2016, the Rosetta spacecraft ended its mission by hard-landing on the comet in its Ma'at region. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rosetta_(spacecraft) ) Stardust Discovery Mission Stardust spacecraft Sonde spatiale Stardust Sonde spatiales Stardust sondes spatiales Stardust Stardust space probe sonde spatiale Stardust Stardust (en français, "Poussière d'étoile") est une mission interplanétaire de l'agence spatiale américaine, la NASA. La sonde spatiale développée a pour objectif de ramener sur Terre des échantillons de la queue de la comète 81P/Wild ainsi que des poussières interstellaires. La sonde est lancée le 7 février 1999 par une fusée Delta II puis a recours à l'assistance gravitationnelle de la Terre pour rejoindre sa cible. Le 24 janvier 2004, Stardust traverse la queue de la comète en passant à moins de 236 km de son noyau et capture plusieurs milliers de particules dans un collecteur rempli d'aérogel. Ces échantillons reviennent sur Terre dans une capsule qui, après s'être détachée de la sonde, effectue une rentrée atmosphérique avant d'atterrir en douceur le 15 janvier 2006 dans le désert de l'Utah aux États-Unis. Stardust est la première mission à ramener un échantillon d'un corps céleste autre que la Lune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Stardust_(sonde_spatiale) ) Stardust was a 385-kilogram robotic space probe launched by NASA on 7 February 1999. Its primary mission was to collect dust samples from the coma of comet Wild 2, as well as samples of cosmic dust, and return them to Earth for analysis. It was the first sample return mission of its kind. En route to comet Wild 2, it also flew by and studied the asteroid 5535 Annefrank. The primary mission was successfully completed on 15 January 2006 when the sample return capsule returned to Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stardust_(spacecraft) ) Ulysses spacecraft Sonde spatiale Ulysse Sonde spatiales Ulysse sondes spatiales Ulysse Ulysses space probe sonde spatiale Ulysse Ulysses est une sonde spatiale développée conjointement par la NASA et l'Agence spatiale européenne qui a pour objet l'étude in situ des régions voisines du Soleil (l'héliosphère), de son équateur à ses pôles sur la durée d'un cycle solaire. Les mesures effectuées portent plus particulièrement sur le vent solaire, le champ magnétique stellaire et le milieu interstellaire local du Soleil. Lancée en 1990 depuis la navette spatiale Discovery, la sonde a utilisé l'assistance gravitationnelle de Jupiter pour parvenir à quitter l'écliptique et se placer sur une orbite héliocentrique polaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ulysses_(sonde_spatiale) ) Ulysses was a robotic space probe whose primary mission was to orbit the Sun and study it at all latitudes. It was launched in 1990 and made three "fast latitude scans" of the Sun in 1994/1995, 2000/2001, and 2007/2008. In addition, the probe studied several comets. Ulysses was a joint venture of the European Space Agency (ESA) and the United States' National Aeronautics and Space Administration (NASA), under leadership of ESA with participation from Canada's National Research Council. The last day for mission operations on Ulysses was 30 June 2009. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ulysses_(spacecraft) ) Venera spacecraft Sonde spatiale Venera Sonde spatiales Venera sondes spatiales Venera Venera space probe sonde spatiale Venera Le programme Venera (russe : Венера, qui signifie "Vénus") est une suite de missions spatiales automatiques développées par l'Union soviétique dans les années 1960 et 1970 pour étudier la planète Vénus. Au début de l'exploration spatiale, les caractéristiques de la planète, dont la surface est masquée par une épaisse couche de nuages, sont pratiquement inconnues. Le programme Venera est lancé dans le cadre de la Course à l'espace qui oppose l'Union soviétique aux États-Unis et constitue un enjeu autant politique que scientifique. Les sondes spatiales du programme Venera vont progressivement dévoiler la structure de l'atmosphère et certaines caractéristiques du sol vénusien. Le programme constitue le plus grand succès de l'astronautique soviétique dans le domaine de l'exploration du système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Venera ) The Venera (Russian: Вене́ра, pronounced [vʲɪˈnʲɛrə], which means "Venus" in Russian) program was the name given to a series of space probes developed by the Soviet Union between 1961 and 1984 to gather information about the planet Venus. Ten probes successfully landed on the surface of the planet, including the two Vega program and Venera-Halley probes, while thirteen probes successfully entered the Venusian atmosphere. Due to the extreme surface conditions on Venus, the probes could only survive for a short period on the surface, with times ranging from 23 minutes to two hours. The Venera program established a number of precedents in space exploration, among them being the first human-made devices to enter the atmosphere of another planet (Venera 3 on 1 March 1966), the first to make a soft landing on another planet (Venera 7 on 15 December 1970), the first to return images from another planet's surface (Venera 9 on 8 June 1975), the first to record sounds on another planet (Venera 13 on 30 October 1981), and the first to perform high-resolution radar mapping scans (Venera 15 on 2 June 1983). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Venera ) Venus Express spacecraft Sonde spatiale Venus Express Sonde spatiales Venus Express sondes spatiales Venus Express Venus Express space probe sonde spatiale Venus Express Venus Express est une mission spatiale d'exploration du système solaire de l'Agence spatiale européenne (ESA) ayant pour objectif l'étude de la planète Vénus. La sonde spatiale Venus Express lancée en novembre 2005 s'est placée en avril 2006 sur une orbite très allongée de 24 heures autour de la planète. Elle a alors commencé à collecter des données détaillées sur sa structure, sa chimie et la dynamique de son atmosphère. Elle utilise à cet effet une combinaison d'instruments scientifiques comprenant un spectromètre, un spectro-imageur et une caméra fonctionnant dans des longueurs d'onde allant de l'ultraviolet à l'infrarouge thermique ainsi qu'un analyseur de plasma et un magnétomètre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Venus_Express ) Venus Express (VEX) was the first Venus exploration mission of the European Space Agency (ESA). Launched in November 2005, it arrived at Venus in April 2006 and began continuously sending back science data from its polar orbit around Venus. Equipped with seven scientific instruments, the main objective of the mission was the long term observation of the Venusian atmosphere. The observation over such long periods of time had never been done in previous missions to Venus, and was key to a better understanding of the atmospheric dynamics. ESA concluded the mission in December 2014. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Venus_Express ) Viking spacecraft Sonde spatiale Viking Sonde spatiales Viking sondes spatiales Viking Viking space probe sonde spatiale Viking Le programme Viking est un programme spatial de la NASA qui a posé les premiers engins américains sur le sol martien. Dans le cadre de ce programme, deux sondes spatiales identiques, Viking 1 et Viking 2, ont été lancées en 1975 par une fusée Titan équipée d'un dernier étage Centaur à un mois d'intervalle. Chacune de ces missions comprenait un engin destiné à se placer en orbite autour de la planète et un module qui devait se poser sur le sol et mener des investigations en restant fixe. Les objectifs scientifiques étaient de réaliser des images à haute résolution de la surface de la planète, de déterminer la structure et la composition de l'atmosphère et d'identifier éventuellement la présence de la vie sur Mars. Le programme Viking a remplacé le programme Voyager Mars qui avait été planifié dans le cadre du programme Apollo et qui fut abandonné. Le programme Viking reste à ce jour la plus ambitieuse et la plus coûteuse des missions envoyées vers Mars avec un budget de 3,8 milliards US$ (actualisé à 2014). Les différents modules composant le programme Viking ont fonctionné selon le cas durant 1 à 6 ans. Les sondes spatiales Viking ont permis de découvrir que de nombreuses formations géologiques à la surface de Mars avaient été formées par l'action de l'eau. Par contre, malgré l'emport d'instruments d'analyse sophistiqués, elles n'ont pas permis de déterminer si des formes de vie étaient présentes dans le sol martien. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Viking ) The Viking program consisted of a pair of identical American space probes, Viking 1 and Viking 2, which landed on Mars in 1976. Each spacecraft was composed of two main parts: an orbiter designed to photograph the surface of Mars from orbit, and a lander designed to study the planet from the surface. The orbiters also served as communication relays for the landers once they touched down. The Viking program grew from NASA's earlier, even more ambitious, Voyager Mars program, which was not related to the successful Voyager deep space probes of the late 1970s. Viking 1 was launched on August 20, 1975, and the second craft, Viking 2, was launched on September 9, 1975, both riding atop Titan IIIE rockets with Centaur upper stages. Viking 1 entered Mars orbit on June 19, 1976, with Viking 2 following on August 7. After orbiting Mars for more than a month and returning images used for landing site selection, the orbiters and landers detached; the landers then entered the Martian atmosphere and soft-landed at the sites that had been chosen. The Viking 1 lander touched down on the surface of Mars on July 20, 1976, more than two weeks before Viking 2's arrival in orbit. Viking 2 then successfully soft-landed on September 3. The orbiters continued imaging and performing other scientific operations from orbit while the landers deployed instruments on the surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Viking_program ) Voyager 1 Voyager 2 Voyager spacecraft Sonde spatiale Voyager Sonde spatiales Voyager sondes spatiales Voyager Voyager space probe sonde spatiale Voyager Le programme Voyager est un programme d'exploration robotique de l'agence spatiale américaine (NASA) dont l'objectif est d'étudier les planètes extérieures du Système solaire. Il comprend deux sondes spatiales identiques Voyager 1 et Voyager 2 lancées en 1977 qui ont survolé les planètes Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune ainsi que 48 de leurs satellites. Les données collectées par les neuf instruments portés par chaque sonde en font sans doute la mission d'exploration du Système solaire la plus fructueuse sur le plan scientifique de toute l'histoire spatiale. Les sondes Voyager sont les premières à effectuer un survol d'Uranus et Neptune et les secondes à étudier Jupiter et Saturne après les sondes Pioneer 10 et 11. Voyager 1 et 2 ont permis d'obtenir des informations détaillées sur l'atmosphère de Jupiter, Saturne et Uranus. Elles ont révélé de nombreux détails sur la structure des anneaux de Saturne, permis de découvrir les anneaux de Jupiter et ont fourni les premières images détaillées des anneaux d'Uranus et de Neptune. Les sondes ont découvert en tout 33 nouvelles lunes. Elles ont révélé l'activité volcanique de Io et la structure étrange de la surface de la lune galiléenne Europe. Les sondes Voyager sont, en 2023, toujours en état de fonctionnement ; plusieurs de leurs instruments continuent à transmettre des informations sur le milieu environnant. Le 16 décembre 2004, Voyager 1 a traversé le choc terminal, faisant de lui le premier objet humain explorant l’héliogaine. En septembre 2013, la sonde spatiale a quitté l'héliosphère, la zone placée sous l'influence du Soleil. Se déplaçant à plus de 17 km/s par rapport au Soleil, Voyager 1, porteur d'un message symbolique de l'humanité, devrait être la première sonde spatiale à passer à proximité d'une autre étoile dans 40 000 ans. Depuis 2019, un plan spécial a été élaboré par le Jet Propulsion Laboratory (JPL) afin d'économiser au maximum les générateurs thermoélectriques à radioisotope qui fournissent leur énergie, rallongeant leur vie opérationnelle de plusieurs années1. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Programme_Voyager ) The Voyager program is an American scientific program that employs two robotic interstellar probes, Voyager 1 and Voyager 2. They were launched in 1977 to take advantage of a favorable alignment of the two gas giants Jupiter and Saturn and the ice giants, Uranus and Neptune, to fly near them while collecting data for transmission back to Earth. After launch the decision was taken to send Voyager 2 near Uranus and Neptune to collect data for transmission back to Earth. As of 2022, the Voyagers are still in operation past the outer boundary of the heliosphere in interstellar space. They collect and transmit useful data to Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Voyager_program ) chirpsounder ionosonde Ionospheric sounder Sondeur ionosphérique Sondeur ionosphériques chirpsounders ionosondes ionospheric sounders sondeurs ionosphériques ionospheric sounder sondeur ionosphérique En télécommunications et science radio, un sondage ionosphérique est une technique qui fournit des données en temps réel sur la propagation radio ionosphérique haute fréquence, en utilisant un système de base composé d'un émetteur et d'un récepteur synchronisés. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Ionospheric_sounding ) In telecommunication and radio science, an ionospheric sounding is a technique that provides real-time data on high-frequency ionospheric-dependent radio propagation, using a basic system consisting of a synchronized transmitter and receiver. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ionospheric_sounding ) Sorption Sorption sorptions sorptions sorption sorption La sorption est le processus par lequel une substance est adsorbée ou absorbée (par un "sorbant") sur ou dans une autre substance. Elle résulte de l'action de molécules de gaz ou de liquide mises en contact avec un matériau solide, et qui adhèrent à sa surface (adsorption) ou s'incorporent dans la totalité de son volume (absorption). Dans les deux cas, les molécules fixées ne sont plus présentes dans le solvant. La désorption est la transformation inverse de la sorption, par laquelle les molécules sorbées se détachent du substrat. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sorption ) The process of sorbing. The state of being sorbed. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&&search=&&formSearchTextfield=sorption&&page=1 ) source RX cosmique cosmic X ray source cosmic X ray sources cosmic X-ray sources sources RX cosmiques sources X cosmiques cosmic X-ray source source X cosmique Sous groupe Sous groupes Subgroup sous groupe sous groupes sous-groupes subgroups sous-groupe subgroup Un sous-groupe est un objet mathématique décrit par la théorie des groupes. Soit H un sous-ensemble de G. On dit que H est un sous-groupe de (G, ∗) si la structure de G induit sur H une structure de groupe, c'est-à-dire si les trois conditions suivantes sont satisfaites : H comprend le neutre de G, le composé de deux éléments de H selon la loi de G appartient toujours à H et l'inverse (selon la loi de G) de tout élément de H appartient lui-même à H. Dans ce cas, on dit aussi que le groupe formé par H et par la loi de groupe induite est un sous-groupe de G. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sous-groupe ) In group theory, a branch of mathematics, given a group G under a binary operation ∗, a subset H of G is called a subgroup of G if H also forms a group under the operation ∗. More precisely, H is a subgroup of G if the restriction of ∗ to H × H is a group operation on H. This is often denoted H ≤ G, read as "H is a subgroup of G". (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Subgroup ) 2022-10-06 auroral breakup auroral substorm magnetospheric substorm perturbation aurorale sous-orage auroral sous-orage magnétosphérique Auroral substorm Sous orage auroral Sous orages auroraux auroral breakups auroral substorms magnetospheric substorms perturbations aurorales sous orage sous orage auroral sous orage magnétosphérique sous orages sous orages auroraux sous orages magnétosphériques sous-orages sous-orages auroraux sous-orages magnétosphériques substorms sous-orage substorm Un sous-orage, parfois appelé un sous-orage magnétosphérique ou auroral, est une brève perturbation de la magnétosphère terrestre qui provoque la libération de l'énergie de la "queue" de la magnétosphère et injectée dans l'ionosphère à haute latitude. Visuellement, un sous-orage est considérée comme un renforcement soudain de la brlllance et une augmentation du mouvement des arcs auroraux. Les sous-orages ont été décrits pour la première fois en termes qualitatifs par Kristian Birkeland qu'il a appelés les orages élémentaires polaires. Sydney Chapman a utilisé le terme sous-orage vers 1960 qui est maintenant le terme standard. La morphologie de l'aurore au cours d'un sous-orage a été décrite pour la première fois par Syun-ichi Akasofu en 1964 en utilisant des données collectées pendant l'année géophysique internationale. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Substorm ) A substorm, sometimes referred to as a magnetospheric substorm or an auroral substorm, is a brief disturbance in the Earth's magnetosphere that causes energy to be released from the "tail" of the magnetosphere and injected into the high latitude ionosphere. Visually, a substorm is seen as a sudden brightening and increased movement of auroral arcs. Substorms were first described in qualitative terms by Kristian Birkeland which he called polar elementary storms. Sydney Chapman used the term substorm about 1960 which is now the standard term. The morphology of aurora during a substorm was first described by Syun-Ichi Akasofu in 1964 using data collected during the International Geophysical Year. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Substorm ) Spallation Spallation spallations spallations spallation spallation La spallation est un processus dans lequel des fragments de matériau sont éjectés d'un corps en raison de l'impact ou du stress. Dans le contexte de la mécanique d'impact, il décrit l'éjection des matériaux d'une cible pendant l'impact par un projectile. Dans la physique planétaire, la spallation décrit les impacts météoritiques sur une surface planétaire et les effets des vents stellaires et des rayons cosmiques sur les atmosphères et les surfaces planétaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Spallation ) Spallation is a process in which fragments of material (spall) are ejected from a body due to impact or stress. In the context of impact mechanics it describes ejection of material from a target during impact by a projectile. In planetary physics, spallation describes meteoritic impacts on a planetary surface and the effects of stellar winds and cosmic rays on planetary atmospheres and surfaces. In the context of mining or geology, spallation can refer to pieces of rock breaking off a rock face due to the internal stresses in the rock; it commonly occurs on mine shaft walls. In the context of anthropology, spallation is a process used to make stone tools such as arrowheads by knapping. In nuclear physics, spallation is the process in which a heavy nucleus emits numerous nucleons as a result of being hit by a high-energy particle, thus greatly reducing its atomic weight. In industrial processes and bioprocessing the loss of tubing material due to the repeated flexing of the tubing within a peristaltic pump is termed spallation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spallation ) Nuclear spallation Spallation nucléaire Spallation nucléaires nuclear spallations spallations nucléaires nuclear spallation spallation nucléaire La spallation nucléaire (de l'anglais to spall, produire des éclats) est une réaction nucléaire au cours de laquelle un noyau atomique est frappé par une particule incidente (neutron, proton...) ou une onde électromagnétique de grande énergie (à partir de 50 MeV et jusqu'à quelques GeV). Sous la violence de l'impact, le noyau cible se décompose en produisant des jets de particules plus légères (neutrons, protons, ou noyau léger de deutérium ou d'hélium, voire de lithium). Le noyau obtenu après la réaction est généralement de masse atomique plus faible que le noyau d'origine. Dans certaines réactions, la spallation conduit à une fission, où une particule émise est d'une masse comparable à celle du noyau restant. Compte tenu des hautes énergies mises en jeu, la spallation est une réaction courante lors de la nucléosynthèse primordiale. Elle intervient également dans l'interaction des rayonnements cosmiques avec la matière, phénomène important pour les vols spatiaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spallation ) Nuclear spallation occurs naturally in Earth's atmosphere owing to the impacts of cosmic rays, and also on the surfaces of bodies in space such as meteorites and the Moon. Evidence of cosmic ray spallation (also known as "spoliation") is seen on outer surfaces of bodies, and gives a means of measuring the length of time of exposure. The composition of the cosmic rays themselves also indicates that they have suffered spallation before reaching Earth, because the proportion of light elements such as lithium, boron, and beryllium in them exceeds average cosmic abundances; these elements in the cosmic rays were evidently formed from spallation of oxygen, nitrogen, carbon and perhaps silicon in the cosmic ray sources or during their lengthy travel here. Cosmogenic isotopes of aluminium, beryllium, chlorine, iodine and neon, formed by spallation of terrestrial elements under cosmic ray bombardment, have been detected on Earth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spallation#Nuclear_spallation ) SUSY particle particule supersymétrique superpartenaire superpartner supersymmetric particle particules supersymétriques sparticles sparticules superpartenaires superpartners supersymmetric particles sparticle sparticule En physique des particules, le superpartenaire est une particule virtuelle appariée par la supersymétrie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Superpartenaire ) In particle physics, a superpartner (also sparticle) is a class of hypothetical elementary particles predicted by supersymmetry, which, among other applications, is one of the well-studied ways to extend the standard model of high-energy physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Superpartner ) chatoiement speckle Speckle Speckles chatoiements speckle patterns speckles tavelures speckle pattern tavelure Le speckle, les tavelures ou le bruit des tavelures est une texture de bruit granulaire dégradant la qualité en raison de l'interférence entre les fronts d'onde dans les systèmes d'imagerie cohérents, tels que le radar, le radar d'ouverture synthétique (SAR), l'échographie médicale et la tomographie par cohérence optique. Le speckle n'est pas un bruit externe; Il s'agit plutôt d'une fluctuation inhérente dans les réflexions diffuses, car les diffuseurs ne sont pas identiques pour chaque cellule, et l'onde d'éclairement cohérente est très sensible aux petites variations des changements de phase. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Speckle_(interference) ) Speckle, speckle pattern, or speckle noise is a granular noise texture degrading the quality as a consequence of interference among wavefronts in coherent imaging systems, such as radar, synthetic aperture radar (SAR), medical ultrasound and optical coherence tomography. Speckle is not external noise; rather, it is an inherent fluctuation in diffuse reflections, because the scatterers are not identical for each cell, and the coherent illumination wave is highly sensitive to small variations in phase changes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Speckle_(interference) ) absorption spectra Absorption spectrum Spectre absorption Spectre absorptions absorption spectras absorption spectrums spectres d'absorptions absorption spectrum spectre d'absorption Un spectre de raies ou bandes d'absorption, produit lorsque la lumière d'une source chaude, produisant elle-même un spectre continu, passe à travers un gaz plus froid. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorption+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) A spectrum of absorption lines or bands, produced when light from a hot source, itself producing a continuous spectrum, passes through a cooler gas. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=absorption+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) noise spectra Noise spectrum Spectre bruit Spectre bruits noise spectras noise spectrums spectres de bruits noise spectrum spectre de bruit continuous spectra Continuous spectrum Spectre continu Spectre continus continuous spectras continuous spectrums spectres continus continuous spectrum spectre continu Un spectre électromagnétique dans lequel un rayonnement émis ou absorbé est continuement présent sur toutes les longueurs d'onde dans un intervalle donné. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=continuous+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) An electromagnetic spectrum in which emitted or absorbed radiation is present continuously over all wavelengths in a given range. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=continuous+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) discrete spectra Discrete spectrum Spectre discret Spectre discrets discrete spectras discrete spectrums spectres discrets discrete spectrum spectre discret Un spectre dans lequel les longueurs d'onde des composants (et les nombres d'ondes et les fréquences) constituent une séquence discrète de valeurs (finie ou infinie en nombre) plutôt qu'un continuum de valeurs. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=discrete+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) A spectrum in which the component wavelengths (and wave numbers and frequencies) constitute a discrete sequence of values (finite or infinite in number) rather than a continuum of values. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=discrete+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) emission spectra Emission spectrum Spectre émission Spectre émissions emission spectras emission spectrums spectres d'émissions emission spectrum spectre d'émission Un spectre composé de raies d'émission, produit lorsque la lumière ne subit pas une absorption entre la source et le spectrographe. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=emission+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) A spectrum consisting of emission lines, produced when the light does not undergo absorption between the source and the spectrograph. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=emission+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) energy spectra Energy spectrum Spectre énergie Spectre énergies energy spectras energy spectrums spectres d'énergies energy spectrum spectre d'énergie Pour le rayonnement cosmique, le graphe qui représente le nombre de particules en fonction de leur énergie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=energy+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) Of cosmic rays, the plot representing the number of particles as a function of their energy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=energy+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) IR spectra IR spectrum infrared spectra spectre IR Infrared spectrum Spectre IR infrared spectras infrared spectrums spectres IR spectres infrarouges infrared spectrum spectre infrarouge mass spectra Mass spectrum Spectre masse Spectre masses mass spectras mass spectrums spectres de masses mass spectrum spectre de masse Un spectre de particules chargées, arrangé par ordre de masse ou de rapports masse/charge. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=mass+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) A spectrum of charged particles, arranged in order of mass or mass-to-charge ratios. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=mass+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) power spectra Power spectrum Spectre puissance Spectre puissances power spectras power spectrums spectres de puissances power spectrum spectre de puissance Le diagramme qui donne la partie de la puissance d'un signal tombant dans des étendues de fréquences données. La façon la plus courante de générer un spectre de puissance consiste à utiliser une transformée de Fourier discrète. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=power+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) The plot that gives the portion of a signal's power falling within given frequency bins. The most common way of generating a power spectrum is by using a discrete Fourier transform. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=power+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) radio spectra Radio spectrum Spectre radio Spectre radios radio spectras radio spectrums spectres radios radio spectrum spectre radio La partie du specre électromagnétique qui inclut les ondes radio. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) That part of the electromagnetic spectrum that includes radio waves. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radio+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) solar spectra Solar spectrum Spectre solaire Spectre solaires solar spectras solar spectrums spectres solaires solar spectrum spectre solaire Le spectre du rayonnement électromagnétique du Soleil, composé d'un spectre de continuum marqué de lignes d'absorption sombre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) The spectrum of the Sun's electromagnetic radiation, consisting of a continuum spectrum marked with dark absorption lines. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+spectrum&formSubmit=Search&showAll=1 ) star spectra star spectrum stellar spectra Spectre stellaire Spectre stellaires Stellar spectrum spectres stellaires star spectras star spectrums stellar spectras stellar spectrums spectre stellaire stellar spectrum UV spectra UV spectrum spectre UV ultraviolet spectra Spectre UV Ultraviolet spectrum spectres UV spectres ultraviolets ultraviolet spectras ultraviolet spectrums spectre ultraviolet ultraviolet spectrum Spectroheliogram Spectrohéliogramme spectroheliograms spectrohéliogrammes spectroheliogram spectrohéliogramme Une image du Soleil prise à une longueur d'onde particulière. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectroheliogram&formSubmit=Search&showAll=1 ) An image of the Sun taken in the light of one particular wavelength. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectroheliogram&formSubmit=Search&showAll=1 ) spectrographie spectroscopie spectroscopy Spectrometry Spectrométrie spectrographies spectrometries spectrométries spectroscopies spectroscopies spectrometry spectrométrie La spectroscopie, ou spectrométrie, est l'étude expérimentale du spectre d'un phénomène physique, c'est-à-dire de sa décomposition sur une échelle d'énergie, ou toute autre grandeur se ramenant à une énergie (fréquence, longueur d'onde, etc.). Historiquement, ce terme s'appliquait à la décomposition, par exemple par un prisme, de la lumière visible émise (spectrométrie d'émission) ou absorbée (spectrométrie d'absorption) par l'objet à étudier. Aujourd'hui, ce principe est décliné en une multitude de techniques expérimentales spécialisées qui trouvent des applications dans quasiment tous les domaines de la physique au sens large : astronomie, astrophysique, biophysique, chimie, physique atomique, physique des plasmas, physique nucléaire, physique du solide, mécanique, acoustique, etc. On analyse par spectroscopie non seulement la lumière visible, mais aussi le rayonnement électromagnétique dans toutes les gammes de fréquence, les ondes élastiques comme le son ou les ondes sismiques, ou encore des particules (l'usage du terme "spectroscopie" est toutefois inapproprié, car on ne mesure pas à proprement parler l'énergie mais plutôt la masse des particules). De manière générale, l'instrument de mesure permettant d'obtenir un spectre est appelé spectromètre ou spectroscope. Le suffixe « -scopie » fait référence à l'observation visuelle, par exemple l'impression sur un film photographique, la projection sur un écran ou bien l'utilisation d'une lunette d'observation. Le suffixe « -métrie » fait référence à l'enregistrement d'un signal par un appareil (table traçante, enregistrement électronique, etc.). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spectroscopie ) Spectroscopy is the field of study that measures and interprets the electromagnetic spectra that result from the interaction between electromagnetic radiation and matter as a function of the wavelength or frequency of the radiation. Matter waves and acoustic waves can also be considered forms of radiative energy, and recently gravitational waves have been associated with a spectral signature in the context of the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO). In simpler terms, spectroscopy is the precise study of color as generalized from visible light to all bands of the electromagnetic spectrum. Historically, spectroscopy originated as the study of the wavelength dependence of the absorption by gas phase matter of visible light dispersed by a prism. Spectroscopy, primarily in the electromagnetic spectrum, is a fundamental exploratory tool in the fields of astronomy, chemistry, materials science, and physics, allowing the composition, physical structure and electronic structure of matter to be investigated at the atomic, molecular and macro scale, and over astronomical distances. Important applications include biomedical spectroscopy in the areas of tissue analysis and medical imaging. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spectroscopy ) Spectrophotometry Spectrophotométrie spectrophotometries spectrophotométries spectrophotometry spectrophotométrie La spectrophotométrie est le domaine qui étudie la mesure de l'énergie transportée par les rayonnements électromagnétiques dans le domaine de la lumière visible. La spectrométrie, ou spectroscopie, est une méthode analytique quantitative et qualitative qui consiste à mesurer l'absorbance ou la densité optique d'une substance chimique donnée, généralement en solution. Plus l'échantillon est concentré, plus il absorbe la lumière dans les limites de proportionnalité énoncées par la loi de Beer-Lambert. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spectrophotom%C3%A9trie ) Spectrophotometry is a branch of electromagnetic spectroscopy concerned with the quantitative measurement of the reflection or transmission properties of a material as a function of wavelength. Spectrophotometry uses photometers, known as spectrophotometers, that can measure the intensity of a light beam at different wavelengths. Although spectrophotometry is most commonly applied to ultraviolet, visible, and infrared radiation, modern spectrophotometers can interrogate wide swaths of the electromagnetic spectrum, including x-ray, ultraviolet, visible, infrared, and/or microwave wavelengths. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spectrophotometry ) Spectropolarimetry Spectropolarimétrie spectropolarimetries spectropolarimétries spectropolarimetry spectropolarimétrie Une technique d'observation en astrophysique qui combine les mesures de spectroscopie et de polarisation. La spectropolarimétrie a une large gamme d'applications en astrophysique, y compris les études de champs magnétiques stellaires. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectropolarimetry&formSubmit=Search&showAll=1 ) A technique of observation in astrophysics which combines spectroscopy and polarization measurements. Spectropolarimetry has a wide range of applications in astrophysics, including stellar magnetic field studies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectropolarimetry&formSubmit=Search&showAll=1 ) Sphaleron Sphaleron sphalerons sphalérons sphaleron sphaléron En physique des particules, un sphaléron (grec moderne : σφαλερός, pouvant se traduire par "glissant") est une solution des équations de champ électrofaible selon le modèle standard. Indépendante du temps, elle implique une violation du nombre baryonique et leptonique. Impliquant plusieurs processus qui ne peuvent pas être illustrés par des diagrammes de Feynman, ces derniers sont considérés comme non-perturbatif. Géométriquement, un sphaléron est un point-selle de l'énergie potentielle électrofaible. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sphal%C3%A9ron ) A sphaleron (Greek: σφαλερός "slippery") is a static (time-independent) solution to the electroweak field equations of the Standard Model of particle physics, and is involved in certain hypothetical processes that violate baryon and lepton numbers. Such processes cannot be represented by perturbative methods such as Feynman diagrams, and are therefore called non-perturbative. Geometrically, a sphaleron is a saddle point of the electroweak potential (in infinite-dimensional field space). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sphaleron ) spherical surface surface sphérique Sphere Sphère spheres spherical surfaces sphères surfaces sphériques sphere sphère En géométrie dans l'espace, une sphère est une surface constituée de tous les points situés à une même distance d'un point appelé centre. La valeur de cette distance au centre est le rayon de la sphère. La géométrie sphérique est la science qui étudie les propriétés des sphères. La surface de la Terre peut, en première approximation, être modélisée par une sphère dont le rayon est d'environ 6 371 km. Plus généralement en mathématiques, dans un espace métrique, une sphère est l'ensemble des points situés à même distance d'un centre. Leur forme peut alors être très différente de la forme ronde usuelle. Une sphère est également un ellipsoïde dégénéré. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sph%C3%A8re ) A sphere (from Ancient Greek σφαῖρα (sphaîra) 'globe, ball') is a geometrical object that is a three-dimensional analogue to a two-dimensional circle. A sphere is the set of points that are all at the same distance r from a given point in three-dimensional space. That given point is the centre of the sphere, and r is the sphere's radius. The earliest known mentions of spheres appear in the work of the ancient Greek mathematicians. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sphere ) concentric shell Concentric sphere Sphère concentrique Sphère concentriques concentric shells concentric spheres sphères concentriques concentric sphere sphère concentrique Ulbricht sphere sphère d'Ulbricht sphère d'intégration Integrating sphere Sphère intégrante Sphère intégrantes integrating sphere Ulbricht spheres sphères d'Ulbricht sphères d'intégrations sphères intégrantes integrating sphere sphère intégrante Une sphère intégrante (aussi dénommée sphère d'intégration ou sphère d'Ulbricht) est un composant optique consistant en une cavité dont l'intérieur est revêtu d'une peinture possédant un facteur de réflexion diffuse élevé et possédant des ports d'entrée et de sortie relativement petits. Pour les applications dans le domaine visible, le revêtement le plus utilisé est le sulfate de baryum (BaSO4) blanc. Dans le domaine infrarouge, le revêtement usuel est l'or. La forme de la cavité est généralement une sphère. Les faisceaux lumineux provenant de n'importe quel point de la surface interne de la sphère sont distribués, en raison des multiples réflexions diffuses, de façon égale à tous les autres points de la sphère quelle que soit la direction originale de la lumière. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sph%C3%A8re_int%C3%A9grante ) An integrating sphere (also known as an Ulbricht sphere) is an optical component consisting of a hollow spherical cavity with its interior covered with a diffuse white reflective coating, with small holes for entrance and exit ports. Its relevant property is a uniform scattering or diffusing effect. Light rays incident on any point on the inner surface are, by multiple scattering reflections, distributed equally to all other points. The effects of the original direction of light are minimized. An integrating sphere may be thought of as a diffuser which preserves power but destroys spatial information. It is typically used with some light source and a detector for optical power measurement. A similar device is the focusing or Coblentz sphere, which differs in that it has a mirror-like (specular) inner surface rather than a diffuse inner surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Integrating_sphere ) Sphère Poincaré sphères de Poincaré Poincaré sphere sphère de Poincaré La sphère de Poincaré est un formalisme utilisé en optique pour représenter l'état de polarisation de la lumière. Il a été présenté en 1892 dans l'ouvrage du mathématicien Henri Poincaré Théorie mathématique de la lumière. Cette représentation est aussi utilisable pour des lumières partiellement polarisées. Un point sur la sphère de rayon unité représente une polarisation donnée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sph%C3%A8re_de_Poincar%C3%A9 ) A representation that permits an easy visualisation of all different states of polarization of a vector wave. The equator represents linear polarization; the north pole corresponds to right-circular and the south pole to left-circular polarization (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=poincar%C3%A9+sphere&formSubmit=Search&showAll=1 ) Sun spicule Solar spicule Spicule solaire Spicule solaires solar spicules spicules solaires solar spicule spicule solaire Les spicules sont des jets de gaz éphémères d'environ 500 kilomètres de diamètre et 10 000 kilomètres de hauteur s'élevant à grande vitesse se trouvant dans la chromosphère (couche externe de gaz entourant le Soleil). C'est Angelo Secchi qui découvre les spicules en 1877 à l'Observatoire du Vatican. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spicule_(astronomie) ) In solar physics, a spicule, also known as a fibril or mottle, is a dynamic jet of plasma in the Sun's chromosphere about 300 km in diameter. They move upwards with speeds between 15 and 110 km/s from the photosphere and last a few minutes each. They were discovered in 1877 by Angelo Secchi, but the physical mechanism that generates them is still hotly debated. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_spicule ) 2022-10-06 Elementary particle spin Spin particule élémentaire Spin particules élémentaires spins spins spin spin Le spin est, en physique quantique, une des propriétés internes des particules, au même titre que la masse ou la charge électrique. Comme d'autres observables quantiques, sa mesure donne des valeurs discrètes et est soumise au principe d'incertitude. C'est la seule observable quantique qui ne présente pas d'équivalent classique, contrairement, par exemple, à la position, l'impulsion ou l'énergie d'une particule. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spin ) Spin is a conserved quantity carried by elementary particles, and thus by composite particles (hadrons) and atomic nuclei. Spin is one of two types of angular momentum in quantum mechanics, the other being orbital angular momentum. The orbital angular momentum operator is the quantum-mechanical counterpart to the classical angular momentum of orbital revolution and appears when there is periodic structure to its wavefunction as the angle varies. For photons, spin is the quantum-mechanical counterpart of the polarization of light; for electrons, the spin has no classical counterpart. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spin_(physics) ) Spineur Spinor spineurs spinors spineur spinor Formellement, un spineur est un élément d'un espace de représentation pour le groupe spinoriel. Concrètement, il s'agit d'un élément d'un certain espace vectoriel complexe associé à l'espace de référence, typiquement l'espace euclidien ordinaire, et sur lequel les rotations (ou plus généralement les transformations orthogonales) agissent de façon spécifique. Ainsi, par une rotation d'angle variant progressivement de 0 à 360 degrés on revient d'un vecteur de l'espace euclidien à ce même vecteur ; en revanche, pour un spineur, effectuer une telle avancée de 360 degrés transforme le spineur en son opposé. Il faut poursuivre jusqu'à 720 degrés pour qu'un spineur retrouve ses coordonnées initiales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spineur ) In geometry and physics, spinors are elements of a complex vector space that can be associated with Euclidean space. Like geometric vectors and more general tensors, spinors transform linearly when the Euclidean space is subjected to a slight (infinitesimal) rotation. Unlike vectors and tensors, a spinor transforms to its negative when the space is continuously rotated through a complete turn from 0° to 360°. This property characterizes spinors: spinors can be viewed as the "square roots" of vectors (although this is inaccurate and may be misleading; they are better viewed as "square roots" of sections of vector bundles – in the case of the exterior algebra bundle of the cotangent bundle, they thus become "square roots" of differential forms). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spinor ) squarks squarks squark squark Le squark est le partenaire supersymétrique hypothétique de spin zéro, ou superpartenaire, du quark. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Q/quark.html#squark ) The squark is the hypothetical spin-zero supersymmetry partner, or superpartner, of the quark. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/Q/quark.html#squark ) 2022-10-07 asymptotic stability stabilité asymptotique stabilité de Lyapounov Stabilité Lyapunov asiesmptotic stabilities stabilités asymptotiques stabilités de Lyapounov stabilités de Lyapunov Lyapunov stability stabilité de Lyapunov En mathématiques et en automatique, la notion de stabilité de Liapounov (ou, plus correctement, de stabilité au sens de Liapounov) apparaît dans l'étude des systèmes dynamiques. De manière générale, la notion de stabilité joue également un rôle en mécanique, dans les modèles économiques, les algorithmes numériques, la mécanique quantique, la physique nucléaire, etc. Un exemple typique de système stable au sens de Liapounov est celui constitué d'une bille roulant sans frottement au fond d'une coupelle ayant la forme d'une demi-sphère creuse : après avoir été écartée de sa position d'équilibre (qui est le fond de la coupelle), la bille oscille autour de cette position, sans s'éloigner davantage : la composante tangentielle de la force de gravité ramène constamment la bille vers sa position d'équilibre. En présence d'un frottement visqueux (si l'on ajoute par exemple un peu d'huile au fond de la coupelle), les oscillations de la bille sont amorties et celle-ci revient à sa position d'équilibre au bout d'un certain temps (théoriquement infiniment long) : cet amortissement est dû à la dissipation d'énergie sous forme de chaleur. Le système est alors asymptotiquement stable. Si maintenant on retourne la coupelle, le sommet de celle-ci (ayant toujours la forme d'une demi-sphère) est encore une position d'équilibre pour la bille. Mais à présent, si l'on écarte la bille d'une quantité infinitésimale en absence de frottement, cette bille se met à rouler sur la paroi de la coupelle en tombant ; elle s'écarte sans retour de sa position d'équilibre, car la composante tangentielle de la force de gravité éloigne constamment la bille de sa position d'équilibre. Un tel système est dit instable. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Stabilit%C3%A9_de_Liapounov ) Various types of stability may be discussed for the solutions of differential equations or difference equations describing dynamical systems. The most important type is that concerning the stability of solutions near to a point of equilibrium. This may be discussed by the theory of Aleksandr Lyapunov. In simple terms, if the solutions that start out near an equilibrium point xₑ stay near xₑ forever, then xₑ is Lyapunov stable. More strongly, if xₑ is Lyapunov stable and all solutions that start out near xₑ converge to xₑ, then xₑ is asymptotically stable. The notion of exponential stability guarantees a minimal rate of decay, i.e., an estimate of how quickly the solutions converge. The idea of Lyapunov stability can be extended to infinite-dimensional manifolds, where it is known as structural stability, which concerns the behavior of different but "nearby" solutions to differential equations. Input-to-state stability (ISS) applies Lyapunov notions to systems with inputs. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lyapunov_stability ) Maxwell-Boltzmann distribution distribution de Maxwell-Boltzmann Boltzmann statistics Statistique Boltzmann distribution de Maxwell Boltzmann distributions de Maxwell Boltzmann distributions de Maxwell-Boltzmann statistique de Maxwell Boltzmann statistiques de Maxwell Boltzmann statistiques de Maxwell-Boltzmann Maxwell-Boltzmann statistics statistique de Maxwell-Boltzmann La statistique de Maxwell-Boltzmann est une loi de probabilité ou distribution utilisée en physique statistique pour déterminer la répartition des particules entre différents niveaux d'énergie. Elle est notamment à la base de la théorie cinétique des gaz. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Statistique_de_Maxwell-Boltzmann ) In statistical mechanics, Maxwell–Boltzmann statistics describes the distribution of classical material particles over various energy states in thermal equilibrium. It is applicable when the temperature is high enough or the particle density is low enough to render quantum effects negligible. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Maxwell%E2%80%93Boltzmann_statistics ) Bose-Einstein distribution distribution de Bose-Einstein Bose Einstein statistics Statistique Bose Einstein distribution de Bose Einstein distributions de Bose Einstein distributions de Bose-Einstein statistique de Bose Einstein statistiques de Bose Einstein statistiques de Bose-Einstein Bose-Einstein statistics statistique de Bose-Einstein En mécanique quantique et en physique statistique, la statistique de Bose-Einstein désigne la distribution statistique de bosons indiscernables (tous similaires) sur les états d'énergie d'un système à l'équilibre thermodynamique. La distribution en question résulte d'une particularité des bosons : les particules de spin entier ne sont pas assujetties au principe d'exclusion de Pauli, à savoir que plusieurs bosons peuvent occuper simultanément un même état quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Statistique_de_Bose-Einstein ) In quantum statistics, Bose–Einstein statistics (B–E statistics) describes one of two possible ways in which a collection of non-interacting, indistinguishable particles may occupy a set of available discrete energy states at thermodynamic equilibrium. The aggregation of particles in the same state, which is a characteristic of particles obeying Bose–Einstein statistics, accounts for the cohesive streaming of laser light and the frictionless creeping of superfluid helium. The theory of this behaviour was developed (1924–25) by Satyendra Nath Bose, who recognized that a collection of identical and indistinguishable particles can be distributed in this way. The idea was later adopted and extended by Albert Einstein in collaboration with Bose. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bose%E2%80%93Einstein_statistics ) Fermi-Dirac distribution distribution de Fermi-Dirac Fermi statistics Statistique Fermi distribution de Fermi Dirac distributions de Fermi Dirac distributions de Fermi-Dirac statistique de Fermi Dirac statistiques de Fermi Dirac statistiques de Fermi-Dirac Fermi-Dirac statistics statistique de Fermi-Dirac En mécanique quantique et en physique statistique, la statistique de Fermi-Dirac désigne la distribution statistique de fermions indiscernables (tous similaires) sur les états d'énergie d'un système à l'équilibre thermodynamique. La distribution en question tient à une particularité des fermions : les particules de spin demi-entier sont assujetties au principe d'exclusion de Pauli, à savoir que deux particules ne peuvent occuper simultanément un même état quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Statistique_de_Fermi-Dirac ) Fermi–Dirac statistics (F–D statistics) is a type of quantum statistics that applies to the physics of a system consisting of many non-interacting, identical particles that obey the Pauli exclusion principle. A result is the Fermi–Dirac distribution of particles over energy states. It is named after Enrico Fermi and Paul Dirac, each of whom derived the distribution independently in 1926 (although Fermi derived it before Dirac). Fermi–Dirac statistics is a part of the field of statistical mechanics and uses the principles of quantum mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fermi%E2%80%93Dirac_statistics ) Stratosphere Stratosphère stratospheres stratosphères stratosphere stratosphère La stratosphère est la seconde couche de l'atmosphère terrestre, comprise entre la troposphère (au-dessous) et la mésosphère (au-dessus). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Stratosph%C3%A8re ) The stratosphere is the second layer of the atmosphere of the Earth, located above the troposphere and below the mesosphere. The stratosphere is an atmospheric layer composed of stratified temperature layers, with the warm layers of air high in the sky and the cool layers of air in the low sky, close to the planetary surface of the Earth. The increase of temperature with altitude is a result of the absorption of the Sun's ultraviolet (UV) radiation by the ozone layer. The temperature inversion is in contrast to the troposphere, near the Earth's surface, where temperature decreases with altitude. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stratosphere ) Planetary stratosphere Stratosphère planétaire Stratosphère planétaires planetary stratospheres stratosphères planétaires planetary stratosphere stratosphère planétaire Algebraic structure Structure algébrique Structure algébriques algebraic structures structures algébriques algebraic structure structure algébrique En mathématiques, une structure algébrique est définie axiomatiquement par une ou plusieurs opérations sur un ensemble (dites internes), éventuellement muni d’autres opérations (externes) dépendant d’autres ensembles, toutes ces opérations satisfaisant certaines relations telles que l’associativité, la commutativité ou la distributivité. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Structure_alg%C3%A9brique ) In mathematics, an algebraic structure consists of a nonempty set A (called the underlying set, carrier set or domain), a collection of operations on A (typically binary operations such as addition and multiplication), and a finite set of identities, known as axioms, that these operations must satisfy. An algebraic structure may be based on other algebraic structures with operations and axioms involving several structures. For instance, a vector space involves a second structure called a field, and an operation called scalar multiplication between elements of the field (called scalars), and elements of the vector space (called vectors). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Algebraic_structure ) Large scale structure Structure grande échelle Structure grandes échelles large scale structure large scale structures large-scale structures structures à grandes échelles large-scale structure structure à grandes échelles La distribution des galaxies et d'autres formes de masse sur de grandes échelles de distance, couvrant des centaines de millions d'années-lumière. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=large-scale+structure&formSubmit=Search&showAll=1 ) The distribution of galaxies and other forms of mass on large distance scales, covering hundreds of millions of light-years. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=large-scale+structure&formSubmit=Search&showAll=1 ) Hierarchized structure Structure hiérarchisée Structure hiérarchisées hierarchized structures structures hiérarchisées hierarchized structure structure hiérarchisée Un modèle de formation de structure cosmologique dans lequel les plus petites structures liées par la gravitation (quasars et galaxies) se forment d'abord, suivies de groupes, d'amas de galaxies et de superamas de galaxies. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hierarchical+structure+formation&formSubmit=Search&showAll=1 ) A cosmological structure formation model in which the smallest gravitationally bound structures (quasars and galaxies) form first, followed by groups, galaxy clusters, and superclusters of galaxies. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hierarchical+structure+formation&formSubmit=Search&showAll=1 ) Moon internal structure lunar internal structure Lunar interior Structure interne lunaire Structure internes lunaires lunar interiors lunar internal structures structures internes lunaires lunar interior structure interne lunaire planet internal structure planetary internal structure Planetary interior Structure interne planétaire Structure internes planétaires planet internal structures planetary interiors planetary internal structures structures internes planétaires planetary interior structure interne planétaire Sun interior Sun internal structure solar internal structure Solar interior Structure interne solaire Structure internes solaires solar interiors solar internal structures structures internes solaires solar interior structure interne solaire Earth internal structure Structure interne Terre Structure internes Terre structures internes des Terre Earth interior structure interne de la Terre Sublimation Sublimation sublimations sublimations sublimation sublimation En physique, la sublimation est le changement d'état d'un corps de l'état solide à l'état gazeux directement (sans passer par l'état liquide). Le procédé inverse se nomme déposition ou condensation solide ou encore sublimation inverse. Tout solide stable est susceptible d'être sublimé si on le chauffe à une pression inférieure à celle de son point triple. La sublimation nécessite de fournir une énergie au corps qui la subit et est donc une transition de phase endothermique. La chaleur de sublimation (enthalpie de sublimation) peut être calculée comme la somme de l'enthalpie de fusion et de l'enthalpie de vaporisation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sublimation_(physique) ) Sublimation is the transition of a substance directly from the solid to the gas state, without passing through the liquid state. Sublimation is an endothermic process that occurs at temperatures and pressures below a substance's triple point in its phase diagram, which corresponds to the lowest pressure at which the substance can exist as a liquid. The reverse process of sublimation is deposition or desublimation, in which a substance passes directly from a gas to a solid phase. Sublimation has also been used as a generic term to describe a solid-to-gas transition (sublimation) followed by a gas-to-solid transition (deposition). While vaporization from liquid to gas occurs as evaporation from the surface if it occurs below the boiling point of the liquid, and as boiling with formation of bubbles in the interior of the liquid if it occurs at the boiling point, there is no such distinction for the solid-to-gas transition which always occurs as sublimation from the surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sublimation_(phase_transition) ) Hydrogen sulfide Sulfure d'hydrogène Sulfure d'hydrogènes hydrogen sulfides sulfures d'hydrogènes hydrogen sulfide sulfure d'hydrogène Le sulfure d'hydrogène, ou hydrogène sulfuré, est un composé chimique de formule H₂S, constitué de soufre et d'hydrogène. C'est un gaz inflammable, incolore, à l'odeur nauséabonde d'œuf pourri, très toxique, faiblement soluble dans l'eau en donnant un acide faible, l’acide sulfhydrique. Il réagit avec les solutions aqueuses basiques et les métaux tels que l'argent ou l'acier, même inoxydable. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sulfure_d%27hydrog%C3%A8ne ) Hydrogen sulfide is a chemical compound with the formula H₂S. It is a colorless chalcogen-hydride gas, and is poisonous, corrosive, and flammable, with trace amounts in ambient atmosphere having a characteristic foul odor of rotten eggs. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_sulfide ) superamas de galaxies Superamas Superclusters superclusterses superamas superclusters En astronomie, un superamas de galaxies (ou simplement superamas en l'absence d'ambiguïté ; en anglais : supercluster (of galaxies)) est une association d'amas et de groupes de galaxies. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Superamas_de_galaxies ) A supercluster is a large group of smaller galaxy clusters or galaxy groups; they are among the largest known structures in the universe. The Milky Way is part of the Local Group galaxy group (which contains more than 54 galaxies), which in turn is part of the Virgo Supercluster, which is part of the Laniakea Supercluster. The large size and low density of superclusters means that they, unlike clusters, expand with the Hubble expansion. The number of superclusters in the observable universe is estimated to be 10 million. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Supercluster ) Local super cluster Superamas local Superamas locaux local superclusters superamas locaux local supercluster superamas local Le superamas auquel appartient le Groupe Local. Il est composé de quelque 100 amas de galaxies, avec l'amas de galaxies Virgo en son centre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=local+supercluster&formSubmit=Search&showAll=1 ) The supercluster to which the Local Group belongs. It is composed of some 100 clusters of galaxies, with the Virgo cluster of galaxies at its center. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=local+supercluster&formSubmit=Search&showAll=1 ) blue supergiants supergéantes bleues blue supergiant supergéante bleue Une étoile supergéante bleue, ou simplement supergéante bleue en l'absence d'ambiguïté, est un type d'étoile supergéante. Plus massives, chaudes et lumineuses que la majorité des étoiles, elles sont le résultat de l'évolution rapide d'étoiles massives faisant généralement plusieurs dizaines de fois la masse du Soleil (M☉). Les supergéantes bleues sont généralement instables. Plusieurs deviennent des variables lumineuses bleues (LBV) et certaines de celles-ci évoluent en supergéantes rouges. Certaines supergéantes bleues atteignent le stade d'étoiles Wolf-Rayet à un moment ou un autre de leur évolution. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Superg%C3%A9ante_bleue ) A blue supergiant (BSG) is a hot, luminous star, often referred to as an OB supergiant. They have luminosity class I and spectral class B9 or earlier. Blue supergiants are found towards the top left of the Hertzsprung–Russell diagram, above and to the right of the main sequence. They are larger than the Sun but smaller than a red supergiant, with surface temperatures of 10,000–50,000 K and luminosities from about 10,000 to a million times that of the Sun. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Blue_supergiant ) supergéantes jaune yellow supergiants supergéante jaune yellow supergiant Une supergéante jaune (de l'anglais yellow supergiant, abrégé en YSG) est une étoile supergéante de classe spectrale F ou G. Les supergéantes jaunes sont extrêmement rares car elles représentent une phase de très courte durée — typiquement quelques dizaines de milliers d'années — dans l'évolution des étoiles massives — c'est-à-dire de 10 à 20 masses solaires. Leur température effective est de 4 800 à 7 500 kelvins. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Superg%C3%A9ante_jaune ) A yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class (e.g. Ia or Ib). They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous. Yellow supergiants are hotter and smaller than red supergiants; naked eye examples include Polaris. Many of them are variable stars, mostly pulsating Cepheids such as δ Cephei itself. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Yellow_supergiant ) Red supergiant Supergéante rouge Supergéante rouges red supergiants supergéantes rouges red supergiant supergéante rouge Les étoiles de type supergéantes rouges sont des étoiles massives qui ont terminé leur vie sur la séquence principale. Elles ont consommé l'ensemble de leur hydrogène dans leur cœur. Puisque la pression vers l'intérieur liée à la force gravitationnelle n'est plus contrebalancée par la pression de radiation créée dans le cœur par les réactions nucléaires, le cœur s'effondre lentement. Cet effondrement dégage une importante quantité d'énergie gravitationnelle qui provoque l'expansion de l'enveloppe de l'étoile. Ainsi, son rayon s'accroît considérablement (pouvant même atteindre des centaines de fois le rayon du Soleil), et sa température de surface décroît (puisqu'à luminosité constante, elle est distribuée sur une plus grande surface). D'où le terme de supergéante (en raison du rayon) rouge (en raison de la faible température). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Superg%C3%A9ante_rouge ) Red supergiants (RSGs) are stars with a supergiant luminosity class (Yerkes class I) of spectral type K or M. They are the largest stars in the universe in terms of volume, although they are not the most massive or luminous. Betelgeuse and Antares are the brightest and best known red supergiants (RSGs), indeed the only first magnitude red supergiant stars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Red_supergiant ) Supergravity Supergravité supergravities supergravités supergravity supergravité En physique théorique, une théorie de la supergravité est une théorie du champ de Maxwell qui combine la supersymétrie et la relativité générale. Les théories de supergravité possèdent une super-symétrie locale, c'est-à-dire qu'elles sont invariantes par une transformation de supersymétrie dont les paramètres dépendent de la position dans l'espace. Puisque l'algèbre de super-Poincaré (appelée aussi algèbre de supersymétrie) qui décrit cette symétrie contient l'algèbre de Poincaré on voit donc que la supersymétrie locale étend la symétrie de reparamétrisation caractéristique de la relativité générale et la combine avec la supersymétrie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Supergravit%C3%A9 ) In theoretical physics, supergravity (supergravity theory; SUGRA for short) is a modern field theory that combines the principles of supersymmetry and general relativity; this is in contrast to non-gravitational supersymmetric theories such as the Minimal Supersymmetric Standard Model. Supergravity is the gauge theory of local supersymmetry. Since the supersymmetry (SUSY) generators form together with the Poincaré algebra a superalgebra, called the super-Poincaré algebra, supersymmetry as a gauge theory makes gravity arise in a natural way. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Supergravity ) type Ia supernova type Ib supernova type Ic supernova Supernova type I Type I supernova supernovas de type I type I supernovas type Ia supernovas type Ib supernovas type Ic supernovas supernova de type I type I supernova Un type de supernova dont les spectres présentent un déficit de raies d'hydrogène. Sa courbe de lumière présente un maximum net avec une diminution progressive. Les magnitudes typiques MV = -14 à -17. Les vitesses d'éjection d'environ 10 000 km/s. Les supernovae de type I ont plusieurs sous-types: type Ia, type Ib et type Ic. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=type+I+supernova&formSubmit=Search&showAll=1 ) A type of supernova whose spectra lacks hydrogen lines. Its light curve exhibits a sharp maximum with a gradual decrease. Typical magnitudes MV = -14 to -17. Ejecta velocities about 10,000 km/sec. Type I supernovae have several subtypes: Type Ia, Type Ib, and Type Ic. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=type+I+supernova&formSubmit=Search&showAll=1 ) type IIL supernova type IIP supernova type IIn supernova Supernova type II Type II supernova supernovas de type II type II supernovas type IIL supernovas type IIP supernovas type IIn supernovas supernova de type II type II supernova Un type de supernova dont le spectre contient des raies d'hydrogène. Par rapport aux supernovae de type I, sa courbe de lumière présente un pic plus large au maximum et s'étale plus rapidement. Les magnitudes sont plus petites, allant de MV = -12 à -13.5, et les éjections ont des vitesses plus faibles (environ 5 000 km/s). Ces supernovae, qui résultent de l'évolution finale d'étoiles massives, ont trois divisions principales: le type II-P, le type II-L et le type II-N. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=type+II+supernova&formSubmit=Search&showAll=1 ) A supernova type whose spectrum contains hydrogen lines. Compared with Type I supernovae, its light curve has a broader peak at maximum and dies away more rapidly. The magnitudes are smaller, ranging from MV = -12 to -13.5, and the ejecta have lower velocities (about 5,000 km/sec). These supernovae, which result from the final evolution of massive stars, have three main divisions: Type II-P, Type II-L, and Type II-n. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=type+II+supernova&formSubmit=Search&showAll=1 ) Lunar surface Surface lunaire Surface lunaires lunar surfaces surfaces lunaires lunar surface surface lunaire Planetary surface Surface planétaire Surface planétaires planetary surfaces surfaces planétaires planetary surface surface planétaire Une surface planétaire est l'endroit où le matériau solide ou liquide de certains types d'objets astronomiques est en contact avec l'atmosphère ou l'espace. Les surfaces planétaires se trouvent sur des objets solides de masse planétaire, y compris des planètes terrestres (incluant la Terre), des planètes naines, des satellites naturels, des planétésimales et de nombreux autres petits corps du Système Solaire. L'étude des surfaces planétaires est un domaine de la géologie planétaire connue sous le nom de géologie de surface, mais également d'autres domaines, notamment la cartographie planétaire, la topographie, la géomorphologie, les sciences atmosphériques et l'astronomie. La surface solide (ou le sol) est le terme donné aux surfaces planétaires non liquides. Le terme atterrissage est utilisé pour décrire la collision d'un objet avec une surface planétaire et habituellement à une vitesse dans laquelle l'objet peut rester intact et rester attaché. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_surface ) A planetary surface is where the solid or liquid material of certain types of astronomical objects contacts the atmosphere or outer space. Planetary surfaces are found on solid objects of planetary mass, including terrestrial planets (including Earth), dwarf planets, natural satellites, planetesimals and many other small Solar System bodies (SSSBs). The study of planetary surfaces is a field of planetary geology known as surface geology, but also a focus of a number of fields including planetary cartography, topography, geomorphology, atmospheric sciences, and astronomy. Land (or ground) is the term given to non-liquid planetary surfaces. The term landing is used to describe the collision of an object with a planetary surface and is usually at a velocity in which the object can remain intact and remain attached. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_surface ) Riemannian surface Surface Riemann surfaces de Riemann Riemann surface surface de Riemann En géométrie différentielle et géométrie analytique complexe, une surface de Riemann est une variété complexe de dimension 1. Cette notion a été introduite par Bernhard Riemann pour prendre en compte les singularités et les complications topologiques qui accompagnent certains prolongements analytiques de fonctions holomorphes. Par oubli de structure, une surface de Riemann se présente comme une variété différentielle réelle de dimension 2, d'où le nom surface. Elles ont été nommées en hommage au mathématicien allemand Bernhard Riemann. Toute surface réelle orientable peut être munie d'une structure complexe, autrement dit être regardée comme une surface de Riemann. Cela est précisé par le théorème d'uniformisation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Surface_de_Riemann ) In mathematics, particularly in complex analysis, a Riemann surface is a connected one-dimensional complex manifold. These surfaces were first studied by and are named after Bernhard Riemann. Riemann surfaces can be thought of as deformed versions of the complex plane: locally near every point they look like patches of the complex plane, but the global topology can be quite different. For example, they can look like a sphere or a torus or several sheets glued together. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemann_surface ) convective overshoot dépassement convectif Convective overshooting Surjaillissement convectif Surjaillissement convectifs convective overshootings convective overshoots dépassements convectifs surjaillissements convectifs convective overshooting surjaillissement convectif Le surjaillissement convectif est un phénomène de convection transportant de la matière au-delà d'une région instable de l'atmosphère dans une région stable et stratifiée. Le surjaillissement est causé par l'impulsion de la matière en convection, qui transporte la matière au-delà de la région instable. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Convective_overshoot ) Convective overshoot is a phenomenon of convection carrying material beyond an unstable region of the atmosphere into a stratified, stable region. Overshoot is caused by the momentum of the convecting material, which carries the material beyond the unstable region. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Convective_overshoot ) 2022-10-14 sursaut Rγ sursaut de rayons gamma sursaut γ γ ray burst γ-ray burst Cosmic gamma burst Sursaut gamma cosmique Sursaut gamma cosmiques gamma ray burst gamma ray bursts gamma-ray bursts sursauts Rγ sursauts de rayons gamma sursauts gamma sursauts γ γ ray bursts γ-ray bursts gamma-ray burst sursaut gamma Un sursaut gamma ou sursaut de rayons gamma (SRG; en anglais gamma-ray bursts, abrégé en GRB ; quelquefois traduit par "explosion de rayons gamma") est en astronomie une bouffée de photons gamma qui apparaît de manière aléatoire dans le ciel. Il est caractérisé par sa brièveté (de quelques secondes à quelques minutes) et par la forme particulière de la courbe de lumière. Il est prolongé par des émissions rémanentes, à des longueurs d'onde plus grandes, qui peuvent durer jusqu'à plusieurs mois en s'affaiblissant progressivement. Ce phénomène déclenche l'émission d'un faisceau étroit et symétrique de matière atteignant des vitesses relativistes. Les sursauts gamma, observés au rythme moyen d'un par jour, ont leurs sources dans d'autres galaxies que la nôtre, et semblent représenter les événements les plus lumineux de l'Univers, après le Big Bang. Ils ont été découverts accidentellement en 1967 et ne commencent à être expliqués qu'au milieu des années 1990. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sursaut_gamma ) In gamma-ray astronomy, gamma-ray bursts (GRBs) are immensely energetic explosions that have been observed in distant galaxies. They are the most energetic and luminous electromagnetic events since the Big Bang. Bursts can last from ten milliseconds to several hours. After an initial flash of gamma rays, a longer-lived "afterglow" is usually emitted at longer wavelengths (X-ray, ultraviolet, optical, infrared, microwave and radio). The intense radiation of most observed GRBs is thought to be released during a supernova or superluminous supernova as a high-mass star implodes to form a neutron star or a black hole. A subclass of GRBs appear to originate from the merger of binary neutron stars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_burst ) 2022-10-14 optical flare optical flaring Optical burst Sursaut optique Sursaut optiques optical bursts optical flares optical flarings sursauts optiques optical burst sursaut optique 2022-10-05 Solar radio burst Sursaut radio solaire Sursaut radios solaires solar radio bursts sursauts radios solaires solar radio burst sursaut radio solaire 2022-10-14 Sursaut RX X ray burst sursauts RX X-ray burst sursaut RX Une augmentation rapide et intense d'émission de rayons X provenant de certaines sources. Ils durent souvent moins d'une seconde suivis d'une diminution exponentielle de quelques secondes à une minute. On pense que la plupart des sursauts X ont leur origine dans les binaires X en raison de la fusion nucléaire de matériaux accrétés sur un compagnon compact. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=x-ray+burst&formSubmit=Search&showAll=1 ) A rapid and intense surge of X-ray emission from some sources. They often last less than one second followed by an exponential decrease of typically a few seconds to a minute. Most X-ray bursts are believed to arise in X-ray binary systems due to nuclear fusion of material accreted onto a compact companion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=x-ray+burst&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-14 Solar x ray burst Sursaut RX solaire Sursaut RX solaires solar X ray burst solar X ray bursts solar X-ray bursts sursauts RX solaires solar X-ray burst sursaut RX solaire Sursaut RX type I Type I X ray burst sursauts RX de type I type I X ray burst type I X ray bursts type I X-ray bursts sursaut RX de type I type I X-ray burst Sursaut RX type II Type II X ray burst sursauts RX de type II type II X ray burst type II X ray bursts type II X-ray bursts sursaut RX de type II type II X-ray burst susceptibilité diélectrique Dielectric susceptibility Susceptibilité diélectrique Susceptibilité diélectriques electric susceptibilities susceptibilités diélectriques susceptibilités électriques electric susceptibility susceptibilité électrique En électromagnétisme, la susceptibilité électrique χ, est une grandeur caractérisant la polarisation créée par un champ électrique (ou le champ électrique produit par de la matière polarisée). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Susceptibilit%C3%A9_%C3%A9lectrique ) In electricity (electromagnetism), the electric susceptibility ( χₑ; Latin: susceptibilis "receptive") is a dimensionless proportionality constant that indicates the degree of polarization of a dielectric material in response to an applied electric field. The greater the electric susceptibility, the greater the ability of a material to polarize in response to the field, and thereby reduce the total electric field inside the material (and store energy). It is in this way that the electric susceptibility influences the electric permittivity of the material and thus influences many other phenomena in that medium, from the capacitance of capacitors to the speed of light. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Electric_susceptibility ) Magnetic susceptibility Susceptibilité magnétique Susceptibilité magnétiques magnetic susceptibilities susceptibilités magnétiques magnetic susceptibility susceptibilité magnétique La susceptibilité magnétique désigne une propriété d'un matériau qui caractérise la faculté de celui-ci à s'aimanter sous l'effet d'une excitation magnétique émise par un champ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Susceptibilit%C3%A9_magn%C3%A9tique ) In electromagnetism, the magnetic susceptibility (Latin: susceptibilis, "receptive"; denoted χ) is a measure of how much a material will become magnetized in an applied magnetic field. It is the ratio of magnetization M (magnetic moment per unit volume) to the applied magnetizing field intensity H. This allows a simple classification, into two categories, of most materials' responses to an applied magnetic field: an alignment with the magnetic field, χ > 0, called paramagnetism, or an alignment against the field, χ < 0, called diamagnetism. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_susceptibility ) Superconformal symmetry Conformal symmetry Symétrie conforme Symétrie conformes conformal siesmmetries symétries conformes conformal symmetry symétrie conforme En physique théorique, la symétrie conforme désigne la symétrie sous changement d'échelle, on dit aussi sous dilatation, ainsi que sous les transformations conformes spéciales. Sa combinaison avec le groupe de Poincaré donne le groupe de symétrie conforme ou plus simplement, groupe conforme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Sym%C3%A9trie_conforme ) In mathematical physics, the conformal symmetry of spacetime is expressed by an extension of the Poincaré group. The extension includes special conformal transformations and dilations. In three spatial plus one time dimensions, conformal symmetry has 15 degrees of freedom: ten for the Poincaré group, four for special conformal transformations, and one for a dilation. Harry Bateman and Ebenezer Cunningham were the first to study the conformal symmetry of Maxwell's equations. They called a generic expression of conformal symmetry a spherical wave transformation. General relativity in two spacetime dimensions also enjoys conformal symmetry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conformal_symmetry ) Conservative system Système conservatif Système conservatifs conservative systems systèmes conservatifs conservative system système conservatif En mathématiques, un système conservatif est un système dynamique qui contraste avec un système dissipatif. En gros, de tels systèmes n'ont pas de frottement ou autre mécanisme pour dissiper la dynamique, et donc, leur espace de phase ne rétrécit pas avec le temps. Plus précisément, ce sont ces systèmes dynamiques qui ont un ensemble errant nul : sous l'évolution du temps, aucune partie de l'espace de phase ne "s'éloigne", pour ne jamais être retourné ou revisité. Alternativement, les systèmes conservatifs sont ceux auxquels le théorème de la récurrence de Poincaré s'applique. Un cas spécial important de systèmes conservatifs sont les systèmes dynamiques préservant la mesure. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Conservative_system ) In mathematics, a conservative system is a dynamical system which stands in contrast to a dissipative system. Roughly speaking, such systems have no friction or other mechanism to dissipate the dynamics, and thus, their phase space does not shrink over time. Precisely speaking, they are those dynamical systems that have a null wandering set: under time evolution, no portion of the phase space ever "wanders away", never to be returned to or revisited. Alternately, conservative systems are those to which the Poincaré recurrence theorem applies. An important special case of conservative systems are the measure-preserving dynamical systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conservative_system ) Dissipative system Système dissipatif Système dissipatifs dissipative systems systèmes dissipatifs dissipative system système dissipatif Un système dissipatif (ou structure dissipative) est un système qui évolue dans un environnement avec lequel il échange de l'énergie ou de la matière. C'est donc un système ouvert, loin d'un équilibre thermodynamique. Un système dissipatif est caractérisé par le bilan de ses échanges (échange d'énergie, création d'entropie), et l'apparition spontanée d'une brisure de symétrie spatiale (anisotropie) qui peut quelquefois laisser apparaître une structure complexe chaotique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_dissipatif ) A dissipative system is a thermodynamically open system which is operating out of, and often far from, thermodynamic equilibrium in an environment with which it exchanges energy and matter. A tornado may be thought of as a dissipative system. Dissipative systems stand in contrast to conservative systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dissipative_system ) Dynamical system Système dynamique Système dynamiques dynamical systems systèmes dynamiques dynamical system système dynamique En mathématiques, en chimie ou en physique, un système dynamique est la donnée d’un système et d’une loi décrivant l'évolution de ce système. Ce peut être l'évolution d'une réaction chimique au cours du temps, le mouvement des planètes dans le système solaire (régi par la loi universelle de la gravitation de Newton) ou encore l'évolution de la mémoire d'un ordinateur sous l'action d'un programme informatique. Formellement on distingue les systèmes dynamiques à temps discrets (comme un programme informatique) des systèmes dynamiques à temps continu (comme une réaction chimique). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_dynamique ) In mathematics, a dynamical system is a system in which a function describes the time dependence of a point in an ambient space. Examples include the mathematical models that describe the swinging of a clock pendulum, the flow of water in a pipe, the random motion of particles in the air, and the number of fish each springtime in a lake. The most general definition unifies several concepts in mathematics such as ordinary differential equations and ergodic theory by allowing different choices of the space and how time is measured. Time can be measured by integers, by real or complex numbers or can be a more general algebraic object, losing the memory of its physical origin, and the space may be a manifold or simply a set, without the need of a smooth space-time structure defined on it. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamical_system ) Système hamiltonien Système hamiltoniens systèmes hamiltoniens Hamiltonian system système hamiltonien Un système hamiltonien est un système dynamique régi par les équations de Hamilton. En physique, ce système dynamique décrit l'évolution d'un système physique tel qu'un système planétaire ou un électron dans un champ électromagnétique. Ces systèmes peuvent être étudiés à la fois en mécanique hamiltonienne et en théorie des systèmes dynamiques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Hamiltonian_system ) A Hamiltonian system is a dynamical system governed by Hamilton's equations. In physics, this dynamical system describes the evolution of a physical system such as a planetary system or an electron in an electromagnetic field. These systems can be studied in both Hamiltonian mechanics and dynamical systems theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hamiltonian_system ) integrable equation Integrable system Système intégrable Système intégrables integrable equations integrable systems systèmes intégrables integrable system système intégrable En mécanique hamiltonienne, un système intégrable au sens de Liouville est un système qui possède un nombre suffisant de constantes du mouvement indépendantes. Lorsque le mouvement est borné, la dynamique est alors périodique ou quasi périodique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_int%C3%A9grable ) In mathematics, integrability is a property of certain dynamical systems. While there are several distinct formal definitions, informally speaking, an integrable system is a dynamical system with sufficiently many conserved quantities, or first integrals, such that its behaviour has far fewer degrees of freedom than the dimensionality of its phase space; that is, its evolution is restricted to a submanifold within its phase space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Integrable_system ) Linear system Système linéaire Système linéaires linear systems systèmes linéaires linear system système linéaire Physique : un système dynamique dont l'évolution est un processus linéaire. Si un changement dans une variable à un moment initial produit un changement dans la même variable ou une autre variable plus tard, un changement deux fois plus important au même moment initial produira un changement deux fois plus grand plus tard. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=linear+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) Physics : A dynamical system whose evolution is a linear process. If a change in any variable at some initial time produces a change in the same or some other variable at some later time, twice as large a change at the same initial time will produce twice as large a change at the same later time. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=linear+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) nonlinear system Non linear system Système non linéaire Système nons linéaires non linear systems nonlinear systems systèmes nons linéaires non linear system système non linéaire Un système dans lequel de petits changements peuvent entraîner de grands effets et de grands changements des petits effets. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nonlinear+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) A system in which small changes can result in large effects, and large changes in small effects. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=nonlinear+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) Optical system Système optique Système optiques optical systems systèmes optiques optical system système optique Une collection d'objectifs, de prismes, de miroirs et/ou d'autres dispositifs, placés dans une configuration spécifiée, pour agir sur la lumière (réfléchir, réfracter, disperser, polariser, etc.) et réaliser une fonction optique définie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=optical+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) A collection of lens, prisms, mirrors, and/or other devices, placed in some specified configuration, to act on light (reflect, refract, disperse, polarize, etc.) and perform some definite optical function. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=optical+system&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-09-30 Solar system Système solaire Système solaires solar systems systèmes solaires solar system système solaire Le Système solaire (avec majuscule), ou système solaire (sans majuscule), est le système planétaire du Soleil, auquel appartient la Terre. Il est composé de cette étoile et des objets célestes gravitant autour d'elle : les huit planètes confirmées et leurs 214 satellites naturels connus (appelés usuellement des "lunes"), les cinq planètes naines et leurs neuf satellites connus, ainsi que des milliards de petits corps (la presque totalité des astéroïdes et autres planètes mineures, les comètes, les poussières cosmiques, etc.). Le Système solaire fait partie de la galaxie appelée Voie lactée, où il réside dans le bras d'Orion. Il est situé à environ 8 kpc (∼26 100 a.l.) du centre galactique, autour duquel il effectue une révolution en 225 à 250 millions d'années. Il s'est formé il y a un peu moins de 4,6 milliards d'années à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire, suivi de la constitution d'un disque protoplanétaire selon l'hypothèse de la nébuleuse. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_solaire ) The Solar System is the gravitationally bound system of the Sun and the objects that orbit it. It formed 4.6 billion years ago from the gravitational collapse of a giant interstellar molecular cloud. The vast majority (99.86%) of the system's mass is in the Sun, with most of the remaining mass contained in the planet Jupiter. The four inner system planets—Mercury, Venus, Earth and Mars—are terrestrial planets, being composed primarily of rock and metal. The four giant planets of the outer system are substantially larger and more massive than the terrestrials. The two largest, Jupiter and Saturn, are gas giants, being composed mainly of hydrogen and helium; the next two, Uranus and Neptune, are ice giants, being composed mostly of volatile substances with relatively high melting points compared with hydrogen and helium, such as water, ammonia, and methane. All eight planets have nearly circular orbits that lie near the plane of Earth's orbit, called the ecliptic. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_System ) 2022-09-30 Sunspot Tache solaire Tache solaires sunspots taches solaires sunspot tache solaire Une tache solaire est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement et a une intense activité magnétique. C'est son champ magnétique qui inhibe la convection par un effet similaire aux freins à courants de Foucault, ralentissant ainsi l'apport de chaleur venant de l'intérieur du Soleil (dans cette zone), formant des zones où la température de surface est réduite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tache_solaire ) Sunspots are phenomena on the Sun's photosphere that appear as temporary spots that are darker than the surrounding areas. They are regions of reduced surface temperature caused by concentrations of magnetic flux that inhibit convection. Sunspots appear within active regions, usually in pairs of opposite magnetic polarity. Their number varies according to the approximately 11-year solar cycle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sunspot ) star spot stellar spot Star spot Tache stellaire Tache stellaires star spots starspots stellar spots taches stellaires starspot tache stellaire Une tache stellaire est l'équivalent d'une tache solaire, mais localisée sur une autre étoile, c'est-à-dire une tache sombre sur la surface de l'étoile causée par une activité magnétique intense. Les taches de taille comparable à celles des taches solaires sont très difficiles à détecter, car elles sont généralement trop petites pour influencer la luminosité des étoiles. Celles observées sont généralement beaucoup plus grandes que celles sur le Soleil : jusqu'à 30% de la surface de l'étoile peut être recouverte. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tache_stellaire ) Starspots are stellar phenomena, so-named by analogy with sunspots. Spots as small as sunspots have not been detected on other stars, as they would cause undetectably small fluctuations in brightness. The commonly observed starspots are in general much larger than those on the Sun: up to about 30% of the stellar surface may be covered, corresponding to starspots 100 times larger than those on the Sun. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Starspot ) Tachyon Tachyon tachyons tachyons tachyon tachyon Le tachyon est une classe de particules hypothétiques dont les principales caractéristiques sont d'avoir une vitesse toujours supérieure à la vitesse de la lumière dans le vide (c), une masse imaginaire pure et une énergie qui diminue lorsque la vitesse augmente. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tachyon ) A tachyon or tachyonic particle is a hypothetical particle that always travels faster than light. Physicists believe that faster-than-light particles cannot exist because they are not consistent with the known laws of physics. If such particles did exist they could be used to send signals faster than light. According to the theory of relativity this would violate causality, leading to logical paradoxes such as the grandfather paradox. Tachyons would exhibit the unusual property of increasing in speed as their energy decreases, and would require infinite energy to slow down to the speed of light. No verifiable experimental evidence for the existence of such particles has been found. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tachyon ) Accretion rate Taux accrétion Taux accrétions accretion rates taux d'accrétions accretion rate taux d'accrétion La quantité de masse accrétée pendant l'unité de temps. Le taux d'accrétion pour l'effondrement d'une sphère isotherme singulière est exprimé par: dM/dt = 0,975 c_s³/G, où cs est la vitesse sonore isotherme (Shu 1977, APJ 214, 488). Cette relation peut être écrite comme : dM/dt = 4,36 x 10⁻⁶ (T/20 K)³/2) en unités de masses solaires par an, où T est la température. Les températures observées de 10-20 K dans les régions de formation d'étoiles de faible masse impliquent des taux d'accrétion d'environ 10⁻⁶ à 10⁻⁵ masses solaires par an. Les taux d'accrétion pour les étoiles massives s'élèvent à des valeurs de 10⁻⁴ à 10⁻³ masses solaires par an. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=accretion+rate&formSubmit=Search&showAll=1 ) The amount of mass accreted during unit time. The accretion rate for the collapse of a singular isothermal sphere is expressed by: dM/dt = 0.975 c_s³/G, where cs is the isothermal sound speed (Shu 1977, ApJ 214, 488). This relation can be written as: dM/dt = 4.36 x 10⁻⁶ (T/20 K)³/2) in units of solar masses per year, where T is the temperature. Observed temperatures of 10-20 K in regions of low-mass star formation imply accretion rates of about 10⁻⁶ to 10⁻⁵ solar masses per year. Accretion rates for massive stars amount to values of 10⁻⁴ to 10⁻³ solar masses per year. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=accretion+rate&formSubmit=Search&showAll=1 ) astronomical techniques techniques astronomiques astronomical technique technique astronomique computational astronomy computational method mathematical method méthode de calcul méthode mathématique computational astronomies computational methods mathematical methods mathematical techniques méthodes de calculs méthodes mathématiques techniques mathématiques mathematical technique technique mathématique Quantum teleportation Téléportation quantique Téléportation quantiques quantum teleportations téléportations quantiques quantum teleportation téléportation quantique La téléportation quantique est un protocole de communication (quantique) consistant à transférer l’état quantique d’un système vers un autre système similaire et séparé spatialement du premier en mettant à profit l’intrication quantique. Contrairement à ce que le nom laisse entendre, il ne s'agit donc pas de transfert de matière ni d'énergie. Le terme de téléportation quantique est utilisé pour souligner le fait que le processus est destructif : à l'issue de la téléportation, le premier système ne sera plus dans le même état qu'initialement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9l%C3%A9portation_quantique ) Quantum teleportation is a technique for transferring quantum information from a sender at one location to a receiver some distance away. While teleportation is commonly portrayed in science fiction as a means to transfer physical objects from one location to the next, quantum teleportation only transfers quantum information. The sender does not have to know the particular quantum state being transferred. Moreover, the location of the recipient can be unknown, but to complete the quantum teleportation, classical information needs to be sent from sender to receiver. Because classical information needs to be sent, quantum teleportation cannot occur faster than the speed of light. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_teleportation ) astronomical telescope télescope astronomique Astronomical telescopes Télescope astronomique Télescope astronomiques astronomical telescopes telescopes télescopes télescopes astronomiques telescope télescope Un télescope (du grec τηλε (tele) signifiant "loin" et σκοπεῖν (skopein) signifiant "regarder, voir") est un instrument d'optique permettant d'augmenter la luminosité ainsi que la taille apparente des objets à observer. Son rôle de récepteur de lumière est souvent plus important que son grossissement optique, il permet d'apercevoir des objets célestes ponctuels difficilement perceptibles ou invisibles à l'œil nu. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9lescope ) A telescope is an instrument used to collect light, or other forms of electromagnetic radiation, from distant objects, magnify the image, and allow the object to be viewed. Reflecting telescopes gather light by means of a mirror, refracting telescopes by means of a lens, and catadioptric telescopes by a mirror-lens combination. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/telescope.html ) E-ELT Télescope géant européen Télescope géants européens télescopes géants européens European Extremely Large Telescope télescope géant européen Le Télescope géant européen, en anglais Extremely Large Telescope1 (ELT; anciennement European Extremely Large Telescope, E-ELT), est un télescope terrestre, faisant partie de la série des trois télescopes géants en cours de construction en 2022. Développé par l'Observatoire européen austral (ESO) il doit permettre des avancées majeures dans le domaine de l'astronomie grâce à son miroir primaire d'un diamètre de 39 mètres qui collectera quinze fois plus de lumière que les plus grands télescopes existants et fournira des images quinze fois plus détaillées que le télescope spatial Hubble qui constituait la référence jusqu'à 2021. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9lescope_g%C3%A9ant_europ%C3%A9en ) The Extremely Large Telescope (ELT) is an astronomical observatory currently under construction. When completed, it is planned to be the world's largest optical/near-infrared extremely large telescope. Part of the European Southern Observatory (ESO) agency, it is located on top of Cerro Armazones in the Atacama Desert of northern Chile. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Extremely_Large_Telescope ) Multiple mirror telescopes Télescope miroirs multiples télescopes à miroirs multiples multiple mirror telescopes télescope à miroirs multiples L'observatoire MMT (en anglais MMT Observatory ou MMTO) est un observatoire astronomique situé sur le site de l'observatoire Fred Lawrence Whipple (code observatoire UAI 696). L'observatoire Whipple est situé sur le Mont Hopkins dans l'Arizona aux USA (55 km au sud de Tucson) dans les Santa Rita Mountains. L'observatoire est géré par l'université de l'Arizona et la Smithsonian Institution et possède un accueil du public dans la ville voisine d'Amado. The MMTO abrite le MMT (anciennement Multiple Mirror Telescope), qui possède actuellement un miroir primaire de 6,5 m de diamètre. Le nom provient du fait que la collecte de la lumière du télescope était initialement faite par six miroirs plus petits avant que l'actuel miroir primaire ne soit installé. Le miroir actuel est remarquable car il est d'une conception légère en nid d'abeille réalisée par le Mirror Laboratory de l'observatoire Steward de l'université de l'Arizona. Le MMT est également remarquable par son bâtiment inhabituel, qui ne ressemble pas du tout à un dôme d'observatoire typique. La forme particulière du bâtiment est conçue pour replier complètement les murs et le toit autour du télescope, lui permettant de refroidir très rapidement de façon à améliorer le seeing. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Observatoire_MMT ) The MMT Observatory (MMTO) is an astronomical observatory on the site of Fred Lawrence Whipple Observatory (IAU observatory code 696). The Whipple observatory complex is located on Mount Hopkins, Arizona, US (55 km south of Tucson) in the Santa Rita Mountains. The observatory is operated by the University of Arizona and the Smithsonian Institution, and has a visitor center in nearby Amado, Arizona. The MMTO is the home of the MMT (formerly Multiple Mirror Telescope), which has a primary mirror 6.5 m in diameter. The name comes from the six smaller mirrors originally used before the single primary mirror was installed in 1998. The primary mirror has a special lightweight honeycomb design made by the University of Arizona's Steward Observatory Mirror Laboratory. The MMT is housed in a building which allows the walls and roof around the telescope to be completely rolled back, allowing it to cool down very quickly in order to improve observation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/MMT_Observatory ) Saturn XIII Saturne XIII Tethys B Tethys B Telesto Telesto Télesto Télesto (S XIII Telesto) est un satellite naturel de Saturne, découvert par Smith, Reitsema, Larson et Fountain en 1980 dans des observations faites à partir de la Terre (désignation temporaire S/1980 S 13). Elle partage son orbite avec Téthys, et se trouve au point de Lagrange L₄ précédant Téthys. Calypso, autre lune de Saturne, se trouve au point de Lagrange L₅ suivant Téthys. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9lesto_(lune) ) Telesto is a small moon of Saturn. It was discovered in 1980 from ground-based observations and is also known as Saturn XIII. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Telesto.html ) Radio brightness temperature Température brillance radio Température brillances radios radio brightness temperatures températures de brillances radios radio brightness temperature température de brillance radio Noise temperature Température bruit Température bruits noise temperatures températures de bruits noise temperature température de bruit Un moyen de spécifier le bruit généré comme un rayonnement électromagnétique indésirable dans un système récepteur ou l'un de ses composants. Il est généralement mesuré en termes de température équivalente dans un spectre de Rayleigh-Jeans. La température de bruit est principalement utilisée en radio-astronomie. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=noise+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) A means for specifying the noise generated as unwanted electromagnetic radiation in a receiver system or one of its components. It is usually measured in terms of the equivalent temperature in a Rayleigh-Jeans spectrum. Noise temperature is used mainly in radio astronomy. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=noise+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) colour temperature Color temperature Température couleur Température couleurs color temperatures colour temperatures températures de couleurs color temperature température de couleur La température de couleur caractérise une source de lumière par comparaison à un matériau idéal émettant de la lumière uniquement par l'effet de la chaleur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Temp%C3%A9rature_de_couleur ) The temperature of that black-body which has the same spectral energy distribution in a limited spectral region, as the object under study has. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=color+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) Critical temperature Température critique Température critiques critical temperatures températures critiques critical temperature température critique La température critique d’une substance, sans autre précision, est sa température maximale en phase liquide, quelle que soit la pression, c'est-à-dire la température de son point critique. De manière plus générale, ce peut être la température à laquelle survient n'importe quelle transition de phase.  (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Temp%C3%A9rature_critique ) The critical temperature is the temperature above which the gas cannot liquefied by pressure alone. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/temperature.html#critical_temperature ) electronic temperature température des électrons Electron temperature Température électron Température électrons electron temperatures electronic temperatures températures des électrons températures électroniques electron temperature température électronique 1) La température des électrons dans une nébuleuse interstellaire ionisée (par exemple dans les régions H II et les nébuleuses planétaires) telle que déterminée par les raies d'émission caractéristiques (raies optiques interdites ou raies de recombinaison radio). 2) Dans le vent solaire, la température dérivée de l'agitation thermique moyenne des électrons. Plus précisément, les récepteurs de champs électriques à bord des sondes spatiales effectuent la spectroscopie du bruit thermique due aux fluctuations potentielles produites par l'agitation thermique des électrons, fournissant la température des électrons dans certaines conditions (N. Meyer-Vernet, 2007, Basics of the Solar Wind, Cambridge Univ. Press). (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=electron+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) The temperature of electrons in an interstellar ionized nebula (e.g. in H II regions and planetary nebulae) as determined by characteristic emission lines (optical forbidden lines or radio recombination lines). 2) In the solar wind, the temperature derived from the mean thermal agitation of the electrons. More specifically, electric field receivers on board space probes carry out the spectroscopy of the thermal noise due to the potential fluctuations produced by the thermal agitation of the electrons, yielding the electron temperature in certain conditions (N. Meyer-Vernet, 2007, Basics of the Solar Wind, Cambridge Univ. Press). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=electron+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) ionic temperature température des ions Ion temperature Température ion Température ions ion temperatures ionic temperatures températures des ions températures ioniques ion temperature température ionique Plasma temperature Température plasma Température plasmas plasma temperatures températures des plasmas plasma temperature température du plasma Potential temperature Température potentielle Température potentielles potential temperatures températures potentielles potential temperature température potentielle La température potentielle d'un fluide est celle qu'il aurait si on le comprimait ou détendait adiabatiquement jusqu'à un niveau de pression standard Pₒ, en général 10⁵ Pa (= 1 atm = 1 000 hPa). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Temp%C3%A9rature_potentielle ) The potential temperature of a parcel of fluid at pressure P is the temperature that the parcel would attain if adiabatically brought to a standard reference pressure Pₒ, usually 1,000 hPa (1,000 mb). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Potential_temperature ) Radiation temperature Température rayonnement Température rayonnements radiation temperatures températures de rayonnements radiation temperature température de rayonnement La température d'une source calculée en supposant qu'elle se comporte comme un corps noir qui rayonne avec la même intensité à la même fréquence. Par rapport à la température effective, la température de rayonnement est mesurée sur une région étroite du spectre électromagnétique. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radiation+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) The temperature of a source calculated assuming that it behaves as a blackbody that radiates with the same intensity at the same frequency. Compared to the effective temperature, the radiation temperature is measured over a narrow region of the electromagnetic spectrum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=radiation+temperature&formSubmit=Search&showAll=1 ) Rotational temperature Température rotationnelle Température rotationnelles rotational temperatures températures rotationnelles rotational temperature température rotationnelle La température rotationnelle ( θ_R ou θ_ rot) est régulièrement utilisée en statistique thermodynamique pour réduire la complexité de la fonction de partition rotationnelle et pour calculer la contribution rotationnelle aux propriétés thermodynamiques des molécules. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Temp%C3%A9rature_rotationnelle ) The characteristic rotational temperature (θ_R or θ_rot) is commonly used in statistical thermodynamics to simplify the expression of the rotational partition function and the rotational contribution to molecular thermodynamic properties. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rotational_temperature ) Température thermodynamique Température thermodynamiques Thermodynamic temperature températures thermodynamiques thermodynamic temperatures température thermodynamique thermodynamic temperature La température thermodynamique est une formalisation de la notion expérimentale de température et constitue l’une des grandeurs principales de la thermodynamique. Elle est intrinsèquement liée à l'entropie. Usuellement notée T, la température thermodynamique se mesure en kelvins (symbole K). Encore souvent qualifiée de "température absolue", elle constitue une mesure absolue parce qu’elle traduit directement le phénomène physique fondamental qui la sous-tend : l’agitation des particules constituant la matière (translation, vibration, rotation, niveaux d'énergie électronique). Son point origine, ou zéro absolu, correspond par définition à l’état de la matière où ces particules ont une entropie minimale, ce qui correspond généralement à une énergie minimale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Temp%C3%A9rature_thermodynamique ) Thermodynamic temperature is a quantity defined in thermodynamics as distinct from kinetic theory or statistical mechanics. Historically, thermodynamic temperature was defined by Kelvin in terms of a macroscopic relation between thermodynamic work and heat transfer as defined in thermodynamics, but the kelvin was redefined by international agreement in 2019 in terms of phenomena that are now understood as manifestations of the kinetic energy of free motion of microscopic particles such as atoms, molecules, and electrons. From the thermodynamic viewpoint, for historical reasons, because of how it is defined and measured, this microscopic kinetic definition is regarded as an "empirical" temperature. It was adopted because in practice it can generally be measured more precisely than can Kelvin's thermodynamic temperature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermodynamic_temperature ) Température transition Température transitions Transition temperature températures de transitions transition temperatures température de transition transition temperature La température de transition est la température à laquelle un matériau change d'un état cristallin (allotrope) à un autre. Plus formellement, c'est la température à laquelle deux formes cristallines d'une substance peuvent coexister en équilibre. Par exemple, lorsque le soufre rhombique est chauffé au-dessus de 95.6° C, il se transforme en soufre monoclinique; lorsqu'il est refroidi en dessous de 95.6° C, il redevient du soufre rhombique. À 95.6° C, les deux formes peuvent coexister. Un autre exemple est l'étain, qui passe d'un cristal cubique en dessous de 13.2° C à un cristal tétragonal au-dessus de cette température. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Transition_temperature ) Transition temperature is the temperature at which a material changes from one crystal state (allotrope) to another. More formally, it is the temperature at which two crystalline forms of a substance can co-exist in equilibrium. For example, when rhombic sulfur is heated above 95.6 °C, it changes form into monoclinic sulfur; when cooled below 95.6 °C, it reverts to rhombic sulfur. At 95.6 °C the two forms can co-exist. Another example is tin, which transitions from a cubic crystal below 13.2 °C to a tetragonal crystal above that temperature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Transition_temperature ) Température translationnelle Température translationnelles Translational temperature températures translationnelles translational temperatures température translationnelle translational temperature Température vibrationnelle Température vibrationnelles Vibrational temperature températures vibrationnelles vibrational temperatures température vibrationnelle vibrational temperature Zanstra method méthode de Zanstra Température Zanstra méthodes de Zanstra températures de Zanstra Zanstra temperature température de Zanstra La méthode de Zanstra est une méthode qui permet de déterminer la température des étoiles centrales des nébuleuses planétaires. Elle a été développé par Herman Zanstra en 1927. On suppose que la nébuleuse est optiquement épaisse dans le continuum de Lyman, ce qui signifie que tous les photons ionisants de l'étoile centrale sont absorbés à l'intérieur de la nébuleuse. Sur la base de cette hypothèse, le rapport d'intensité d'une fréquence de référence stellaire à une raie nébulaire telle que Hβ peut être utilisé pour déterminer la température effective de l'étoile centrale. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Zanstra_method ) The Zanstra method is a method to determine the temperature of central stars of planetary nebulae. It was developed by Herman Zanstra in 1927. It is assumed that the nebula is optically thick in the Lyman continuum, which means that all ionizing photons from the central star are absorbed inside the nebula. Based on this assumption, the intensity ratio of a stellar reference frequency to a nebular line such as Hβ can be used to determine the central star's effective temperature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Zanstra_method ) température de zéro K zero K temperature Temperature zero K Température zéro K Température zéros K absolute zeros températures de zéros K zero K temperatures zéros absolus absolute zero zéro absolu Le zéro absolu est la température la plus basse qui puisse exister. Il correspond à la limite basse de l'échelle de température thermodynamique, soit l'état dans lequel l'enthalpie et l'entropie d'un gaz parfait atteint sa valeur minimale, notée 0. Cette température théorique est déterminée en extrapolant la loi des gaz parfaits : selon un accord international, la valeur du zéro absolu est fixée à −273,15 °C (Celsius) ou −459,67 °F (Fahrenheit). Par définition, les échelles Kelvin et Rankine prennent le zéro absolu comme valeur 0. À noter que l'échelle Kelvin ne peut aller dans les nombres négatifs (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Z%C3%A9ro_absolu ) Absolute zero is the lowest limit of the thermodynamic temperature scale, a state at which the enthalpy and entropy of a cooled ideal gas reach their minimum value, taken as zero kelvin. The fundamental particles of nature have minimum vibrational motion, retaining only quantum mechanical, zero-point energy-induced particle motion. The theoretical temperature is determined by extrapolating the ideal gas law; by international agreement, absolute zero is taken as −273.15 degrees on the Celsius scale (International System of Units), which equals −459.67 degrees on the Fahrenheit scale (United States customary units or Imperial units). The corresponding Kelvin and Rankine temperature scales set their zero points at absolute zero by definition. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Absolute_zero ) tenseurs tensors tenseur tensor En mathématiques, plus précisément en algèbre multilinéaire et en géométrie différentielle, un tenseur est un objet très général, dont la valeur s'exprime dans un espace vectoriel. On peut l'utiliser entre autres pour représenter des applications multilinéaires ou des multivecteurs. On pourrait abusivement considérer qu'un tenseur est une généralisation à n indices du concept de matrice carrée (la matrice possède un indice ligne et un indice colonne — un tenseur peut posséder un nombre arbitraire d'indices inférieurs, covariants, et d'indices supérieurs, contravariants, à ne pas confondre avec des exposants), mais la comparaison s'arrête là car une matrice n'est qu'un simple tableau de nombres qui peut être utilisé pour représenter des objets abstraits, alors que le tenseur est, comme les vecteurs et les applications multilinéaires, un objet abstrait dont les coordonnées changent lorsqu'on passe d'une représentation dans une base donnée à celle dans une autre base. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tenseur ) In mathematics, a tensor is an algebraic object that describes a multilinear relationship between sets of algebraic objects related to a vector space. Tensors may map between different objects such as vectors, scalars, and even other tensors. There are many types of tensors, including scalars and vectors (which are the simplest tensors), dual vectors, multilinear maps between vector spaces, and even some operations such as the dot product. Tensors are defined independent of any basis, although they are often referred to by their components in a basis related to a particular coordinate system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tensor ) Ricci curvature tensor tenseur de courbure de Ricci Tenseur Ricci tenseurs de Ricci Ricci tensor tenseur de Ricci Dans le cadre de la relativité générale, le champ de gravitation est interprété comme une déformation de l'espace-temps. Cette déformation est exprimée à l'aide du tenseur de Ricci. Le tenseur de Ricci est un champ tensoriel d'ordre 2, obtenu comme la trace du tenseur de courbure complet. On peut le considérer comme le laplacien du tenseur métrique riemannien dans le cas des variétés riemaniennes. Le tenseur de Ricci occupe une place importante notamment dans l'équation d'Einstein, équation principale de la relativité générale. C'est aussi un objet fondamental en géométrie différentielle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tenseur_de_Ricci ) In differential geometry, the Ricci curvature tensor, named after Gregorio Ricci-Curbastro, is a geometric object which is determined by a choice of Riemannian or pseudo-Riemannian metric on a manifold. It can be considered, broadly, as a measure of the degree to which the geometry of a given metric tensor differs locally from that of ordinary Euclidean space or pseudo-Euclidean space. The Ricci tensor can be characterized by measurement of how a shape is deformed as one moves along geodesics in the space. In general relativity, which involves the pseudo-Riemannian setting, this is reflected by the presence of the Ricci tensor in the Raychaudhuri equation. Partly for this reason, the Einstein field equations propose that spacetime can be described by a pseudo-Riemannian metric, with a strikingly simple relationship between the Ricci tensor and the matter content of the universe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ricci_curvature ) Weyl curvature tensor tenseur de courbure de Weyl Tenseur Weyl tenseurs de Weyl Weyl tensor tenseur de Weyl En géométrie différentielle, le tenseur de courbure de Weyl, nommé d'après Hermann Weyl, est une mesure de la courbure de l'espace-temps ou, plus généralement, une variété pseudo-rimemannienne. Comme le tenseur de courbure de Riemann, le tenseur de Weyl exprime la force de marée qu'un corps ressent en se déplaçant le long d'une géodésique. Le tenseur de Weyl diffère du tenseur de courbure de Riemann en ce qu'il ne transmet pas des informations sur la façon dont le volume du corps change, mais plutôt comment la forme du corps est distordue par la force de marée. La courbure de Ricci, ou trace du tenseur de Riemann contient précisément les informations sur la façon dont les volumes changent en présence de forces de marée, de sorte que le tenseur de Weyl est la composante sans trace du tenseur de Riemann. Ce tenseur a les mêmes symétries que le tenseur de Riemann, mais satisfait la condition supplémentaire qu'elle est sans trace : la contraction métrique sur toute paire d'indices donne zéro. Ceci est obtenu à partir du tenseur de Riemann en soustrayant un tenseur qui est une expression linéaire dans le tenseur de Ricci. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_tensor ) In differential geometry, the Weyl curvature tensor, named after Hermann Weyl, is a measure of the curvature of spacetime or, more generally, a pseudo-Riemannian manifold. Like the Riemann curvature tensor, the Weyl tensor expresses the tidal force that a body feels when moving along a geodesic. The Weyl tensor differs from the Riemann curvature tensor in that it does not convey information on how the volume of the body changes, but rather only how the shape of the body is distorted by the tidal force. The Ricci curvature, or trace component of the Riemann tensor contains precisely the information about how volumes change in the presence of tidal forces, so the Weyl tensor is the traceless component of the Riemann tensor. This tensor has the same symmetries as the Riemann tensor, but satisfies the extra condition that it is trace-free: metric contraction on any pair of indices yields zero. It is obtained from the Riemann tensor by subtracting a tensor that is a linear expression in the Ricci tensor. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_tensor ) Antisymmetric tensor Tenseur antisymétrique Tenseur antisymétriques antisymmetric tensors tenseurs antisymétriques antisymmetric tensor tenseur antisymétrique En mathématiques et physique théorique, un tenseur est antisymétrique pour les indices i et j si son signe est interchangé lorsqu'on inverse 2 indices. Un tenseur antisymétrique est un tenseur possédant 2 indices pour lesquels il est antisymétrique. Si un tenseur change de signe dès que 2 indices quelconques sont inversés, alors ce tenseur est dit complètement antisymétrique et est aussi nommé forme différentielle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tenseur_antisym%C3%A9trique ) In mathematics and theoretical physics, a tensor is antisymmetric on (or with respect to) an index subset if it alternates sign (+/−) when any two indices of the subset are interchanged. The index subset must generally either be all covariant or all contravariant. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Antisymmetric_tensor ) Stress tensor Tenseur contrainte Tenseur contraintes stress tensors tenseurs de contraintes stress tensor tenseur de contrainte tenseur de Cotton-York Tenseur Cotton tenseurs de Cotton Cotton tensor tenseur de Cotton En géométrie riemannienne, le tenseur de Cotton-York ou tenseur de Cotton est un tenseur principalement utilisé dans les espaces tridimensionnels, car dans de tels espaces, il possède la propriété d'être nul si et seulement si l'espace est conformément plat. Le tenseur de Cotton-York tire son nom des mathématiciens Émile Cotton et James W. York. Certains résultats de Cotton ont été retrouvés indépendamment par York, ce qui justifie l'usage de l'une ou l'autre de ces appellations (Cotton et Cotton-York). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tenseur_de_Cotton-York ) In differential geometry, the Cotton tensor on a (pseudo)-Riemannian manifold of dimension n is a third-order tensor concomitant of the metric. The vanishing of the Cotton tensor for n = 3 is necessary and sufficient condition for the manifold to be conformally flat. By contrast, in dimensions n ≥ 4, the vanishing of the Cotton tensor is necessary but not sufficient for the metric to be conformally flat; instead, the corresponding necessary and sufficient condition in these higher dimensions is the vanishing of the Weyl tensor, while the Cotton tensor just becomes a constant times the divergence of the Weyl tensor. For n < 3 the Cotton tensor is identically zero. The concept is named after Émile Cotton. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cotton_tensor ) Curvature tensor Tenseur courbure Tenseur courbures curvature tensors tenseurs de courbures curvature tensor tenseur de courbure Dans le cas de variétés de dimensions élevées, la courbure est définie en termes de tenseur de courbure, qui décrit ce qui arrive à un vecteur transporté autour d'une petite boucle de la variété. Le tenseur de courbure est l'objet mathématique de base de la théorie générale de la relativité d'Einstein. Elle détermine comment l'inclinaison des cônes de lumière change de temps en temps et de place en place dans l'histoire de l'univers. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/curvature.html#curvature_tensor ) In the case of higher-dimensional manifolds, curvature is defined in terms of a curvature tensor, which describes what happens to a vector that is transported around a small loop of the manifold. The curvature tensor is the basic mathematical object in Einstein's general theory of relativity. It determines how the tipping of light cones changes from time to time and place to place in the history of the universe. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/curvature.html#curvature_tensor ) Strain tensor Tenseur déformation Tenseur déformations strain tensors tenseurs de déformations strain tensor tenseur de déformation stress-energy tensor stress-energy-momentum tensor tenseur énergie-impulsion Energy momentum tensor Tenseur impulsion énergie Tenseur impulsions énergies energy momentum tensor energy momentum tensors energy-momentum tensors stress energy momentum tensor stress energy momentum tensors stress energy tensor stress energy tensors stress-energy tensors stress-energy-momentum tensors tenseur impulsion énergie tenseur énergie impulsion tenseurs impulsion énergies tenseurs impulsion-énergies tenseurs énergie impulsions tenseurs énergie-impulsions energy-momentum tensor tenseur impulsion-énergie Un tenseur (Tμν) lié au tenseur d'Einstein à travers les équations du champ d'Einstein. Le tenseur d'impulsion-énergie dépend de la distribution de l'énergie et de la matière dans l'espace. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=energy-momentum+tensor&formSubmit=Search&showAll=1 ) A tensor (Tμν) related to the Einstein tensor through Einstein's field equations. The energy-momentum tensor depends upon the distribution of the energy and matter in the space. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=energy-momentum+tensor&formSubmit=Search&showAll=1 ) Symmetric tensor Tenseur symétrique Tenseur symétriques symmetric tensors tenseurs symétriques symmetric tensor tenseur symétrique Un tenseur invariant pour toute permutation de ses indices. En d'autres termes, un tenseur qui est égal à son transposé. Par exemple, un tenseur covariant de second ordre Ajk si ses composants satisfont à l'égalité : Ajk = Akj. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=symmetric+tensor&formSubmit=Search&showAll=1 ) A tensor that is invariant under any permutation of its indices. In other words, a tensor that equals its transpose. For example, a second-order covariant tensor Ajk if its components satisfy the equality: Ajk = Akj. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=symmetric+tensor&formSubmit=Search&showAll=1 ) Surface tension Tension superficielle Tension superficielles surface tensions tensions superficielles surface tension tension superficielle La tension superficielle est un phénomène physico-chimique lié aux interactions moléculaires d'un fluide. Elle résulte de l'augmentation de l'énergie à l'interface entre deux fluides. Le système tend vers un équilibre qui correspond à la configuration de plus basse énergie, il modifie donc sa géométrie pour diminuer l'aire de cette interface. La force qui maintient le système dans cette configuration est la tension superficielle. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tension_superficielle ) The inward attraction of the molecules at the surface of a liquid. The reason is that the molecules at the surface do not have other like molecules on all sides of them and consequently they cohere more strongly to those directly associated with them on the surface. Also called surface energy and capillary forces. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=surface+tension&formSubmit=Search&showAll=1 ) Solar terminator Terminateur solaire Terminateur solaires terminateurs terminators terminateur terminator Un terminateur ou zone crépusculaire est une ligne mobile qui divise le côté éclairé et le côté nocturne d'un corps planétaire. Le terminateur est défini comme le lieu de points sur une planète ou une lune où la ligne traversant le centre de son étoile parent est tangente. Un observateur sur le terminateur d'un tel corps en orbite avec une atmosphère connaîtrait le crépuscule en raison de la diffusion de la lumière par des particules dans la couche gazeuse. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Terminator_(solar) ) A terminator or twilight zone is a moving line that divides the daylit side and the dark night side of a planetary body. The terminator is defined as the locus of points on a planet or moon where the line through the center of its parent star is tangent. An observer on the terminator of such an orbiting body with an atmosphere would experience twilight due to light scattering by particles in the gaseous layer. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Terminator_(solar) ) Saturn III Saturne III Tethys Tethys Téthys Téthys (S III Tethys) est l'une des lunes de Saturne. Elle a été découverte en 1684 par Jean-Dominique Cassini alias Giovanni Domenico Cassini. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9thys_(lune) ) Tethys is the fifth largest moon of Saturn. It was discovered by Giovanni Cassini on 21 March 1684, and is also known as Saturn III. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Tethys.html ) Texture Texture textures textures texture texture En cosmologie, une texture est un défaut topologique de l'univers. Ce sont des solitons en quatre dimensions, non localisés. Le concept est dû au cosmologiste sud-africain Neil Turok, qui le proposa en 1989. La théorie des textures constitue une explication concurrente de la théorie inflationniste, que son auteur présente comme une approche "hydrodynamique" de la cosmologie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Texture_(cosmologie) ) In cosmology, a texture is a type of topological defect in the order parameter (typically a scalar field) of a field theory featuring spontaneous symmetry breaking. They are not as localized as the other defects, and are unstable. No textures have been definitively confirmed as having been detected, but their existence is compatible with current theories and observations of the universe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Texture_(cosmology) ) Neptune IV Neptune IV Thalassa Thalassa Thalassa est le deuxième satellite naturel de Neptune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Thalassa_(lune) ) Thalassa is the second moon of Neptune in order from the planet. Thalassa was discovered in Sep 1989 by the Voyager Imaging team. It is named after a daughter of Aether and Hemera in Greek mythology and is also known as Neptune IV. Like the five other inner moons discovered during the 1989 flyby of Voyager 2, Thalassa is among the darkest objects in the Solar System. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Thalassa.html ) Jupiter XIV Jupiter XIV Thebe Thebe Thébé Thébé est un satellite naturel de Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9b%C3%A9_(lune) ) Thebe is the fourth moon of Jupiter; also known as Jupiter XIV. Together with Amalthea, Thebe appears to have supplied the material for Jupiter's Gossamer ring. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Thebe.html ) Orpheus Orphée Theia Théia Théia est une protoplanète hypothétique d’une taille semblable à celle de Mars, qui aurait percuté la Terre il y a environ quatre milliards et demi d’années. Cet événement aurait expulsé dans l'espace de grandes quantités de matière, qui se seraient ensuite agglomérées sous l'effet de la gravitation, donnant naissance à la Lune. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9ia_(impacteur) ) Theia is a hypothesized ancient planet in the early Solar System that, according to the giant-impact hypothesis, collided with the early Earth around 4.5 billion years ago, with some of the resulting ejected debris gathering to form the Moon. In addition to explaining Earth's large satellite, the Theia hypothesis can also explain why Earth's core is larger than expected for a body its size; Theia's core and mantle fused with Earth's core and mantle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Theia_(planet) ) Kolmogorov–Arnold–Moser theorem théorème de Kolmogorov–Arnold–Moser Théorème KAM théorèmes KAM théorèmes de Kolmogorov–Arnold–Moser KAM theorem théorème KAM Le théorème KAM est un théorème de mécanique hamiltonienne qui affirme la persistance de tores invariants sur lesquels le mouvement est quasi périodique, pour les perturbations de certains systèmes hamiltoniens. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9or%C3%A8me_KAM ) The Kolmogorov–Arnold–Moser (KAM) theorem is a result in dynamical systems about the persistence of quasiperiodic motions under small perturbations. The theorem partly resolves the small-divisor problem that arises in the perturbation theory of classical mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kolmogorov%E2%80%93Arnold%E2%80%93Moser_theorem ) Liouville theorem Théorème Liouville théorèmes de Liouville Liouville's theorem théorème de Liouville En physique, le théorème de Liouville, nommé d'après le mathématicien Joseph Liouville, est un théorème utilisé par le formalisme hamiltonien de la mécanique classique, mais aussi en mécanique quantique et en physique statistique. Ce théorème dit que le volume de l'espace des phases est constant le long des trajectoires du système, autrement dit ce volume reste constant dans le temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9or%C3%A8me_de_Liouville_(hamiltonien) ) In physics, Liouville's theorem, named after the French mathematician Joseph Liouville, is a key theorem in classical statistical and Hamiltonian mechanics. It asserts that the phase-space distribution function is constant along the trajectories of the system—that is that the density of system points in the vicinity of a given system point traveling through phase-space is constant with time. This time-independent density is in statistical mechanics known as the classical a priori probability. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Liouville%27s_theorem_(Hamiltonian) ) Noether's first theorem Noether theorem Théorème Noether théorèmes de Noether Noether's theorem théorème de Noether Le théorème de Noether exprime l'équivalence qui existe entre les lois de conservation et l'invariance du lagrangien d'un système par certaines transformations (appelées symétries) des coordonnées. Démontré en 1915 et publié en 1918 par la mathématicienne Emmy Noether à Göttingen, ce théorème fut qualifié par Albert Einstein de "monument de la pensée mathématique" dans une lettre envoyée à David Hilbert en vue de soutenir la carrière de la mathématicienne. Il est abondamment utilisé aujourd'hui par la physique théorique, où tout phénomène est abordé, chaque fois que possible, en matière de symétrie d'espace, de charges électriques, et même de temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9or%C3%A8me_de_Noether_(physique) ) Noether's theorem or Noether's first theorem states that every differentiable symmetry of the action of a physical system with conservative forces has a corresponding conservation law. The theorem was proven by mathematician Emmy Noether in 1915 and published in 1918. The action of a physical system is the integral over time of a Lagrangian function, from which the system's behavior can be determined by the principle of least action. This theorem only applies to continuous and smooth symmetries over physical space. Noether's theorem is used in theoretical physics and the calculus of variations. It reveals the fundamental relation between the symmetries of a physical system and the conservation laws. It also made modern theoretical physicists much more focused on symmetries of physical systems. A generalization of the formulations on constants of motion in Lagrangian and Hamiltonian mechanics (developed in 1788 and 1833, respectively), it does not apply to systems that cannot be modeled with a Lagrangian alone (e.g., systems with a Rayleigh dissipation function). In particular, dissipative systems with continuous symmetries need not have a corresponding conservation law. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Noether%27s_theorem ) Théorème Plancherel théorèmes de Plancherel Plancherel theorem théorème de Plancherel En mathématiques, le théorème de Plancherel (parfois appelé identité de Parseval-Plancherel) est un résultat de l'analyse harmonique, prouvé par Michel Plancherel en 1910. Il indique que l'intégrale du module au carré d'une fonction est égal à l'intégrale du module au carré de son spectre de fréquences. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Plancherel_theorem ) In mathematics, the Plancherel theorem (sometimes called the Parseval–Plancherel identity) is a result in harmonic analysis, proven by Michel Plancherel in 1910. It states that the integral of a function's squared modulus is equal to the integral of the squared modulus of its frequency spectrum. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Plancherel_theorem ) Poynting theorem Théorème Poynting théorèmes de Poynting Poynting's theorem théorème de Poynting Le théorème de Poynting, énoncé par John Henry Poynting, concerne la conservation de l'énergie dans un champ électromagnétique. Il établit une relation entre énergie électromagnétique, effet Joule et le flux du vecteur de Poynting. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9or%C3%A8me_de_Poynting ) In electrodynamics, Poynting's theorem is a statement of conservation of energy for electromagnetic fields developed by British physicist John Henry Poynting. It states that in a given volume, the stored energy changes at a rate given by the work done on the charges within the volume, minus the rate at which energy leaves the volume. It is only strictly true in media which is not dispersive, but can be extended for the dispersive case. The theorem is analogous to the work-energy theorem in classical mechanics, and mathematically similar to the continuity equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poynting%27s_theorem ) Reciprocity theorem Théorème réciprocité Théorème réciprocités reciprocity theorems théorèmes de réciprocités reciprocity theorem théorème de réciprocité Le principe de réciprocité, que l'on retrouve également dans d'autres domaines de la physique, s'exprime dans celui de l'électricité grâce à une relation générale entre les courants et les tensions observés aux interfaces de circuits passifs et linéaires. Ce théorème est une conséquence, en électromagnétisme, du théorème de réciprocité de Lorentz qui permet d'arriver à un résultat similaire par le biais de considérations plus fondamentales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9or%C3%A8me_de_r%C3%A9ciprocit%C3%A9_(%C3%89lectricit%C3%A9) ) In classical electromagnetism, reciprocity refers to a variety of related theorems involving the interchange of time-harmonic electric current densities (sources) and the resulting electromagnetic fields in Maxwell's equations for time-invariant linear media under certain constraints. Reciprocity is closely related to the concept of symmetric operators from linear algebra, applied to electromagnetism. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Reciprocity_(electromagnetism) ) Bifurcation theory Théorie bifurcation Théorie bifurcations bifurcation theories théories des bifurcations bifurcation theory théorie des bifurcations La théorie des bifurcations, en mathématiques et en physique est l'étude de certains aspects des systèmes dynamiques. Une bifurcation intervient lorsqu'un petit changement d'un paramètre physique produit un changement majeur dans l'organisation du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_bifurcations ) Bifurcation theory is the mathematical study of changes in the qualitative or topological structure of a given family of curves, such as the integral curves of a family of vector fields, and the solutions of a family of differential equations. Most commonly applied to the mathematical study of dynamical systems, a bifurcation occurs when a small smooth change made to the parameter values (the bifurcation parameters) of a system causes a sudden 'qualitative' or topological change in its behavior. Bifurcations occur in both continuous systems (described by ordinary, delay or partial differential equations) and discrete systems (described by maps). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Bifurcation_theory ) born-Infeld model Born Infeld theory Théorie Born Infeld born Infeld model born Infeld models born-Infeld models théorie de Born Infeld théories de Born Infeld théories de Born-Infeld Born-Infeld theory théorie de Born-Infeld En physique théorique, le modèle de Born-Infeld est un exemple particulier de ce qui est généralement connu comme une électrodynamique non linéaire. Il a été historiquement introduit dans les années 1930 pour éliminer la divergence de l'auto-énergie de l'électron en électrodynamique classique en introduisant une limite supérieure du champ électrique à l'origine. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Born%E2%80%93Infeld_model ) In theoretical physics, the Born–Infeld model is a particular example of what is usually known as a nonlinear electrodynamics. It was historically introduced in the 1930s to remove the divergence of the electron's self-energy in classical electrodynamics by introducing an upper bound of the electric field at the origin. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Born%E2%80%93Infeld_model ) 2022-09-21 Jordan-Brans-Dicke theory cosmologie de Brans-Dicke cosmologie de Jordan-Brans-Dicke théorie de Jordan-Brans-Dicke Brans Dicke theory Théorie Brans Dicke cosmologie de Brans Dicke cosmologie de Jordan Brans Dicke cosmologies de Brans Dicke cosmologies de Brans-Dicke cosmologies de Jordan Brans Dicke cosmologies de Jordan-Brans-Dicke théorie de Brans Dicke théorie de Jordan Brans Dicke théories de Brans Dicke théories de Brans-Dicke théories de Jordan Brans Dicke théories de Jordan-Brans-Dicke Brans-Dicke theory théorie de Brans-Dicke En physique théorique, la théorie de la gravitation de Brans et Dicke (parfois appelé la théorie de Jordan-Brans-Dicke ou théorie de Dicke-Brans-Jordan, en abrégé théorie DBJ) est un cadre théorique pour expliquer la gravitation. Il est un concurrent de la théorie de la relativité générale d'Einstein. C'est un exemple de théorie tenseur-scalaire, une théorie dans laquelle l'interaction gravitationnelle est transmise par un champ scalaire ainsi que le champ tensoriel de la relativité générale. La constante gravitationnelle G n'est pas présumée constante, mais à l'inverse 1/G est remplacé par un champ scalaire ϕ qui peut varier dans l'espace et le temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Brans_et_Dicke ) In theoretical physics, the Brans–Dicke theory of gravitation (sometimes called the Jordan–Brans–Dicke theory) is a theoretical framework to explain gravitation. It is a competitor to Einstein's theory of general relativity. It is an example of a scalar–tensor theory, a gravitational theory in which the gravitational interaction is mediated by a scalar field as well as the tensor field of general relativity. The gravitational constant G is not presumed to be constant but instead 1/G is replaced by a scalar field ϕ which can vary from place to place and with time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Brans%E2%80%93Dicke_theory ) Catastrophe theory Théorie catastrophe Théorie catastrophes catastrophe theories théories des catastrophes catastrophe theory théorie des catastrophes Dans le domaine de la topologie différentielle, la théorie des catastrophes, fondée par René Thom, est une branche de la théorie des bifurcations qui a pour but de construire le modèle dynamique continu le plus simple pouvant engendrer une morphologie, donnée empiriquement, ou un ensemble de phénomènes discontinus. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_catastrophes ) In mathematics, catastrophe theory is a branch of bifurcation theory in the study of dynamical systems; it is also a particular special case of more general singularity theory in geometry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Catastrophe_theory ) Field theory Théorie champ Théorie champs field theories théories des champs field theory théorie des champs 1) Une théorie qui utilise le concept de champ pour décrire les phénomènes physiques. Il se compose de deux types : la théorie classique des champs et la théorie quantique des champs. 2) Math.: Une branche des mathématiques qui étudie les champs. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=field+theory&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) A theory which uses the concept of field to describe physical phenomena. It consists of two types: classical field theory and quantum field theory. 2) Math.: A branch of mathematics which studies the fields. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=field+theory&formSubmit=Search&showAll=1 ) SUSY model SUSY potential SUSY theory supersymmetric model supersymmetric theory Supersymmetric field theory Théorie champ supersymétrique Théorie champs supersymétriques supersiesmmetric field theories supersiesmmetric theories supersymmetric models théories des champs supersymétriques supersymmetric field theory théorie des champs supersymétriques Lattice field theory Théorie champ sur réseau Théorie champs surs réseaux lattice field theories théories des champs surs réseaux lattice field theory théorie des champs sur réseau En physique, la théorie des champs sur réseau est l'étude des modèles de réseau de la théorie quantique des champs, c'est-à-dire de la théorie des champs sur un espace ou un espace-temps qui a été discrétisé sur un réseau. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Lattice_field_theory ) In physics, lattice field theory is the study of lattice models of quantum field theory, that is, of field theory on a space or spacetime that has been discretised onto a lattice. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lattice_field_theory ) 2022-09-21 Théorie champ unifié Théorie champs unifiés Unified field theory théories des champs unifiés unified field theories théorie des champs unifiés unified field theory En physique, une théorie des champs unifiés (UFT) est un type de théorie des champs qui permet d'écrire tout ce qui est généralement considéré comme des forces fondamentales et des particules élémentaires en termes de paires de champs physiques et virtuels. Selon les découvertes modernes en physique, les forces ne sont pas transmises directement entre les objets en interaction mais sont décrits et interrompus par des entités intermédiaires appelées champs. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Unified_field_theory ) In physics, a unified field theory (UFT) is a type of field theory that allows all that is usually thought of as fundamental forces and elementary particles to be written in terms of a pair of physical and virtual fields. According to the modern discoveries in physics, forces are not transmitted directly between interacting objects but instead are described and interrupted by intermediary entities called fields. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Unified_field_theory ) chaos theories théories des chaos chaos theory théorie du chaos La théorie du chaos est une théorie scientifique rattachée aux mathématiques et à la physique qui étudie le comportement des systèmes dynamiques sensibles aux conditions initiales, un phénomène généralement illustré par l'effet papillon. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_du_chaos ) Chaos theory is an interdisciplinary area of scientific study and branch of mathematics focused on underlying patterns and deterministic laws of dynamical systems that are highly sensitive to initial conditions, and were once thought to have completely random states of disorder and irregularities. Chaos theory states that within the apparent randomness of chaotic complex systems, there are underlying patterns, interconnection, constant feedback loops, repetition, self-similarity, fractals, and self-organization. The butterfly effect, an underlying principle of chaos, describes how a small change in one state of a deterministic nonlinear system can result in large differences in a later state (meaning that there is sensitive dependence on initial conditions). A metaphor for this behavior is that a butterfly flapping its wings in Brazil can cause a tornado in Texas. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chaos_theory ) méthode de Chapman-Enskog Chapman Enskog theory Théorie Chapman Enskog méthode de Chapman Enskog méthodes de Chapman Enskog méthodes de Chapman-Enskog théorie de Chapman Enskog théories de Chapman Enskog théories de Chapman-Enskog Chapman-Enskog theory théorie de Chapman-Enskog À la fin du XIXe siècle on connaît l'équation de Boltzmann qui régit la dynamique du milieu gazeux à l'échelle microscopique et les équations d'Euler et de Navier-Stokes pour le niveau macroscopique. Le passage d'une échelle à l'autre constitue une partie du sixième problème de Hilbert. David Hilbert, auteur des énoncés des problèmes jugés majeurs à la fin du XIXe siècle pose les bases d'une méthode sous forme d'un développement qui porte son nom (1912). Il faudra attendre quelques années pour que Sydney Chapman et David Enskog proposent simultanément et indépendamment en 1916 et 1917 une solution à ce problème. Plus récemment cette méthode a été étendue au cas d'un gaz en déséquilibre thermodynamique, ce dernier aspect étant aujourd'hui encore un domaine de recherche très actif. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thode_de_Chapman-Enskog ) Chapman–Enskog theory provides a framework in which equations of hydrodynamics for a gas can be derived from the Boltzmann equation. The technique justifies the otherwise phenomenological constitutive relations appearing in hydrodynamical descriptions such as the Navier–Stokes equations. In doing so, expressions for various transport coefficients such as thermal conductivity and viscosity are obtained in terms of molecular parameters. Thus, Chapman–Enskog theory constitutes an important step in the passage from a microscopic, particle-based description to a continuum hydrodynamical one. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chapman%E2%80%93Enskog_theory ) Chern Simons theory Théorie Chern Simons théorie de Chern Simons théories de Chern Simons théories de Chern-Simons Chern-Simons theory théorie de Chern-Simons La théorie de Chern-Simons est une théorie quantique des champs topologique introduite par Edward Witten pour étudier les invariants topologiques des variétés de dimension 3. En particulier, elle permet de donner une interprétation physique au polynôme de Jones. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Chern-Simons ) The Chern–Simons theory is a 3-dimensional topological quantum field theory of Schwarz type developed by Edward Witten. It was discovered first by mathematical physicist Albert Schwarz. It is named after mathematicians Shiing-Shen Chern and James Harris Simons, who introduced the Chern–Simons 3-form. In the Chern–Simons theory, the action is proportional to the integral of the Chern–Simons 3-form. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chern%E2%80%93Simons_theory ) Classical field theory Théorie classique champ Théorie classiques champs classical field theories théories classiques des champs classical field theory théorie classique des champs Une théorie classique des champs est une théorie physique qui prédit comment un ou plusieurs champs physiques interagissent avec la matière à travers des équations de champ, sans considérer les effets de la quantification; Les théories qui incorporent la mécanique quantique sont appelées théories quantiques des champs. Dans la plupart des contextes, la "théorie classique des champs" est spécifiquement destinée à décrire l'électromagnétisme et la gravitation, deux des forces fondamentales de la nature. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_field_theory ) A classical field theory is a physical theory that predicts how one or more physical fields interact with matter through field equations, without considering effects of quantization; theories that incorporate quantum mechanics are called quantum field theories. In most contexts, 'classical field theory' is specifically intended to describe electromagnetism and gravitation, two of the fundamental forces of nature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_field_theory ) Cohomology theory Théorie cohomologique Théorie cohomologiques cohomologies theories théories cohomologiques cohomology theory théorie cohomologique conformal field theory théorie conforme des champs Conformal theory Théorie conforme Théorie conformes conformal field theories conformal theories théories conformes théories conformes des champs conformal theory théorie conforme Une théorie conforme des champs ou théorie conforme (en anglais, conformal field theory ou CFT) est une variété particulière de théorie quantique des champs admettant le groupe conforme comme groupe de symétrie. Ce type de théorie est particulièrement étudié lorsque l'espace-temps y est bi-dimensionnel car en ce cas le groupe conforme est de dimension infinie et bien souvent la théorie est alors exactement soluble. Ces théories sont utiles pour décrire certains systèmes physiques réels se comportant effectivement comme des systèmes bidimensionnels, mais également dans des domaines plus théoriques telle la théorie des cordes où la quantification du modèle sigma non linéaire vivant sur la surface d'univers d'une corde est une théorie conforme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_conforme_des_champs ) A conformal field theory (CFT) is a quantum field theory that is invariant under conformal transformations. In two dimensions, there is an infinite-dimensional algebra of local conformal transformations, and conformal field theories can sometimes be exactly solved or classified. Conformal field theory has important applications to condensed matter physics, statistical mechanics, quantum statistical mechanics, and string theory. Statistical and condensed matter systems are indeed often conformally invariant at their thermodynamic or quantum critical points. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Conformal_field_theory ) 2022-09-21 String theory Théorie corde Théorie cordes string theories théories des cordes string theory théorie des cordes En physique fondamentale, la théorie des cordes est un cadre théorique dans lequel les particules ponctuelles de la physique des particules sont représentées par des objets unidimensionnels appelés cordes. La théorie décrit comment ces cordes se propagent dans l'espace et interagissent les unes avec les autres. Sur des échelles de distance supérieures à l'échelle de la corde, cette dernière ressemble à une particule ordinaire, avec ses propriétés de masse, de charge et autres, déterminées par l'état vibratoire de la corde. En théorie des cordes, l'un de ces états vibratoires correspond au graviton, une particule décrite par la mécanique quantique qui véhicule l'interaction gravitationnelle. Ainsi, la théorie des cordes est une théorie de la gravité quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_cordes ) In physics, string theory is a theoretical framework in which the point-like particles of particle physics are replaced by one-dimensional objects called strings. String theory describes how these strings propagate through space and interact with each other. On distance scales larger than the string scale, a string looks just like an ordinary particle, with its mass, charge, and other properties determined by the vibrational state of the string. In string theory, one of the many vibrational states of the string corresponds to the graviton, a quantum mechanical particle that carries the gravitational force. Thus, string theory is a theory of quantum gravity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/String_theory ) Scattering theory Théorie diffusion Théorie diffusions scattering theories théories des diffusions scattering theory théorie de la diffusion En mathématiques et en physique, la théorie de la diffusion est un cadre pour étudier et comprendre la diffusion des ondes et des particules. La diffusion des ondes correspond à la collision et à la diffusion d'une onde avec un objet matériel, par exemple la lumière du Soleil dispersée par des gouttes de pluie pour former un arc-en-ciel. La diffusion comprend également l'interaction des boules de billard sur une table, la diffusion de Rutherford (ou le changement d'angle) des particules alpha par des noyaux d'or, la diffusion de Bragg (ou la diffraction) des électrons et des rayons X par un amas d'atomes et la diffusion inélastique d'un fragment de fission lorsqu'il traverse une feuille mince. Plus précisément, la diffusion consiste en l'étude de la façon dont les solutions d'équations aux dérivées partielles, se propageant librement "dans le passé lointain", se réunissent et interagissent les unes avec les autres ou avec une condition aux limites, puis se propagent "dans l'avenir lointain". Le problème de diffusion directe est le problème de la détermination de la distribution du flux diffusé de particules/rayonnement en se basant sur les caractéristiques du diffuseur. Le problème de diffusion inverse est le problème de déterminer les caractéristiques d'un objet (par exemple, sa forme, constitution interne) à partir des données de mesure du rayonnement ou des particules diffusées par l'objet. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Scattering_theory ) In mathematics and physics, scattering theory is a framework for studying and understanding the scattering of waves and particles. Wave scattering corresponds to the collision and scattering of a wave with some material object, for instance sunlight scattered by rain drops to form a rainbow. Scattering also includes the interaction of billiard balls on a table, the Rutherford scattering (or angle change) of alpha particles by gold nuclei, the Bragg scattering (or diffraction) of electrons and X-rays by a cluster of atoms, and the inelastic scattering of a fission fragment as it traverses a thin foil. More precisely, scattering consists of the study of how solutions of partial differential equations, propagating freely "in the distant past", come together and interact with one another or with a boundary condition, and then propagate away "to the distant future". The direct scattering problem is the problem of determining the distribution of scattered radiation/particle flux basing on the characteristics of the scatterer. The inverse scattering problem is the problem of determining the characteristics of an object (e.g., its shape, internal constitution) from measurement data of radiation or particles scattered from the object. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Scattering_theory ) modèle dynamo Dynamo theory Théorie dynamo Théorie dynamos diesnamo theories modèles dynamos théories dynamos dynamo theory théorie dynamo En physique, la théorie dynamo propose un mécanisme par lequel un corps céleste comme la Terre ou une étoile génère un champ magnétique. La théorie dynamo décrit le processus par lequel un fluide rotatif, convectif et conducteur électrique peut maintenir un champ magnétique sur des échelles de temps astronomiques. On pense qu'une dynamo est la source du champ magnétique de la Terre et des champs magnétiques de Mercure et des planètes joviennes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamo_theory ) In physics, the dynamo theory proposes a mechanism by which a celestial body such as Earth or a star generates a magnetic field. The dynamo theory describes the process through which a rotating, convecting, and electrically conducting fluid can maintain a magnetic field over astronomical time scales. A dynamo is thought to be the source of the Earth's magnetic field and the magnetic fields of Mercury and the Jovian planets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Dynamo_theory ) 2022-10-04 Einstein Cartan theory Théorie Einstein Cartan théorie d'Einstein Cartan théories d'Einstein Cartan théories d'Einstein-Cartan Einstein-Cartan theory théorie d'Einstein-Cartan En physique théorique, la théorie d'Einstein-Cartan, également connue sous le nom de théorie d'Einstein-Cartan-Sciama-Kibble, est une théorie classique (c'est-à-dire ne tenant pas compte de la physique quantique) de la gravitation, similaire à la relativité générale. La théorie a été proposée par Élie Cartan en 1922 et détaillée dans les années suivantes. Elle a été renouvelée entre les années 1960-1976 par Dennis Sciama et Tom Kibble, et est toujours un sujet de recherche au début du XXIe siècle (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_d%27Einstein-Cartan ) In theoretical physics, the Einstein–Cartan theory, also known as the Einstein–Cartan–Sciama–Kibble theory, is a classical theory of gravitation similar to general relativity. The theory was first proposed by Élie Cartan in 1922. Einstein–Cartan theory is the simplest Poincaré gauge theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Einstein%E2%80%93Cartan_theory ) 2022-10-04 Everett interpretation Everett theory many-universes interpretation multiverse theory theory of the universal wavefunction théorie des mondes multiples théorie des mondes parallèles théorie des observateurs multiples théorie des états relatifs many universes interpretation many universes interpretations many worlds interpretation many worlds interpretations many-universes interpretations many-worlds interpretations multiverse theories theorys of the universal wavefunction théories d'Everett théories des mondes multiples théories des mondes parallèles théories des observateurs multiples théories des états relatifs many-worlds interpretation théorie d'Everett La théorie d'Everett, appelée parfois théorie des états relatifs, théorie des mondes multiples (many-worlds) ou théorie des observateurs multiples (many-minds), est une formulation de la mécanique quantique fondée uniquement sur l'évolution déterministe de l’équation de Schrödinger, qui, appliquée à l’univers entier, régit son état quantique. Il ne s'agit pas d'une théorie au sens strict, mais d'une interprétation de la mécanique quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_d%27Everett ) The many-worlds interpretation (MWI) is an interpretation of quantum mechanics that asserts that the universal wavefunction is objectively real, and that there is no wave function collapse. This implies that all possible outcomes of quantum measurements are physically realized in some "world" or universe. In contrast to some other interpretations, such as the Copenhagen interpretation, the evolution of reality as a whole in MWI is rigidly deterministic and local. Many-worlds is also called the relative state formulation or the Everett interpretation, after physicist Hugh Everett, who first proposed it in 1957. Bryce DeWitt popularized the formulation and named it many-worlds in the 1970s. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Many-worlds_interpretation ) ergodicity ergodicité Ergodic theory Théorie ergodique Théorie ergodiques ergodic theories ergodicities ergodicités théories ergodiques ergodic theory théorie ergodique La théorie ergodique est une branche des mathématiques née de l'étude de l'hypothèse ergodique formulée par le physicien Ludwig Boltzmann en 1871 pour sa théorie cinétique des gaz. Il y a ergodicité si plusieurs analyses statistiques différentes et séparées sur un même sujet produisent un résultat suffisamment comparable. La théorie a connu de nombreux développements en relation étroite avec la théorie des systèmes dynamiques et la théorie du chaos. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_ergodique ) Ergodic theory (Greek: ἔργον ergon "work", ὁδός hodos "way") is a branch of mathematics that studies statistical properties of deterministic dynamical systems; it is the study of ergodicity. In this context, statistical properties means properties which are expressed through the behavior of time averages of various functions along trajectories of dynamical systems. The notion of deterministic dynamical systems assumes that the equations determining the dynamics do not contain any random perturbations, noise, etc. Thus, the statistics with which we are concerned are properties of the dynamics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ergodic_theory ) 2022-09-21 GUT grand unified theory Grand unification theory Théorie grande unification Théorie grandes unifications grand unification theories grand unified theories théories des grandes unifications grand unification theory théorie de la grande unification En physique théorique, une théorie de grande unification, encore appelée GUT (pour Grand Unified Theory en anglais) est un modèle de la physique des particules dans lequel les trois interactions de jauge du modèle standard (électromagnétique, nucléaire faible et nucléaire forte) se fusionnent en une seule à hautes énergies. Cette interaction unifiée est caractérisée par une symétrie de jauge plus grande et donc plusieurs vecteurs de force, mais une seule constante de couplage unifiée. Si une Grande Unification est vérifiée dans la nature, alors il est possible que dans le tout début de l'univers il ait existé une ère de grande unification dans laquelle les forces fondamentales ne faisaient qu'une. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Grande_unification ) A Grand Unified Theory (GUT) is a model in particle physics in which, at high energies, the three gauge interactions of the Standard Model comprising the electromagnetic, weak, and strong forces are merged into a single force. Although this unified force has not been directly observed, many GUT models theorize its existence. If unification of these three interactions is possible, it raises the possibility that there was a grand unification epoch in the very early universe in which these three fundamental interactions were not yet distinct. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Grand_Unified_Theory ) Group theory Théorie groupe Théorie groupes group theories théories des groupes group theory théorie des groupes En mathématique, plus précisément en algèbre générale, la théorie des groupes est la discipline qui étudie les structures algébriques appelées groupes. Le développement de la théorie des groupes est issu de la théorie des nombres, de la théorie des équations algébriques et de la géométrie. La théorie des groupes est étroitement liée à la théorie des représentations. Ensemble, elles ont plusieurs applications en physique théorique, chimie, science des matériaux et cryptographie asymétrique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_groupes ) In abstract algebra, group theory studies the algebraic structures known as groups. The concept of a group is central to abstract algebra: other well-known algebraic structures, such as rings, fields, and vector spaces, can all be seen as groups endowed with additional operations and axioms. Groups recur throughout mathematics, and the methods of group theory have influenced many parts of algebra. Linear algebraic groups and Lie groups are two branches of group theory that have experienced advances and have become subject areas in their own right. Various physical systems, such as crystals and the hydrogen atom, and three of the four known fundamental forces in the universe, may be modelled by symmetry groups. Thus group theory and the closely related representation theory have many important applications in physics, chemistry, and materials science. Group theory is also central to public key cryptography. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Group_theory ) Homotopy theory Théorie homotopie Théorie homotopies homotopies theories théories des homotopies homotopy theory théorie de l'homotopie La théorie de l'homotopie est une branche des mathématiques issue de la topologie algébrique dans laquelle les espaces et applications sont considérés à homotopie près. La notion topologique de déformation est étendue à des contextes algébriques notamment via les structures de complexe différentiel puis d’algèbre A∞. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_l%27homotopie ) In mathematics, homotopy theory is a systematic study of situations in which maps can come with homotopies between them. It originated as a topic in algebraic topology but nowadays is studied as an independent discipline. Besides algebraic topology, the theory has also been used in other areas of mathematics such as algebraic geometry (e.g., A homotopy theory) and category theory (specifically the study of higher categories). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Homotopy_theory ) champ de jauge gauge field modèle de jauge Gauge theory Théorie jauge Théorie jauges champs de jauges gauge fields gauge theories modèles de jauges théories de jauges gauge theory théorie de jauge En physique théorique, une théorie de jauge est une théorie des champs basée sur un groupe de symétrie locale, appelé groupe de jauge, définissant une "invariance de jauge". Le prototype le plus simple de théorie de jauge est l'électrodynamique classique de Maxwell. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_jauge ) In physics, a gauge theory is a type of field theory in which the Lagrangian (and hence the dynamics of the system itself) does not change (is invariant) under local transformations according to certain smooth families of operations (Lie groups). The term gauge refers to any specific mathematical formalism to regulate redundant degrees of freedom in the Lagrangian of a physical system. The transformations between possible gauges, called gauge transformations, form a Lie group—referred to as the symmetry group or the gauge group of the theory. Associated with any Lie group is the Lie algebra of group generators. For each group generator there necessarily arises a corresponding field (usually a vector field) called the gauge field. Gauge fields are included in the Lagrangian to ensure its invariance under the local group transformations (called gauge invariance). When such a theory is quantized, the quanta of the gauge fields are called gauge bosons. If the symmetry group is non-commutative, then the gauge theory is referred to as non-abelian gauge theory, the usual example being the Yang–Mills theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Gauge_theory ) Kaluza Klein theory Théorie Kaluza Klein théorie de Kaluza Klein théories de Kaluza Klein théories de Kaluza-Klein Kaluza-Klein theory théorie de Kaluza-Klein En physique, la théorie de Kaluza-Klein (encore appelée théorie de KK) est historiquement le premier modèle ayant tenté d'unifier les deux interactions fondamentales que sont la gravitation et l'électromagnétisme. En 1919, Theodor Kaluza proposa sa découverte à Einstein qui l'accepta. La théorie a été présentée pour la première fois dans une publication en 1921 et fut découverte par le mathématicien allemand Theodor Kaluza qui a étendu la relativité générale au cas d'un espace-temps à 5 dimensions. Les équations d'une telle théorie peuvent être décomposées en des équations d'Einstein correspondant à l'espace-temps usuel à 4 dimensions d'une part, les équations de Maxwell décrivant l'électromagnétisme en 4 dimensions d'autre part et enfin l'équation de Klein-Gordon régissant la dynamique d'un champ scalaire supplémentaire appelé le radion. En 1926 le physicien suédois Oskar Klein adjoignit une nouveauté à la théorie de Kaluza en donnant à la 5e dimension une forme enroulée et une longueur extrêmement petite. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Kaluza-Klein ) In physics, Kaluza–Klein theory (KK theory) is a classical unified field theory of gravitation and electromagnetism built around the idea of a fifth dimension beyond the common 4D of space and time and considered an important precursor to string theory. Gunnar Nordström had an earlier, similar idea. But in that case, a fifth component was added to the electromagnetic vector potential, representing the Newtonian gravitational potential, and writing the Maxwell equations in five dimensions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Kaluza%E2%80%93Klein_theory ) Théorie Landau théories de Landau Landau theory théorie de Landau En physique, la théorie de Landau est une théorie des transitions de phases. Elle doit son nom au théoricien russe Lev Landau. Cette théorie repose sur un développement polynomial de l'énergie libre en fonction d'un paramètre, appelé paramètre d'ordre, au voisinage de la transition. Cette théorie s'applique aux transitions de phases marquées par la perte de certains éléments de symétrie. La forme du potentiel de Landau est alors contrainte par les symétries des phases en présence, et peut être donnée par la théorie des groupes. De fait, la théorie de Landau constitue la première application de la théorie des groupes à la thermodynamique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Landau ) Landau theory in physics is a theory that Lev Landau introduced in an attempt to formulate a general theory of continuous (i.e., second-order) phase transitions. It can also be adapted to systems under externally-applied fields, and used as a quantitative model for discontinuous (i.e., first-order) transitions. Although the theory has now been superseded by the renormalization group and scaling theory formulations, it remains an exceptionally broad and powerful framework for phase transitions, and the associated concept of the order parameter as a descriptor of the essential character of the transition has proven transformative. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Landau_theory ) Yang-Lee theory théorie de Yang-Lee Lee Yang theory Théorie Lee Yang théorie de Lee Yang théorie de Yang Lee théories de Lee Yang théories de Lee-Yang théories de Yang Lee théories de Yang-Lee Lee-Yang theory théorie de Lee-Yang En mécanique statistique, la théorie de Lee-Yang, parfois également connue sous le nom de théorie de Yang-Lee, est une théorie scientifique qui cherche à décrire les transitions de phase dans de grands systèmes physiques dans la limite thermodynamique basée sur les propriétés de petits systèmes de taille finie. La théorie tourne autour des zéros complexes des fonctions de partition des systèmes de taille finie et comment ceux-ci peuvent révéler l'existence de transitions de phase dans la limite thermodynamique. La théorie de Lee-Yang constitue une partie indispensable des théories des transitions de phase. Développée à l'origine pour le modèle Ising, la théorie a été étendue et appliquée à un large éventail de modèles et de phénomènes, notamment le repliement des protéines, la percolation, les réseaux complexes et les fermetures à glissière moléculaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Lee%E2%80%93Yang_theory ) In statistical mechanics, Lee–Yang theory, sometimes also known as Yang–Lee theory, is a scientific theory which seeks to describe phase transitions in large physical systems in the thermodynamic limit based on the properties of small, finite-size systems. The theory revolves around the complex zeros of partition functions of finite-size systems and how these may reveal the existence of phase transitions in the thermodynamic limit. Lee–Yang theory constitutes an indispensable part of the theories of phase transitions. Originally developed for the Ising model, the theory has been extended and applied to a wide range of models and phenomena, including protein folding, percolation, complex networks, and molecular zippers. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lee%E2%80%93Yang_theory ) Liouville field theory Théorie Liouville théories de Liouville Liouville theory théorie de Liouville En physique, la théorie du champ de Liouville (ou simplement la théorie de Liouville) est une théorie conforme bidimensionnelle du champ dont l'équation classique du mouvement est une généralisation de l'équation de Liouville. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Liouville_field_theory ) In physics, Liouville field theory (or simply Liouville theory) is a two-dimensional conformal field theory whose classical equation of motion is a generalization of Liouville's equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Liouville_field_theory ) membrane theory théorie des membranes M theory Théorie M membrane theories théories M théories des membranes M-theory théorie M La théorie M est une théorie physique devant unifier les différentes versions de la théorie des supercordes. L'existence de cette théorie fut conjecturée par Edward Witten en 1995, lors d'un colloque sur la théorie des cordes à l'Université de Californie du Sud. Cette annonce engendra un tourbillon de nouvelles recherches, qu'on a appelé la "seconde révolution des supercordes". Selon Witten le M de théorie M peut signifier magie, mystère ou membrane au choix, et le véritable sens ne s'imposera que quand la théorie sera formulée définitivement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_M ) M-theory is a theory in physics that unifies all consistent versions of superstring theory. Edward Witten first conjectured the existence of such a theory at a string theory conference at the University of Southern California in 1995. Witten's announcement initiated a flurry of research activity known as the second superstring revolution. Prior to Witten's announcement, string theorists had identified five versions of superstring theory. Although these theories initially appeared to be very different, work by many physicists showed that the theories were related in intricate and nontrivial ways. Physicists found that apparently distinct theories could be unified by mathematical transformations called S-duality and T-duality. Witten's conjecture was based in part on the existence of these dualities and in part on the relationship of the string theories to a field theory called eleven-dimensional supergravity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/M-theory ) Majorana fermion fermion de Majorana Majorana theory Théorie Majorana fermions de Majorana particules de Majorana Majorana particle particule de Majorana En physique des particules, une particule de Majorana ou fermion de Majorana est un fermion qui est sa propre antiparticule. Ces particules sont nommées en hommage au physicien Ettore Majorana, qui a proposé ce modèle en établissant l'équation qui porte son nom. Ce terme est parfois utilisé en opposition aux particules de Dirac (ou fermions de Dirac) qui ont une antiparticule différente d'elles-mêmes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Particule_de_Majorana ) A Majorana fermion, also referred to as a Majorana particle, is a fermion that is its own antiparticle. They were hypothesised by Ettore Majorana in 1937. The term is sometimes used in opposition to a Dirac fermion, which describes fermions that are not their own antiparticles. With the exception of neutrinos, all of the Standard Model fermions are known to behave as Dirac fermions at low energy (lower than the electroweak symmetry breaking temperature), and none are Majorana fermions. The nature of the neutrinos is not settled – they may turn out to be either Dirac or Majorana fermions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Majorana_fermion ) Operator theory Théorie opérateur Théorie opérateurs operator theories théories des opérateurs operator theory théorie des opérateurs En mathématiques, la théorie des opérateurs est l'étude des opérateurs linéaires sur les espaces de fonctions, en commençant par les opérateurs différentiels et les opérateurs intégraux. Les opérateurs peuvent être présentés de manière abstraite par leurs caractéristiques, tels que les opérateurs linéaires délimités ou les opérateurs fermés, et une considération peut être accordée aux opérateurs non linéaires. L'étude, qui dépend fortement de la topologie des espaces de fonctions, est une branche de l'analyse fonctionnelle. Si une collection d'opérateurs forme une algèbre sur un champ, il s'agit d'une algèbre d'opérateurs. La description des algèbres dopérateurs fait partie de la théorie des opérateurs. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Operator_theory ) In mathematics, operator theory is the study of linear operators on function spaces, beginning with differential operators and integral operators. The operators may be presented abstractly by their characteristics, such as bounded linear operators or closed operators, and consideration may be given to nonlinear operators. The study, which depends heavily on the topology of function spaces, is a branch of functional analysis. If a collection of operators forms an algebra over a field, then it is an operator algebra. The description of operator algebras is part of operator theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Operator_theory ) Perturbation theory Théorie perturbation Théorie perturbations perturbation theories théories des perturbations perturbation theory théorie des perturbations En mécanique quantique, la théorie de la perturbation, ou théorie des perturbations, est un ensemble de schémas d'approximations liée à une perturbation mathématique utilisée pour décrire un système quantique complexe de façon simplifiée. L'idée est de partir d'un système simple et d'appliquer graduellement un hamiltonien "perturbant" qui représente un écart léger par rapport à l'équilibre du système (perturbation). Si la perturbation n'est pas trop importante, les différentes quantités physiques associées avec le système perturbé (comme ses niveaux d'énergie et états propres) seront générés de manière continue à partir de ceux du système simple. On peut donc étudier le premier à partir des connaissances sur le dernier. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_la_perturbation_(m%C3%A9canique_quantique) ) In quantum mechanics, perturbation theory is a set of approximation schemes directly related to mathematical perturbation for describing a complicated quantum system in terms of a simpler one. The idea is to start with a simple system for which a mathematical solution is known, and add an additional "perturbing" Hamiltonian representing a weak disturbance to the system. If the disturbance is not too large, the various physical quantities associated with the perturbed system (e.g. its energy levels and eigenstates) can be expressed as "corrections" to those of the simple system. These corrections, being small compared to the size of the quantities themselves, can be calculated using approximate methods such as asymptotic series. The complicated system can therefore be studied based on knowledge of the simpler one. In effect, it is describing a complicated unsolved system using a simple, solvable system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Perturbation_theory_(quantum_mechanics) ) Probability theory Théorie probabilité Théorie probabilités probabilities theories théories des probabilités probability theory théorie des probabilités La théorie des probabilités en mathématiques est l'étude des phénomènes caractérisés par le hasard et l'incertitude. Elle forme avec la statistique les deux sciences du hasard qui sont partie intégrante des mathématiques. Les débuts de l'étude des probabilités correspondent aux premières observations du hasard dans les jeux ou dans les phénomènes climatiques par exemple. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_probabilit%C3%A9s ) Probability theory is the branch of mathematics concerned with probability. Although there are several different probability interpretations, probability theory treats the concept in a rigorous mathematical manner by expressing it through a set of axioms. Typically these axioms formalise probability in terms of a probability space, which assigns a measure taking values between 0 and 1, termed the probability measure, to a set of outcomes called the sample space. Any specified subset of the sample space is called an event. Central subjects in probability theory include discrete and continuous random variables, probability distributions, and stochastic processes (which provide mathematical abstractions of non-deterministic or uncertain processes or measured quantities that may either be single occurrences or evolve over time in a random fashion). Although it is not possible to perfectly predict random events, much can be said about their behavior. Two major results in probability theory describing such behaviour are the law of large numbers and the central limit theorem. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Probability_theory ) Rarita-Schwinger field champ de Rarita-Schwinger Rarita Schwinger theory Théorie Rarita Schwinger champ de Rarita Schwinger champs de Rarita Schwinger champs de Rarita-Schwinger équation de Rarita Schwinger équations de Rarita Schwinger équations de Rarita-Schwinger Rarita-Schwinger equation équation de Rarita-Schwinger En physique théorique, l’équation de Rarita-Schwinger décrit le comportement des fermions de spin –3/2. Cette équation est similaire à celle de Dirac qui s'applique aux particules élémentaires de spins demi-entiers, comme les électrons. Elle a été formulée pour la première fois par William Rarita et Julian Schwinger en 1941. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quation_de_Rarita-Schwinger ) In theoretical physics, the Rarita–Schwinger equation is the relativistic field equation of spin-3/2 fermions. It is similar to the Dirac equation for spin-1/2 fermions. This equation was first introduced by William Rarita and Julian Schwinger in 1941. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rarita%E2%80%93Schwinger_equation ) Regge gravity Regge model modèle de Regge Théorie Regge modèles de Regge théories de Regge Regge theory théorie de Regge En physique quantique, la théorie de Regge est l'étude des propriétés analytiques de la diffusion en fonction du moment angulaire, où le moment angulaire n'est pas limité à multiple entier de ħ mais est autorisé à prendre toute valeur complexe. La théorie non relativiste a été développée par Tullio Regge en 1959. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Regge_theory ) In quantum physics, Regge theory is the study of the analytic properties of scattering as a function of angular momentum, where the angular momentum is not restricted to be an integer multiple of ħ but is allowed to take any complex value. The nonrelativistic theory was developed by Tullio Regge in 1959. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Regge_theory ) Representation theory Théorie représentation Théorie représentations representation theories théories des représentations representation theory théorie des représentations La théorie des représentations est une branche des mathématiques qui étudie les structures algébriques abstraites en représentant leurs éléments comme des transformations linéaires d'espaces vectoriels, et qui étudie les modules sur ces structures algébriques abstraites. Essentiellement, une représentation concrétise un objet algébrique abstrait en décrivant ses éléments par des matrices et les opérations sur ces éléments en termes d'addition matricielle et de produit matriciel. Parmi les objets algébriques qui se prêtent à une telle approche figurent les groupes, les algèbres associatives et les algèbres de Lie. La théorie primordiale des représentations est celle des représentations de groupes, où les éléments d'un groupe sont représentés par des matrices inversibles de telle façon que la loi du groupe corresponde au produit matriciel. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_repr%C3%A9sentations ) Representation theory is a branch of mathematics that studies abstract algebraic structures by representing their elements as linear transformations of vector spaces, and studies modules over these abstract algebraic structures. In essence, a representation makes an abstract algebraic object more concrete by describing its elements by matrices and their algebraic operations (for example, matrix addition, matrix multiplication). The theory of matrices and linear operators is well-understood, so representations of more abstract objects in terms of familiar linear algebra objects helps glean properties and sometimes simplify calculations on more abstract theories. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Representation_theory ) 2022-09-21 théorie scalaire-tenseur théorie tenseur-scalaire Scalar tensor theory Théorie scalaire tensorielle Théorie scalaires tensorielles scalar tensor theories scalar tensor theory scalar-tensor theories théorie scalaire tenseur théorie scalaire tensorielle théorie tenseur scalaire théories scalaire tenseurs théories scalaire tensorielles théories scalaire-tenseurs théories scalaire-tensorielles théories tenseur scalaires théories tenseur-scalaires scalar-tensor theory théorie scalaire-tensorielle L'expression théorie tenseur-scalaire, ou théorie scalaire-tenseur désigne une théorie relativiste de la gravitation dans laquelle le champ gravitationnel est déterminé non seulement par la métrique de l'espace (comme en relativité générale), mais aussi par une autre quantité appelée champ scalaire. La théorie de Brans et Dicke est l'exemple le plus connu de théorie tenseur-scalaire. La version relativiste de la théorie MOND est un autre exemple, quoique faisant appel à une structure encore plus complexe qu'une théorie tenseur scalaire ordinaire, puisque plus d'objets qu'un champ scalaire supplémentaire sont nécessaires pour décrire cette théorie. On parle alors de gravité tenseur-vecteur-scalaire, ou plus communément TeVeS pour décrire cette théorie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_tenseur-scalaire ) In theoretical physics, a scalar–tensor theory is a field theory that includes both a scalar field and a tensor field to represent a certain interaction. For example, the Brans–Dicke theory of gravitation uses both a scalar field and a tensor field to mediate the gravitational interaction. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Scalar%E2%80%93tensor_theory ) Seiberg Witten theory Théorie Seiberg Witten théorie de Seiberg Witten théories de Seiberg Witten théories de Seiberg-Witten Seiberg-Witten theory théorie de Seiberg-Witten En physique théorique, la théorie de Seiberg-Witten désigne la méthode employée par Seiberg et Witten pour calculer exactement la théorie effective des théories de jauge supersymétriques avec supersymétrie étendue N = 2. En utilisant les propriétés d'holomorphisme des paramètres du Lagrangien sur l'espace de modules de la théorie, et en mettant à profit la connaissance de la théorie effective dans la limite classique, ils ont pu de façon remarquable prouver l'existence du confinement dans ces modèles par l'intermédiaire de la condensation de monopôles magnétiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Seiberg-Witten ) In theoretical physics, Seiberg–Witten theory is a theory that determines an exact low-energy effective action (for massless degrees of freedom) of a N = 2 supersymmetric gauge theory—namely the metric of the moduli space of vacua. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Seiberg%E2%80%93Witten_theory ) 2022-09-21 Spectral theory Théorie spectrale Théorie spectrales spectral theories théories spectrales spectral theory théorie spectrale En mathématiques, et plus particulièrement en analyse, une théorie spectrale est une théorie étendant à des opérateurs définis sur des espaces fonctionnels généraux la théorie élémentaire des valeurs propres et des vecteurs propres de matrices. Bien que ces idées viennent au départ du développement de l'algèbre linéaire, elles sont également liées à l'étude des fonctions analytiques, parce que les propriétés spectrales d'un opérateur sont liées à celles de fonctions analytiques sur les valeurs de son spectre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_spectrale ) In mathematics, spectral theory is an inclusive term for theories extending the eigenvector and eigenvalue theory of a single square matrix to a much broader theory of the structure of operators in a variety of mathematical spaces. It is a result of studies of linear algebra and the solutions of systems of linear equations and their generalizations. The theory is connected to that of analytic functions because the spectral properties of an operator are related to analytic functions of the spectral parameter. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_theory ) Superstring theory Théorie supercorde Théorie supercordes superstring theories théories des supercordes superstring theory théorie des supercordes La théorie des supercordes est une tentative pour expliquer l'existence de toutes les particules et forces fondamentales de la nature, en les modélisant comme les vibrations de minuscules cordes supersymétriques. Au début du XXIe siècle, elle est considérée comme la plus féconde des théories pour une gravité quantique, même si elle souffre des mêmes défauts que la théorie des cordes en raison de l'impossibilité de la vérifier par l'expérimentation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_des_supercordes ) Superstring theory is an attempt to explain all of the particles and fundamental forces of nature in one theory by modeling them as vibrations of tiny supersymmetric strings. 'Superstring theory' is a shorthand for supersymmetric string theory because unlike bosonic string theory, it is the version of string theory that accounts for both fermions and bosons and incorporates supersymmetry to model gravity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Superstring_theory ) 2022-09-21 theorys of everything théories des touts theory of everything théorie du tout La théorie du tout est une théorie physique susceptible de décrire de manière cohérente et unifiée l'ensemble des interactions fondamentales. Une telle théorie n'a pas été découverte à l'heure actuelle, principalement en raison de l'impossibilité de trouver une description de la gravitation qui soit compatible avec le modèle standard de la physique des particules, qui est le cadre théorique utilisé pour la description des trois autres interactions connues (électromagnétisme, interaction faible et interaction forte). L'unification théorique des quatre interactions fondamentales régissant la physique dans son ensemble porte aussi le nom de superforce. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_du_tout ) A theory of everything (TOE or TOE/ToE), final theory, ultimate theory, unified field theory or master theory is a hypothetical, singular, all-encompassing, coherent theoretical framework of physics that fully explains and links together all aspects of the universe.  Finding a theory of everything is one of the major unsolved problems in physics. String theory and M-theory have been proposed as theories of everything. Over the past few centuries, two theoretical frameworks have been developed that, together, most closely resemble a theory of everything. These two theories upon which all modern physics rests are general relativity and quantum mechanics. General relativity is a theoretical framework that only focuses on gravity for understanding the universe in regions of both large scale and high mass: planets, stars, galaxies, clusters of galaxies etc. On the other hand, quantum mechanics is a theoretical framework that only focuses on the three non-gravitational forces for understanding the universe in regions of both very small scale and low mass: subatomic particles, atoms, molecules, etc. Quantum mechanics successfully implemented the Standard Model that describes the three non-gravitational forces: strong nuclear, weak nuclear, and electromagnetic force – as well as all observed elementary particles. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Theory_of_everything ) Théorie unifiée Théorie unifiées Unified theory théories unifiées unified theories théorie unifiée unified theory SYM theory YM theory Yang-Mills field champ de Yang-Mills équation de Yang-Mills Théorie Yang Mills Théorie de Yang Mills Yang Mills theory champ de Yang Mills champs de Yang Mills champs de Yang-Mills équation de Yang Mills équations de Yang Mills équations de Yang-Mills Théorie de Yang-Mills Yang-Mills theory Une théorie de Yang-Mills est un type de théorie de jauge non abélienne, dont le premier exemple a été introduit dans les années 1950 par les physiciens Chen Ning Yang et Robert Mills pour obtenir une description cohérente de la force nucléaire responsable de la cohésion des protons-neutrons dans le noyau. Depuis, on s'est rendu compte que ce type de théorie, une fois incorporé dans le cadre de la théorie quantique des champs, permet une description de l'ensemble des interactions fondamentales de la physique des particules et est à la base conceptuelle du modèle standard. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Th%C3%A9orie_de_Yang-Mills ) In mathematical physics, Yang–Mills theory is a gauge theory based on a special unitary group SU(N), or more generally any compact, reductive Lie algebra. Yang–Mills theory seeks to describe the behavior of elementary particles using these non-abelian Lie groups and is at the core of the unification of the electromagnetic force and weak forces (i.e. U(1) × SU(2)) as well as quantum chromodynamics, the theory of the strong force (based on SU(3)). Thus it forms the basis of our understanding of the Standard Model of particle physics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Yang%E2%80%93Mills_theory ) thermalisation Thermalisation Thermalization thermalisations thermalisations thermalizations thermalisation thermalization En physique, la thermalisation est le processus de corps physiques atteignant l'équilibre thermique par interaction mutuelle. En général, la tendance naturelle d'un système est vers un état d'équirépartition de l'énergie et une température uniforme qui maximise l'entropie du système. La thermalisation, l'équilibre thermique et la température sont donc des concepts fondamentaux importants au sein de la physique statistique, de la mécanique statistique et de la thermodynamique; tous sont une base pour de nombreux autres domaines spécifiques de la compréhension scientifique et des l'applications d'ingénierie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Thermalisation ) In physics, thermalisation is the process of physical bodies reaching thermal equilibrium through mutual interaction. In general the natural tendency of a system is towards a state of equipartition of energy and uniform temperature that maximizes the system's entropy. Thermalisation, thermal equilibrium, and temperature are therefore important fundamental concepts within statistical physics, statistical mechanics, and thermodynamics; all of which are a basis for many other specific fields of scientific understanding and engineering application. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermalisation ) Nonequilibrium thermodynamics Thermodynamique hors équilibre Thermodynamique hors équilibres non equilibrium thermodynamics thermodynamiques hors équilibres non-equilibrium thermodynamics thermodynamique hors équilibre La thermodynamique hors équilibre est le domaine de recherche étudiant les phénomènes de relaxation et de transport au voisinage de l'équilibre thermodynamique. Il s'agit là de phénomènes dissipatifs donc irréversibles, liés à une augmentation de l'entropie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Thermodynamique_hors_%C3%A9quilibre ) Non-equilibrium thermodynamics is a branch of thermodynamics that deals with physical systems that are not in thermodynamic equilibrium but can be described in terms of macroscopic quantities (non-equilibrium state variables) that represent an extrapolation of the variables used to specify the system in thermodynamic equilibrium. Non-equilibrium thermodynamics is concerned with transport processes and with the rates of chemical reactions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Non-equilibrium_thermodynamics ) Thermosphere Thermosphère thermospheres thermosphères thermosphere thermosphère La thermosphère est la couche de l'atmosphère terrestre comprise entre la mésosphère (au-dessous) et l'exosphère (au-dessus). Sa limite inférieure, la mésopause, se situe à une altitude d'environ 95 km et sa limite supérieure, la thermopause, entre 500 et 1 000 km. C'est notamment au sein de la thermosphère qu'orbite la station spatiale internationale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Thermosph%C3%A8re ) The thermosphere is the layer in the Earth's atmosphere directly above the mesosphere and below the exosphere. Within this layer of the atmosphere, ultraviolet radiation causes photoionization/photodissociation of molecules, creating ions; the thermosphere thus constitutes the larger part of the ionosphere. Taking its name from the Greek θερμός (pronounced thermos) meaning heat, the thermosphere begins at about 80 km (50 mi) above sea level. At these high altitudes, the residual atmospheric gases sort into strata according to molecular mass (see turbosphere). Thermospheric temperatures increase with altitude due to absorption of highly energetic solar radiation. Temperatures are highly dependent on solar activity, and can rise to 2,000 °C (3,630 °F) or more. Radiation causes the atmospheric particles in this layer to become electrically charged, enabling radio waves to be refracted and thus be received beyond the horizon. In the exosphere, beginning at about 600 km (375 mi) above sea level, the atmosphere turns into space, although, by the judging criteria set for the definition of the Kármán line (100 km), most of the thermosphere is part of space. The border between the thermosphere and exosphere is known as the thermopause. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Thermosphere ) Planetary thermosphere Thermosphère planétaire Thermosphère planétaires planetary thermospheres thermosphères planétaires planetary thermosphere thermosphère planétaire Saturn VI Saturne VI Titan Titan Titan, aussi appelé Saturne VI, est le plus grand satellite naturel de Saturne. D'un diamètre 6 % plus grand que celui de Mercure, Titan est par la taille au deuxième rang des satellites du Système solaire, après Ganymède, le plus gros satellite de Jupiter. Il s’agit du seul satellite connu à posséder une atmosphère dense. Découvert par l’astronome néerlandais Christian Huygens en 1655, Titan est la première lune observée autour de Saturne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Titan_(lune) ) Titan is he largest moon of Saturn and the second largest moon in the Solar System, after Ganymede. Titan is bigger than the planet Mercury, although only half as massive. It is the only moon in the Solar System to have a dense atmosphere (10 times deeper than Earth's and with a surface pressure 60% greater). Until the arrival in orbit around Saturn of the Cassini-Huygens spacecraft, in 2004, little was known about the surface of Titan because of the obscuring effect of an orange haze in the atmosphere. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Titan.html ) Uranus III Uranus III Titania Titania Titania, également appelé Uranus III, est le plus grand satellite naturel d'Uranus et le huitième par sa masse du Système solaire. Découvert par William Herschel en 1787, il doit son nom à Titania, la reine des fées de la pièce de Shakespeare, Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Titania_(lune) ) Titania is the largest moon of Uranus and the 17th in order from the planet. Titania was discovered on January 11, 1787 by William Herschel. It is named for the Queen of the Faeries in Shakespeares's A Midsummer Night's Dream and is also known as Uranus III. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Titania.html ) radiotomographie radiotomography tomographic method Tomographie Tomography radiotomographies radiotomographies tomographic methods tomographies tomographies tomographie tomography La tomographie est une technique d’imagerie, très utilisée dans l’imagerie médicale, ainsi qu’en géophysique, en astrophysique et en mécanique des matériaux. Cette technique permet de reconstruire le volume d’un objet à partir d’une série de mesures effectuées depuis l’extérieur de cet objet. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tomographie ) Tomography is imaging by sections or sectioning that uses any kind of penetrating wave. The method is used in radiology, archaeology, biology, atmospheric science, geophysics, oceanography, plasma physics, materials science, astrophysics, quantum information, and other areas of science. The word tomography is derived from Ancient Greek τόμος tomos, "slice, section" and γράφω graphō, "to write" or, in this context as well, "to describe." A device used in tomography is called a tomograph, while the image produced is a tomogram. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tomography ) Topologie Topology topologies topologies topologie topology La topologie est la branche des mathématiques qui étudie les propriétés d'objets géométriques préservées par déformation continue sans arrachage ni recollement, comme un élastique que l’on peut tendre sans le rompre. Par exemple, on identifie le cercle et l’ellipse, la couronne et la paroi latérale d’un cylindre de révolution, une tasse et un tore (voir animation) ; c’est-à-dire qu’ils sont respectivement homéomorphes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Topologie ) In mathematics, topology (from the Greek words τόπος, 'place, location', and λόγος, 'study') is concerned with the properties of a geometric object that are preserved under continuous deformations, such as stretching, twisting, crumpling, and bending; that is, without closing holes, opening holes, tearing, gluing, or passing through itself. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Topology ) Algebraic topology Topologie algébrique Topologie algébriques algebraic topologies topologies algébriques algebraic topology topologie algébrique La topologie algébrique, anciennement appelée topologie combinatoire, est la branche des mathématiques appliquant les outils de l'algèbre dans l'étude des espaces topologiques. Plus exactement, elle cherche à associer de manière naturelle des invariants algébriques aux structures topologiques associées. La naturalité signifie que ces invariants vérifient des propriétés de fonctorialité au sens de la théorie des catégories. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Topologie_alg%C3%A9brique ) Algebraic topology is a branch of mathematics that uses tools from abstract algebra to study topological spaces. The basic goal is to find algebraic invariants that classify topological spaces up to homeomorphism, though usually most classify up to homotopy equivalence. Although algebraic topology primarily uses algebra to study topological problems, using topology to solve algebraic problems is sometimes also possible. Algebraic topology, for example, allows for a convenient proof that any subgroup of a free group is again a free group. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Algebraic_topology ) Differential topology Topologie différentielle Topologie différentielles differential topologies topologies différentielles differential topology topologie différentielle La topologie différentielle est une branche des mathématiques qui étudie les fonctions différentiables définies sur des variétés différentielles, ainsi que les applications différentiables entre variétés différentielles. Elle est reliée à la géométrie différentielle, discipline avec laquelle elle se conjugue pour construire une théorie géométrique des variétés différentiables. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Topologie_diff%C3%A9rentielle ) In mathematics, differential topology is the field dealing with the topological properties and smooth properties of smooth manifolds. In this sense differential topology is distinct from the closely related field of differential geometry, which concerns the geometric properties of smooth manifolds, including notions of size, distance, and rigid shape. By comparison differential topology is concerned with coarser properties, such as the number of holes in a manifold, its homotopy type, or the structure of its diffeomorphism group. Because many of these coarser properties may be captured algebraically, differential topology has strong links to algebraic topology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Differential_topology ) vortex vortices Tourbillon Vortex tourbillons vortexes tourbillon vortex Un tourbillon est, en dynamique des fluides, une région d'un fluide dans laquelle l'écoulement est principalement un mouvement de rotation autour d'un axe, rectiligne ou incurvé. Ce type de mouvement s'appelle écoulement tourbillonnaire. On en observe à toutes les échelles, depuis le tourbillon de vidange d'une baignoire jusqu'à ceux des atmosphères des planètes, en passant par les sillages observés au voisinage d'un obstacle situé dans un écoulement liquide ou gazeux. Une fois formés, les tourbillons peuvent se déplacer, s'étirer, se tordre et interagir de manière complexe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tourbillon_(physique) ) In fluid dynamics, a vortex (PL: vortices or vortexes) is a region in a fluid in which the flow revolves around an axis line, which may be straight or curved. Vortices form in stirred fluids, and may be observed in smoke rings, whirlpools in the wake of a boat, and the winds surrounding a tropical cyclone, tornado or dust devil. Vortices are a major component of turbulent flow. The distribution of velocity, vorticity (the curl of the flow velocity), as well as the concept of circulation are used to characterise vortices. In most vortices, the fluid flow velocity is greatest next to its axis and decreases in inverse proportion to the distance from the axis. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vortex ) Potential vorticity Tourbillon potentiel Tourbillon potentiels potential vorticities tourbillons potentiels potential vorticity tourbillon potentiel Le tourbillon potentiel (TP) est un concept conservatif de dynamique des fluides qui décrit la valeur du tourbillon dans une masse de fluide (généralement l'air ou l'océan) dans une colonne comprise entre deux surfaces isentropes adjacentes. Un déplacement depuis une latitude standard arbitraire vers une autre, réduit ou étire l'épaisseur de la colonne afin de conserver le tourbillon potentiel et cette valeur permet ainsi d'identifier les caractéristiques de la masse et de suivre son déplacement. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tourbillon_potentiel ) In fluid mechanics, potential vorticity (PV) is a quantity which is proportional to the dot product of vorticity and stratification. This quantity, following a parcel of air or water, can only be changed by diabatic or frictional processes. It is a useful concept for understanding the generation of vorticity in cyclogenesis (the birth and development of a cyclone), especially along the polar front, and in analyzing flow in the ocean. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Potential_vorticity ) Image processing Traitement image Traitement images image processings traitements des images image processing traitement des images Le traitement d'images est une discipline de l'informatique et des mathématiques appliquées qui étudie les images numériques et leurs transformations, dans le but d'améliorer leur qualité ou d'en extraire de l'information. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Traitement_d%27images ) Image processing is the processing of images using computer techniques. Data from the image are digitized, and mathematical operations are applied to the data, usually by a computer, to manipulate the imagery. The term covers a range of processes including enhancing images, emphasizing particular features, or storing the image digitally for later retrieval or transmission. Image processing is used routinely in many applications, for example to process image data received by remote sensors on board spacecraft and satellites. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/image_processing.html ) Signal processing Traitement signal Traitement signaux signal processings traitements des signaux signal processing traitement du signal Le traitement du signal est la discipline qui développe et étudie les techniques de traitement, d'analyse et d'interprétation des signaux. Parmi les types d'opérations possibles sur ces signaux, on peut dénoter le contrôle, le filtrage, la compression et la transmission de données, la réduction du bruit, la déconvolution, la prédiction, l'identification, la classification, etc. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Traitement_du_signal ) Signal processing is an electrical engineering subfield that focuses on analyzing, modifying and synthesizing signals, such as sound, images, potential fields, seismic signals, altimetry processing, and scientific measurements. Signal processing techniques are used to optimize transmissions, digital storage efficiency, correcting distorted signals, subjective video quality and to also detect or pinpoint components of interest in a measured signal. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Signal_processing ) Trajectoire Regge trajectoires de Regge Regge trajectory trajectoire de Regge heat exchange heat flow heat flux heat fluxes transmission de chaleur échange thermique Heat transfer Transfert chaleur Transfert chaleurs heat exchanges heat flows heat transfers transferts de chaleurs transmissions de chaleurs échanges thermiques heat transfer transfert de chaleur Un transfert thermique, appelé plus communément chaleur, est l'un des modes d'échange d'énergie interne entre deux systèmes, l'autre étant le travail : c'est un transfert d'énergie thermique qui s'effectue hors de l'équilibre thermodynamique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transfert_thermique ) Heat transfer is a discipline of thermal engineering that concerns the generation, use, conversion, and exchange of thermal energy (heat) between physical systems. Heat transfer is classified into various mechanisms, such as thermal conduction, thermal convection, thermal radiation, and transfer of energy by phase changes. Engineers also consider the transfer of mass of differing chemical species (mass transfer in the form of advection), either cold or hot, to achieve heat transfer. While these mechanisms have distinct characteristics, they often occur simultaneously in the same system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Heat_transfer ) energy flux energy fluxes Energy transfer Transfert énergie Transfert énergies energy transfers transferts d'énergies energy transfer transfert d'énergie La conversion d'une forme d'énergie en une autre, ou le mouvement de l'énergie d'un endroit ou d'un système à un autre. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=energy+transfer&formSubmit=Search&showAll=1 ) The conversion of one form of energy into another, or the movement of energy from one place or system to another. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=energy+transfer&formSubmit=Search&showAll=1 ) flux transfer event Flux transfer Transfert flux flux transfer events flux transfers transferts de flux flux transfer transfert de flux Un événement de transfert de flux (ETF) se produit lorsqu'un portail magnétique s'ouvre dans la magnétosphère terrestre à travers lequel les particules à haute énergie s'écoulent depuis le Soleil. Cette connexion, que l'on considérait comme permanente, s'est avérée brève et très dynamique. Les quatre vaisseaux spatiaux CLUSTER de l'Agence Spatiale Européenne et les cinq sondes THEMIS de la NASA ont parcouru et entouré ces ETF, mesurant leurs dimensions et identifiant les particules qui sont transférées entre les champs magnétiques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Flux_transfer_event ) A flux transfer event (FTE) occurs when a magnetic portal opens in the Earth's magnetosphere through which high-energy particles flow from the Sun. This connection, while previously thought to be permanent, has been found to be brief and very dynamic. The European Space Agency's four Cluster spacecraft and NASA's five THEMIS probes have flown through and surrounded these FTEs, measuring their dimensions and identifying the particles that are transferred between the magnetic fields. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Flux_transfer_event ) mass exchange mass flux mass fluxes transfert de matière échange de masse Mass transfer Transfert masse Transfert masses mass exchanges mass transfers transferts de masses transferts de matières échanges de masses mass transfer transfert de masse Le transfert de masse est le mouvement net de la masse d'un emplacement (généralement signifiant le flux, la phase, la fraction ou le composant) à un autre. Le transfert de masse se produit dans de nombreux processus, tels que l'absorption, l'évaporation, le séchage, les précipitations, la filtration membranaire et la distillation. Le transfert de masse est utilisé par différentes disciplines scientifiques pour différents processus et mécanismes. La phrase est couramment utilisée dans l'ingénierie pour les processus physiques qui impliquent un transport diffusif et convectif d'espèces chimiques dans les systèmes physiques. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Mass_transfer ) Mass transfer is the net movement of mass from one location (usually meaning stream, phase, fraction or component) to another. Mass transfer occurs in many processes, such as absorption, evaporation, drying, precipitation, membrane filtration, and distillation. Mass transfer is used by different scientific disciplines for different processes and mechanisms. The phrase is commonly used in engineering for physical processes that involve diffusive and convective transport of chemical species within physical systems. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mass_transfer ) momentum flux momentum fluxes momentum transport transfert d'impulsion Momentum transfer Transfert quantité mouvement Transfert quantités mouvements momentum transfers momentum transports transferts d'impulsions transferts de quantités de mouvements momentum transfer transfert de quantité de mouvement En physique des particules, mécanique des ondes et optique, le transfert de la quantité de mouvement est la quantité de mouvement qu'une particule donne à une autre particule. Il est également appelé le vecteur de diffusion car il décrit le transfert du vecteur d'onde en mécanique des ondes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Momentum_transfer ) In particle physics, wave mechanics and optics, momentum transfer is the amount of momentum that one particle gives to another particle. It is also called the scattering vector as it describes the transfer of wavevector in wave mechanics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Momentum_transfer ) radiation transfert échange radiatif Radiative transfer Transfert radiatif Transfert radiatifs radiation transferts radiative transfers transferts radiatifs échanges radiatifs radiative transfer transfert radiatif Le transfert radiatif est le phénomène physique du transfert d'énergie sous forme de rayonnement électromagnétique. La propagation du rayonnement à travers un milieu est affectée par les processus d'absorption, d'émission et de diffusion. L'équation du transfert radiatif décrit mathématiquement ces interactions. Les équations du transfert radiatif ont une application dans une grande variété de sujets, notamment l'optique, l'astrophysique, les sciences atmosphériques et la télédétection. Des solutions analytiques de l'équation de transfert radiative existent pour des cas simples mais pour des milieux plus réalistes, avec des effets de diffusion multiples complexes, des méthodes numériques sont nécessaires. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Radiative_transfer ) Radiative transfer is the physical phenomenon of energy transfer in the form of electromagnetic radiation. The propagation of radiation through a medium is affected by absorption, emission, and scattering processes. The equation of radiative transfer describes these interactions mathematically. Equations of radiative transfer have application in a wide variety of subjects including optics, astrophysics, atmospheric science, and remote sensing. Analytic solutions to the radiative transfer equation (RTE) exist for simple cases but for more realistic media, with complex multiple scattering effects, numerical methods are required. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radiative_transfer ) application affine Affine transformation Transformation affine Transformation affines affine transformations applications affines transformations affines affine transformation transformation affine En géométrie, une application affine est une application entre deux espaces affines qui est compatible avec leur structure. Cette notion généralise celle de fonction affine de ℝ dans ℝ ( x ↦ a x + b), sous la forme X ↦ A (OX) + B, où A est une application linéaire et B est un point. Une bijection affine (qui est un cas particulier de transformation géométrique) envoie les sous-espaces affines, comme les points, les droites ou les plans, sur le même type d'objet géométrique, tout en préservant la notion de parallélisme. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Application_affine ) In Euclidean geometry, an affine transformation or affinity (from the Latin, affinis, "connected with") is a geometric transformation that preserves lines and parallelism, but not necessarily Euclidean distances and angles. More generally, an affine transformation is an automorphism of an affine space (Euclidean spaces are specific affine spaces), that is, a function which maps an affine space onto itself while preserving both the dimension of any affine subspaces (meaning that it sends points to points, lines to lines, planes to planes, and so on) and the ratios of the lengths of parallel line segments. Consequently, sets of parallel affine subspaces remain parallel after an affine transformation. An affine transformation does not necessarily preserve angles between lines or distances between points, though it does preserve ratios of distances between points lying on a straight line. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Affine_transformation ) Bäcklund transform Backlund transformation Transformation Backlund transformations de Bäcklunds Bäcklund transformation transformation de Bäcklund Les transformations de Bäcklund (nommées ainsi en référence au mathématicien suédois Albert Victor Bäcklund) sont un outil mathématique relatif aux équations aux dérivées partielles et à leurs solutions. Elles sont importantes notamment dans l'étude des solitons et des systèmes intégrables. De façon succincte, une transformation de Bäcklund est un système d'équations différentielles partielles du premier ordre, reliant deux fonctions, et dépendant souvent d'un paramètre supplémentaire. Il s'ensuit que chacune de ces deux fonctions est solution d'équations aux dérivées partielles ; chacune de ces fonctions est appelée transformation de Bäcklund de l'autre. Une transformation de Bäcklund peut faire intervenir deux solutions de la même équation ; auquel cas on parle de transformation de Bäcklund invariante. Grâce à une telle transformation (et en particulier, si elle dépend d'un paramètre), il est possible de déduire certaines propriétés des solutions de l'équation ; cependant, aucun moyen systématique n'est connu pour trouver des transformations de Bäcklund. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_B%C3%A4cklund ) In mathematics, Bäcklund transforms or Bäcklund transformations (named after the Swedish mathematician Albert Victor Bäcklund) relate partial differential equations and their solutions. They are an important tool in soliton theory and integrable systems. A Bäcklund transform is typically a system of first order partial differential equations relating two functions, and often depending on an additional parameter. It implies that the two functions separately satisfy partial differential equations, and each of the two functions is then said to be a Bäcklund transformation of the other. A Bäcklund transform which relates solutions of the same equation is called an invariant Bäcklund transform or auto-Bäcklund transform. If such a transform can be found, much can be deduced about the solutions of the equation especially if the Bäcklund transform contains a parameter. However, no systematic way of finding Bäcklund transforms is known. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/B%C3%A4cklund_transform ) discrete transform Discrete transformation Transformation discrète Transformation discrètes discrete transformations discrete transforms transformations discrètes discrete transformation transformation discrète Dans le traitement du signal, les transformations discrètes sont des transformations mathématiques, souvent des transformations linéaires, de signaux entre des domaines discrets, comme entre le temps discret et la fréquence discrète. De nombreuses transformations intégrales courantes utilisées dans le traitement du signal ont leurs homologues discrets. Par exemple, pour la transformée de Fourier, la contrepartie est la transformée de Fourier discrète. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_transform ) In signal processing, discrete transforms are mathematical transforms, often linear transforms, of signals between discrete domains, such as between discrete time and discrete frequency.Many common integral transforms used in signal processing have their discrete counterparts. For example, for the Fourier transform the counterpart is the discrete Fourier transform. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_transform ) intégrale de Fourier transformée de Fourier Fourier transformation Transformation Fourier intégrales de Fourier transformations de Fourier transformées de Fourier Fourier transform transformation de Fourier En analyse, la transformation de Fourier est une extension, pour les fonctions non périodiques, du développement en série de Fourier des fonctions périodiques. La transformation de Fourier associe à une fonction intégrable définie sur ℝ et à valeurs réelles ou complexes, une autre fonction sur ℝ appelée transformée de Fourier dont la variable indépendante peut s'interpréter en physique comme la fréquence ou la pulsation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Fourier ) A Fourier transform (FT) is a mathematical transform that decomposes functions into frequency components, which are represented by the output of the transform as a function of frequency. Most commonly functions of time or space are transformed, which will output a function depending on temporal frequency or spatial frequency respectively. That process is also called analysis. An example application would be decomposing the waveform of a musical chord into terms of the intensity of its constituent pitches. The term Fourier transform refers to both the frequency domain representation and the mathematical operation that associates the frequency domain representation to a function of space or time. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fourier_transform ) discrete Fourier transformation Discrete Fourier transformation Transformation Fourier discrète Transformation Fourier discrètes discrete Fourier transformations discrete Fourier transforms transformations de Fourier discrètes discrete Fourier transform transformation de Fourier discrète La transformation de Fourier discrète (TFD), outil mathématique, sert à traiter un signal numérique. Elle constitue un équivalent discret de la transformation de Fourier (continue) utilisée pour traiter un signal analogique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Fourier_discr%C3%A8te ) In mathematics, the discrete Fourier transform (DFT) converts a finite sequence of equally-spaced samples of a function into a same-length sequence of equally-spaced samples of the discrete-time Fourier transform (DTFT), which is a complex-valued function of frequency. The interval at which the DTFT is sampled is the reciprocal of the duration of the input sequence. An inverse DFT is a Fourier series, using the DTFT samples as coefficients of complex sinusoids at the corresponding DTFT frequencies. It has the same sample-values as the original input sequence. The DFT is therefore said to be a frequency domain representation of the original input sequence. If the original sequence spans all the non-zero values of a function, its DTFT is continuous (and periodic), and the DFT provides discrete samples of one cycle. If the original sequence is one cycle of a periodic function, the DFT provides all the non-zero values of one DTFT cycle. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Discrete_Fourier_transform ) fractional Fourier transformation Fractional Fourier transformation Transformation Fourier fractionnaire Transformation Fourier fractionnaires fractional Fourier transformations fractional Fourier transforms transformations de Fourier fractionnaires fractional Fourier transform transformation de Fourier fractionnaire En mathématiques, dans le domaine de l'analyse harmonique, la transformée de Fourier fractionnaire est une famille de transformations linéaires généralisant la transformée de Fourier. Elle peut être considérée comme la transformée de Fourier à la nième puissance, où n n'a pas besoin d'être un entier - ainsi, elle peut transformer une fonction vers n'importe quel domaine intermédiaire entre le temps et la fréquence. Ses applications vont de la conception du filtre et de l'analyse du signal à la récupération de phase et à la reconnaissance des formes. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Fractional_Fourier_transform ) In mathematics, in the area of harmonic analysis, the fractional Fourier transform (FRFT) is a family of linear transformations generalizing the Fourier transform. It can be thought of as the Fourier transform to the n-th power, where n need not be an integer — thus, it can transform a function to any intermediate domain between time and frequency. Its applications range from filter design and signal analysis to phase retrieval and pattern recognition. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fractional_Fourier_transform ) fast Fourier transformation transformée de Fourier rapide Fast Fourier transformation Transformation Fourier rapide Transformation Fourier rapides fast Fourier transformations fast Fourier transforms transformations de Fourier rapides transformées de Fourier rapides fast Fourier transform transformation de Fourier rapide La transformation de Fourier rapide (sigle anglais : FFT ou fast Fourier transform) est un algorithme de calcul de la transformation de Fourier discrète (TFD). Sa complexité varie en O(n log n) avec le nombre n de points, alors que la complexité de l’algorithme "naïf" s'exprime en O(n². Ainsi, pour n = 1 024, le temps de calcul de l'algorithme rapide peut être 100 fois plus court que le calcul utilisant la formule de définition de la TFD. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Fourier_rapide ) A fast Fourier transform (FFT) is an algorithm that computes the discrete Fourier transform (DFT) of a sequence, or its inverse (IDFT). Fourier analysis converts a signal from its original domain (often time or space) to a representation in the frequency domain and vice versa. The DFT is obtained by decomposing a sequence of values into components of different frequencies. This operation is useful in many fields, but computing it directly from the definition is often too slow to be practical. An FFT rapidly computes such transformations by factorizing the DFT matrix into a product of sparse (mostly zero) factors. As a result, it manages to reduce the complexity of computing the DFT from O ( N², which arises if one simply applies the definition of DFT, to O ( N log ⁡ N ), where N is the data size. The difference in speed can be enormous, especially for long data sets where N may be in the thousands or millions. In the presence of round-off error, many FFT algorithms are much more accurate than evaluating the DFT definition directly or indirectly. There are many different FFT algorithms based on a wide range of published theories, from simple complex-number arithmetic to group theory and number theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fast_Fourier_transform ) Galilean group groupe de Galilée Galilei transformation Transformation Galilée groupes de Galilée transformations de Galilée Galilean transformation transformation de Galilée En physique, une transformation de Galilée correspond aux formules de transformations des coordonnées spatiales et temporelle entre deux référentiels galiléens donnés. Tout référentiel en mouvement de translation rectiligne et uniforme par rapport à un référentiel donné supposé galiléen, est lui-même galiléen. Une telle transformation laisse invariantes les équations de la mécanique newtonienne, mais pas celles de la dynamique relativiste ou les équations de Maxwell. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformations_de_Galil%C3%A9e ) In physics, a Galilean transformation is used to transform between the coordinates of two reference frames which differ only by constant relative motion within the constructs of Newtonian physics. These transformations together with spatial rotations and translations in space and time form the inhomogeneous Galilean group (assumed throughout below). Without the translations in space and time the group is the homogeneous Galilean group. The Galilean group is the group of motions of Galilean relativity acting on the four dimensions of space and time, forming the Galilean geometry. This is the passive transformation point of view. In special relativity the homogenous and inhomogenous Galilean transformations are, respectively, replaced by the Lorentz transformations and Poincaré transformations; conversely, the group contraction in the classical limit c → ∞ of Poincaré transformations yields Galilean transformations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galilean_transformation ) Haar transformation Transformation Haar transformations de Haar Haar transform transformation de Haar En mathématiques, l'ondelette de Haar est une séquence de fonctions "en forme carrée" redimensionnées qui forment ensemble une famille ou une base d'ondelettes. L'analyse en ondelettes est similaire à l'analyse de Fourier en ce qu'elle permet de représenter une fonction cible sur un intervalle en termes de base orthonormale. La séquence Haar est désormais reconnue comme la première base d'ondelettes connue et largement utilisée comme exemple d'enseignement. La transformée de Haar est la plus simple des transformations en ondelettes. Cette transformation effectue une multiplicaton croisée sur une fonction en regard de l'ondelette de Haar avec divers déplacements et étirements, de manière similaire à la transformée de Fourier qui effectue une multiplication croisée sur une fonction vis-à-vis d'une onde sinusoïdale avec deux phases et de nombreux étirements. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Haar_wavelet#Haar_transform ) In mathematics, the Haar wavelet is a sequence of rescaled "square-shaped" functions which together form a wavelet family or basis. Wavelet analysis is similar to Fourier analysis in that it allows a target function over an interval to be represented in terms of an orthonormal basis. The Haar sequence is now recognised as the first known wavelet basis and extensively used as a teaching example. The Haar transform is the simplest of the wavelet transforms. This transform cross-multiplies a function against the Haar wavelet with various shifts and stretches, like the Fourier transform cross-multiplies a function against a sine wave with two phases and many stretches. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Haar_wavelet#Haar_transform ) Hadamard transform transformée de Hadamard Transformation Hadamard transformations de Hadamard transformées de Hadamard Hadamard transformation transformation de Hadamard La transformée de Hadamard (aussi connue sous le nom de "transformée de Walsh-Hadamard") est un exemple d'une classe généralisée d'une transformée de Fourier. Elle est nommée d'après le mathématicien français Jacques Hadamard et effectue une opération linéaire et involutive avec une matrice orthogonale et symétrique sur 2^m nombres réels (ou complexes, bien que les matrices utilisées possèdent des coefficients réels). Ces matrices sont des matrices de Hadamard. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transform%C3%A9e_de_Hadamard ) The Hadamard transform (also known as the Walsh–Hadamard transform, Hadamard–Rademacher–Walsh transform, Walsh transform, or Walsh–Fourier transform) is an example of a generalized class of Fourier transforms. It performs an orthogonal, symmetric, involutive, linear operation on 2m real numbers (or complex, or hypercomplex numbers, although the Hadamard matrices themselves are purely real). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hadamard_transform ) Fourier-Bessel transformation Hankel transformation transformation de Fourier-Bessel Transformation Hankel transformation de Fourier Bessel transformations de Fourier Bessel transformations de Fourier-Bessel transformations de Hankel Hankel transform transformation de Hankel En mathématiques, la transformation de Hankel, ou transformation de Fourier-Bessel, exprime une fonction donnée f(r) comme l'intégrale pondérée de fonctions de Bessel du premier type Jν(kr). Les fonctions de Bessel dans la somme sont toutes du même ordre ν, mais diffèrent par un facteur k sur l'axe radial. Le coefficient nécessaire Fν de chaque fonction de Bessel dans la somme, vu comme une fonction du facteur d'échelle k, constitue la transformée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Hankel ) In mathematics, the Hankel transform expresses any given function f(r) as the weighted sum of an infinite number of Bessel functions of the first kind Jν(kr). The Bessel functions in the sum are all of the same order ν, but differ in a scaling factor k along the r axis. The necessary coefficient Fν of each Bessel function in the sum, as a function of the scaling factor k constitutes the transformed function. The Hankel transform is an integral transform and was first developed by the mathematician Hermann Hankel. It is also known as the Fourier–Bessel transform. Just as the Fourier transform for an infinite interval is related to the Fourier series over a finite interval, so the Hankel transform over an infinite interval is related to the Fourier–Bessel series over a finite interval. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hankel_transform ) Hartley transformation Transformation Hartley transformations de Hartley Hartley transform transformation de Hartley En mathématiques, la transformée de Hartley (HT) est une transformée intégrale étroitement liée à la transformée de Fourier (FT), mais qui transforme les fonctions à valeur réelle en fonctions à valeur réelle. Elle a été proposée comme alternative à la transformée de Fourier par Ralph V. L. Hartley en 1942, et est l'une des nombreuses transformations connues liées à Fourier. Par rapport à la transformée de Fourier, la transformation de Hartley a les avantages de transformer les fonctions réelles en fonctions réelles (par opposition à la nécessité des nombres complexes) et d'être sa propre inverse. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Hartley_transform ) In mathematics, the Hartley transform (HT) is an integral transform closely related to the Fourier transform (FT), but which transforms real-valued functions to real-valued functions. It was proposed as an alternative to the Fourier transform by Ralph V. L. Hartley in 1942, and is one of many known Fourier-related transforms. Compared to the Fourier transform, the Hartley transform has the advantages of transforming real functions to real functions (as opposed to requiring complex numbers) and of being its own inverse. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hartley_transform ) Hilbert transformation Transformation Hilbert transformations de Hilbert Hilbert transform transformation de Hilbert En mathématiques et en traitement du signal, la transformation de Hilbert, ici notée H, d'une fonction de la variable réelle est une transformation linéaire qui permet d'étendre un signal réel dans le domaine complexe, de sorte qu'il vérifie les équations de Cauchy-Riemann. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Hilbert ) In mathematics and in signal processing, the Hilbert transform is a specific linear operator that takes a function, u(t) of a real variable and produces another function of a real variable H(u)(t). This linear operator is given by convolution with the function 1 / ( π t ). The Hilbert transform has a particularly simple representation in the frequency domain: It imparts a phase shift of ±90° (π⁄2 radians) to every frequency component of a function, the sign of the shift depending on the sign of the frequency. The Hilbert transform is important in signal processing, where it is a component of the analytic representation of a real-valued signal u(t). The Hilbert transform was first introduced by David Hilbert in this setting, to solve a special case of the Riemann–Hilbert problem for analytic functions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hilbert_transform ) Laplace transformation transformée de Laplace Transformation Laplace transformations de Laplace transformées de Laplace Laplace transform transformation de Laplace En mathématiques, la transformation de Laplace est une transformation intégrale, c'est-à-dire une opération associant à une fonction ƒ (définie sur les réels positifs et à valeurs réelles) une nouvelle fonction dite transformée de Laplace de ƒ (notée traditionnellement F et définie et à valeurs complexes), via une intégrale. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Laplace ) In mathematics, the Laplace transform, named after its discoverer Pierre-Simon Laplace, is an integral transform that converts a function of a real variable (usually t, in the time domain) to a function of a complex variable s (in the complex frequency domain, also known as s-domain, or s-plane). The transform has many applications in science and engineering because it is a tool for solving differential equations. In particular, it transforms ordinary differential equations into algebraic equations and convolution into multiplication. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Laplace_transform ) application linéaire linear map linear mapping Linear transformation Transformation linéaire Transformation linéaires applications linéaires linear mappings linear maps linear transformations transformations linéaires linear transformation transformation linéaire En mathématiques, une application linéaire (aussi appelée opérateur linéaire ou transformation linéaire) est une application entre deux espaces vectoriels sur un corps qui respecte l'addition des vecteurs et la multiplication scalaire, et préserve ainsi plus généralement les combinaisons linéaires. L’expression peut s’utiliser aussi pour un morphisme entre deux modules sur un anneau, avec une présentation semblable en dehors des notions de base et de dimension. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Application_lin%C3%A9aire ) In mathematics, and more specifically in linear algebra, a linear map (also called a linear mapping, linear transformation, vector space homomorphism, or in some contexts linear function) is a mapping V → W between two vector spaces that preserves the operations of vector addition and scalar multiplication. The same names and the same definition are also used for the more general case of modules over a ring. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Linear_map ) Lorentz symmetry Lorentz transform Lorentzian transform Lorentzian transformation Transformation Lorentz transformations de Lorentz Lorentz transformation transformation de Lorentz Les transformations de Lorentz sont des transformations linéaires des coordonnées d'un point de l'espace-temps de Minkowski à quatre dimensions. En relativité restreinte, elles correspondent aux lois de changement de référentiel galiléen pour lesquelles les équations de la physique sont préservées, et pour lesquelles la vitesse de la lumière demeure identique dans tous les référentiels galiléens. Elles sont parfois considérées comme l'équivalent relativiste des transformations de Galilée de la mécanique classique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformations_de_Lorentz ) In physics, the Lorentz transformations are a six-parameter family of linear transformations from a coordinate frame in spacetime to another frame that moves at a constant velocity relative to the former. The respective inverse transformation is then parameterized by the negative of this velocity. The transformations are named after the Dutch physicist Hendrik Lorentz. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lorentz_transformation ) Mellin transformation Transformation Mellin transformations de Mellin Mellin transform transformation de Mellin En mathématiques, la transformation de Mellin est une transformation intégrale qui peut être considérée comme la version multiplicative de la transformation de Laplace bilatérale. Cette transformation intégrale est fortement reliée à la théorie des séries de Dirichlet, et est souvent utilisée en théorie des nombres et dans la théorie des développements asymptotiques ; elle est également fortement reliée à la transformation de Laplace, à la transformation de Fourier, à la théorie de la fonction gamma et aux fonctions spéciales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transformation_de_Mellin ) In mathematics, the Mellin transform is an integral transform that may be regarded as the multiplicative version of the two-sided Laplace transform. This integral transform is closely connected to the theory of Dirichlet series, and is often used in number theory, mathematical statistics, and the theory of asymptotic expansions; it is closely related to the Laplace transform and the Fourier transform, and the theory of the gamma function and allied special functions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mellin_transform ) wavelet transformation Transformation ondelette Transformation ondelettes Wavelet transformation transformations en ondelettes wavelet transformations wavelet transforms transformation en ondelettes wavelet transform En mathématiques, une série d'ondelettes est une représentation d'une fonction carrée-intégrable (à valeur réelle ou complexe) par une certaine série orthonormale générée par une ondelette. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Wavelet_transform ) In mathematics, a wavelet series is a representation of a square-integrable (real- or complex-valued) function by a certain orthonormal series generated by a wavelet. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wavelet_transform ) Orthogonal transformation Transformation orthogonale Transformation orthogonales orthogonal transformations transformations orthogonales orthogonal transformation transformation orthogonale En algèbre linéaire, une transformation orthogonale est une transformation linéaire T : V → V sur un espace réel de produit intérieur V, qui préserve le produit intérieur. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Orthogonal_transformation ) In linear algebra, an orthogonal transformation is a linear transformation T : V → V on a real inner product space V, that preserves the inner product. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Orthogonal_transformation ) Stieltjes transform transformée de Stieltjes Transformation Stieltjes transformations de Stieltjes transformées de Stieltjes Stieltjes transformation transformation de Stieltjes Forbidden transition Transition interdite Transition interdites forbidden transitions transitions interdites forbidden transition transition interdite Une raie de transition interdite ou raie interdite est un concept en physique/chimie. C'est une raie spectrale émise par des atomes effectuant des transitions d'énergie normalement non autorisées par les règles de sélection de la mécanique quantique. En chimie, "interdit" signifie absolument impossible d'après les lois de la nature, mais avec l'hypothèse d'une symétrie idéale. En physique, cela signifie que le processus ne peut pas se produire par la voie la plus efficace (dipôle électrique). Bien que les transitions soient normalement "interdites", il existe une probabilité non nulle de leur occurrence spontanée, dès l'instant où un atome ou une molécule est portée à un état excité. Plus précisément, il existe une certaine probabilité par unité de temps qu'un tel atome excité fasse une transition interdite vers un niveau de plus faible énergie ; par définition cette probabilité est beaucoup plus faible que pour toute autre transition permise par les règles de sélection. Par conséquent, si un état peut se désexciter par une transition autorisée (ou autrement, par exemple par des collisions), il le fera presque certainement de cette façon plutôt que de le faire par une transition interdite. Cependant, les transitions "interdites" sont seulement relativement improbables : les états qui peuvent seulement se désexciter de cette façon (appelés états méta-stables) ont habituellement des durées de vie de l'ordre de la milliseconde à la seconde, à comparer à moins d'une microseconde pour les désexcitations par les transitions autorisées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Raie_de_transition_interdite ) In spectroscopy, a forbidden mechanism (forbidden transition or forbidden line) is a spectral line associated with absorption or emission of photons by atomic nuclei, atoms, or molecules which undergo a transition that is not allowed by a particular selection rule but is allowed if the approximation associated with that rule is not made. For example, in a situation where, according to usual approximations (such as the electric dipole approximation for the interaction with light), the process cannot happen, but at a higher level of approximation (e.g. magnetic dipole, or electric quadrupole) the process is allowed but at a low rate. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Forbidden_mechanism ) Phase transition Transition phase Transition phases phase transitions transitions de phases phase transition transition de phase En physique, une transition de phase est la transformation physique d'un système d'une phase vers une autre, induite par la variation d'un paramètre de contrôle externe (température, champ magnétique...). Une telle transition se produit lorsque ce paramètre externe atteint une valeur seuil (ou valeur "critique"). La transformation traduit généralement un changement des propriétés de symétrie du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transition_de_phase ) In chemistry, thermodynamics, and other related fields, a phase transition (or phase change) is the physical process of transition between one state of a medium and another. Commonly the term is used to refer to changes among the basic states of matter: solid, liquid, and gas, and in rare cases, plasma. A phase of a thermodynamic system and the states of matter have uniform physical properties. During a phase transition of a given medium, certain properties of the medium change as a result of the change of external conditions, such as temperature or pressure. This can be a discontinuous change; for example, a liquid may become gas upon heating to its boiling point, resulting in an abrupt change in volume. The identification of the external conditions at which a transformation occurs defines the phase transition point. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Phase_transition ) Quantum phase transition Transition phase quantique Transition phases quantiques quantum phase transitions transitions de phases quantiques quantum phase transition transition de phase quantique En physique, une transition de phase quantique (TPQ) est une transition de phase entre les différentes phases quantiques (en) (phases de la matière à température nulle). Contrairement aux transitions de phase classique, les transitions de phase quantique ne sont accessibles que par la variation d'un paramètre physique tel que le champ magnétique ou la pression à la température du zéro absolu. La transition décrit un brusque changement de l’état fondamental d'un système à plusieurs corps causé des fluctuations quantiques. Une telle transition de phase quantique peut être une transition de phase du second ordre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Transition_de_phase_quantique ) In physics, a quantum phase transition (QPT) is a phase transition between different quantum phases (phases of matter at zero temperature). Contrary to classical phase transitions, quantum phase transitions can only be accessed by varying a physical parameter—such as magnetic field or pressure—at absolute zero temperature. The transition describes an abrupt change in the ground state of a many-body system due to its quantum fluctuations. Such a quantum phase transition can be a second-order phase transition. Quantum phase transitions can also be represented by the topological fermion condensation quantum phase transition, see e.g. strongly correlated quantum spin liquid. In case of three dimensional Fermi liquid, this transition transforms the Fermi surface into a Fermi volume. Such a transition can be a first-order phase transition, for it transforms two dimensional structure (Fermi surface) into three dimensional. As a result, the topological charge of Fermi liquid changes abruptly, since it takes only one of a discrete set of values. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_phase_transition ) Coronal transient Transitoire coronal Transitoire coronaux coronal transients transitoires coronaux coronal transient transitoire coronal Treillis Banach Banach lattice treillis de Banach Dans les disciplines mathématiques de l'analyse fonctionnelle et de la théorie de l'ordre, un réseau de Banach (X, ‖ · ‖) est un espace vectoriel normé complet avec un ordre du réseau, tel que pour tous les x, y ∈ X, l'implication |x| ≤ |y| ⇒ ‖x‖ ≤ ‖y‖ est valable, où la valeur absolue ∣·∣ est définie comme|x| = x ∨ − x. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Banach_lattice ) In the mathematical disciplines of functional analysis and order theory, a Banach lattice (X,‖·‖) is a complete normed vector space with a lattice order, such that for all x, y ∈ X, the implication|x| ≤ |y| ⇒ ‖x‖ ≤ ‖y‖ holds, where the absolute value ∣·∣ is defined as|x| = x ∨ − x. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Banach_lattice ) Triangulation Triangulation triangulations triangulations triangulation triangulation En géométrie et trigonométrie, la triangulation est une technique permettant de déterminer la position d'un point en mesurant les angles entre ce point et d'autres points de référence dont la position est connue, et ceci plutôt que de mesurer directement la distance entre les points. Ce point peut être considéré comme étant le troisième sommet d'un triangle dont on connaît deux angles et la longueur d'un côté. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Triangulation ) In trigonometry and geometry, triangulation is the process of determining the location of a point by forming triangles to the point from known points. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Triangulation ) Triangulation Delaunay triangulations de Delaunay Delaunay triangulation triangulation de Delaunay En mathématiques et plus particulièrement en géométrie algorithmique, la triangulation de Delaunay d'un ensemble P de points du plan est une triangulation DT(P) telle qu'aucun point de P n'est à l'intérieur du cercle circonscrit d'un des triangles de DT(P). Les triangulations de Delaunay maximisent le plus petit angle de l'ensemble des angles des triangles, évitant ainsi les triangles "allongés". Cette triangulation a été inventée par le mathématicien russe Boris Delaunay, dans un article publié en 1924. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Triangulation_de_Delaunay ) In mathematics and computational geometry, a Delaunay triangulation (also known as a Delone triangulation) for a given set P of discrete points in a general position is a triangulation DT(P) such that no point in P is inside the circumcircle of any triangle in DT(P). Delaunay triangulations maximize the minimum of all the angles of the triangles in the triangulation; they tend to avoid sliver triangles. The triangulation is named after Boris Delaunay for his work on this topic from 1934. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Delaunay_triangulation ) hydrogen-3 hydrogène-3 Tritium Tritium hydrogen 3 hydrogen 3s hydrogen-3s hydrogène 3 tritiums tritium tritium Le tritium, noté 3H ou T, est l'isotope de l'hydrogène dont le nombre de masse est égal à 3 : son noyau atomique, appelé triton, compte 1 proton et 2 neutrons avec un spin 1/2+ pour une masse atomique de 3,016 049 281 3 g/mol. Il est caractérisé par un excès de masse de 14 949,810 9 keV et une énergie de liaison nucléaire par nucléon de 2 827 keV. Il a été mis en évidence en 1934 par Ernest Rutherford, dans la réaction de fusion nucléaire D + D ⟶ T + H. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tritium ) Tritium (from Ancient Greek τρίτος (trítos) 'third') or hydrogen-3 (symbol T or 3H) is a rare and radioactive isotope of hydrogen. The nucleus of tritium (t, sometimes called a triton) contains one proton and two neutrons, whereas the nucleus of the common isotope hydrogen-1 (protium) contains one proton and zero neutrons, and that of hydrogen-2 (deuterium) contains one proton and one neutron. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Tritium ) Neptune I Neptune I Triton Triton Triton est le plus gros des quatorze satellites naturels de Neptune et le septième par distance croissante à cette dernière. Il a été découvert le 10 octobre 1846 par l'astronome britannique William Lassell, dix-sept jours après la découverte de Neptune. Il a un diamètre d'un peu plus de 2 700 kilomètres, ce qui en fait le septième satellite naturel du Système solaire par taille décroissante — et un astre plus gros que les planètes naines dont Pluton et Éris. C'est le seul gros satellite connu du Système solaire orbitant dans le sens rétrograde, c'est-à-dire inverse au sens de rotation de sa planète ; tous les autres satellites dans ce cas sont de petits corps irréguliers de quelques centaines de kilomètres dans leur plus grande longueur. Cette caractéristique orbitale exclut que Triton ait pu se former initialement autour de Neptune et sa composition similaire à celle de Pluton suggère qu'il s'agit en réalité d'un objet issu de la ceinture de Kuiper capturé par Neptune. Triton est, avec Phobos, la seule lune connue du Système solaire à se rapprocher de la planète autour de laquelle elle orbite : la Lune, par exemple, s'éloigne de la Terre d'environ 3,8 centimètres par an. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Triton_(lune) ) Triton is by far the largest moon of Neptune and the seventh nearest to the planet. Triton was discovered in 1846 by William Lassell, only a few weeks after the discovery of Neptune itself, and has been visited by only one spacecraft, Voyager 2, in 1989, from which most of what we know about it has come. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Triton.html ) tropospheres troposphères troposphere troposphère La troposphère est la première et la plus basse couche de l'atmosphère de la Terre, et contient 75% de la masse totale de l'atmosphère planétaire, 99% de la masse totale de vapeur d'eau et d'aérosols, et c'est l'endroit où la plupart des phénomènes météorologiques se produisent. Depuis la surface planétaire de la Terre, la hauteur moyenne de la troposphère est de 18 km (11 mi; 59 000 pieds) sous les tropiques; 17 km (11 mi; 56 000 pieds) dans les latitudes moyennes; et 6 km (3,7 mi; 20 000 pieds) dans les hautes latitudes des régions polaires en hiver; ainsi, la hauteur moyenne de la troposphère est de 13 km (8,1 mi; 43 000 pieds). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Troposphere ) The troposphere is the first and lowest layer of the atmosphere of the Earth, and contains 75% of the total mass of the planetary atmosphere, 99% of the total mass of water vapour and aerosols, and is where most weather phenomena occur. From the planetary surface of the Earth, the average height of the troposphere is 18 km (11 mi; 59,000 ft) in the tropics; 17 km (11 mi; 56,000 ft) in the middle latitudes; and 6 km (3.7 mi; 20,000 ft) in the high latitudes of the polar regions in winter; thus the average height of the troposphere is 13 km (8.1 mi; 43,000 ft). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Troposphere ) Planetary tropospheres Troposphère planétaire Troposphère planétaires planetary tropospheres troposphères planétaires planetary troposphere troposphère planétaire Coronal hole Trou coronal Trou coronaux coronal holes trous coronaux coronal hole trou coronal Un trou coronal est une zone sombre à la surface du Soleil. Le Soleil est parcouru sur toute sa surface par des champs magnétiques. Certains de ces champs sont dits "fermés" : ils sortent en un point de l'astre et entrent en un autre, formant ainsi une boucle. Certains champs sont dits "ouverts" : ils sont dirigés vers l'espace. Dans ce dernier cas, une grande quantité de matière est projetée au-delà de la couronne, formant des vents solaires. Ils atteignent parfois la Terre, provoquant des perturbations magnétiques et des aurores polaires intenses pouvant se produire au-delà des cercles polaires en cas de très forte activité. Ces zones d'où le plasma solaire s'échappe sont appelées trous coronaux, car elles apparaissaient sur les premiers clichés d'observation aux rayons X comme des zones sombres. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trou_coronal ) A coronal hole is a temporary region of relatively cool, less dense plasma in the solar corona where the Sun's magnetic field extends into interplanetary space as an open field. Compared to the corona's usual closed magnetic field that arches between regions of opposite magnetic polarity, the open magnetic field of a coronal hole allows solar wind to escape into space at a much quicker rate. This results in decreased temperature and density of the plasma at the site of a coronal hole, as well as an increased speed in the average solar wind measured in interplanetary space. If streams of high-speed solar wind from coronal holes encounter the Earth, they can cause major displays of aurorae. Near solar minimum, when activity such as coronal mass ejections is less frequent, such streams are the main cause of geomagnetic storms and associated aurorae. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Coronal_hole ) Charged black hole Trou noir chargé Trou noirs chargés charged black holes trous noirs chargés charged black hole trou noir chargé Un trou noir chargé est un trou noir qui possède une charge électrique. Étant donné que la répulsion électromagnétique dans la compression d'une masse chargée électriquement est considérablement supérieure à l'attraction gravitationnelle (par environ 40 ordres de grandeur), il n'est pas attendu que des trous noirs avec une charge électrique significative se forment dans la nature. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Charged_black_hole ) A charged black hole is a black hole that possesses electric charge. Since the electromagnetic repulsion in compressing an electrically charged mass is dramatically greater than the gravitational attraction (by about 40 orders of magnitude), it is not expected that black holes with a significant electric charge will be formed in nature. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Charged_black_hole ) Double black hole Trou noir double Trou noirs doubles double black holes trous noirs doubles double black hole trou noir double Massive black hole Trou noir massif Trou noirs massifs massive black holes trous noirs massifs massive black hole trou noir massif Un trou noir avec une masse comprise entre des millions et des milliards de masses solaires résidant dans des noyaux galactiques. La masse de ce type de trous noirs représente environ 0,2% de la masse du bulbe. Lorsque la matière est avalée par le trou noir, cela donne naissance aux formidables phénomènes énergétiques observés dans les quasars et les noyaux galactiques actifs. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=massive+black+hole&formSubmit=Search&showAll=1 ) A black hole with a mass between millions and billions of solar masses residing in galactic nuclei. The mass of this type of black holes represents about 0.2% of the bulge mass. When matter is swallowed by the black hole, this gives rise to the tremendous energetic phenomena observed in quasars and active galactic nuclei. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=massive+black+hole&formSubmit=Search&showAll=1 ) Primordial black hole Trou noir originel Trou noirs originels primordial black holes trous noirs originels primordial black hole trou noir originel Un trou noir primordial est un type de trou noir hypothétique formé à l'époque de l'univers primordial dans les régions extrêmement denses. Dans les premiers instants de l'Univers selon la théorie du Big Bang, la pression et la température étaient si élevées que de simples fluctuations de densité de la matière suffisaient pour donner naissance à un trou noir1. Alors que la plupart des régions de hautes densités ont été dispersées dans l'expansion qui a suivi, les trous noirs primordiaux sont restés stables, et seraient encore présents aujourd'hui. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trou_noir_primordial ) Primordial black holes (also abbreviated as PBH) are hypothetical black holes that formed soon after the Big Bang. Due to the extreme environment of the newly born universe, extremely dense pockets of sub-atomic matter had been tightly packed to the point of gravitational collapse, creating a primordial black hole that bypasses the density needed to make black holes today due to the densely packed, high-energy state present in the moments just after the Big Bang. Seeing as the creation of primordial black holes pre-date the creation of known stars, they can be formed with less mass than what are known as stellar black holes. Yakov Borisovich Zel'dovich and Igor Dmitriyevich Novikov in 1966 first proposed the existence of such black holes, while the first in-depth study was conducted by Stephen Hawking in 1971. However, their existence has not been proven and remains theoretical. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Primordial_black_hole ) Supermassive black hole Trou noir supermassif Trou noirs supermassifs supermassive black holes trous noirs supermassifs supermassive black hole trou noir supermassif Un trou noir supermassif (TNSM) est un trou noir dont la masse est de l'ordre d'un million de masses solaires ou plus. Il constitue l’un des quatre types de trous noirs avec les trous noirs primordiaux, les trous noirs stellaires, les trous noirs intermédiaires. Étant les plus massifs, leur masse peut atteindre jusqu'à 40 milliards de masses solaires (celui de la galaxie Holmberg 15A). Les trous noirs supermassifs se trouvent au centre des galaxies massives et il est généralement accepté dans la communauté scientifique que chaque grosse galaxie abrite de tels objets. Le trou noir supermassif au centre de notre galaxie, la Voie lactée, correspond à la source Sagittarius A*. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trou_noir_supermassif ) A supermassive black hole (SMBH or sometimes SBH) is the largest type of black hole, with its mass being on the order of hundreds of thousands, or millions to billions of times the mass of the Sun (M☉). Black holes are a class of astronomical objects that have undergone gravitational collapse, leaving behind spheroidal regions of space from which nothing can escape, not even light. Observational evidence indicates that almost every large galaxy has a supermassive black hole at its center. For example, the Milky Way has a supermassive black hole in its Galactic Center, corresponding to the radio source Sagittarius A*. Accretion of interstellar gas onto supermassive black holes is the process responsible for powering active galactic nuclei (AGNs) and quasars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Supermassive_black_hole ) Einstein–Rosen bridge worm hole Trou ver Trou vers Wormhole trous de vers worm holes wormholes trou de ver wormhole Un trou de ver (en anglais : wormhole) est, en astrophysique, un objet hypothétique qui relierait deux feuillets distincts ou deux régions distinctes de l'espace-temps et se manifesterait, d'un côté, comme un trou noir et, de l'autre côté, comme un trou blanc. Un trou de ver formerait un raccourci à travers l'espace-temps. Pour le représenter plus simplement, on peut figurer l'espace-temps non en quatre dimensions mais en deux, à la manière d'un tapis ou d'une feuille de papier, dont la surface serait pliée sur elle-même dans un espace à trois dimensions. L'utilisation du raccourci "trou de ver" permettrait un voyage du point A directement au point B en un temps considérablement réduit par rapport au temps qu'il faudrait pour parcourir la distance séparant ces deux points de manière linéaire, à la surface de la feuille. Visuellement, il faut s'imaginer voyager non pas à la surface de la feuille de papier, mais à travers le trou de ver ; la feuille, étant repliée sur elle-même, permet au point A de toucher directement le point B, la rencontre des deux points correspondant au trou de ver. L'utilisation d'un trou de ver permettrait théoriquement le voyage d'un point de l'espace à un autre (déplacement dans l'espace), le voyage d'un point à l'autre du temps (déplacement dans le temps), et le voyage d'un point de l'espace-temps à un autre (déplacement à travers l'espace et, simultanément, à travers le temps). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Trou_de_ver ) A wormhole (Einstein-Rosen bridge) is a speculative structure connecting disparate points in spacetime, and is based on a special solution of the Einstein field equations. A wormhole can be visualized as a tunnel with two ends at separate points in spacetime (i.e., different locations, different points in time, or both). Wormholes are consistent with the general theory of relativity, but whether wormholes actually exist remains to be seen. Many scientists postulate that wormholes are merely projections of a fourth spatial dimension, analogous to how a two-dimensional (2D) being could experience only part of a three-dimensional (3D) object. Theoretically, a wormhole might connect extremely long distances such as a billion light years, or short distances such as a few meters, or different points in time, or even different universes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Wormhole ) Flux tube Tube flux flux tubes tubes de flux flux tube tube de flux Un tube de flux magnétique caractérise une région de l'espace où règne un fort champ magnétique occupant un territoire approximativement tubulaire. Ce champ, à la surface de sa zone de répartition, est parallèle à cette surface. On en trouve généralement autour des grands corps célestes tels que les étoiles. Le Soleil possède de nombreux tubes de flux, avec des diamètres de l'ordre de 300 kilomètres pour la plupart. Un certain nombre de tubes de flux plus importants comportant des diamètres de l'ordre de 2 500 kilomètres sont connus comme étant directement en rapport avec les taches solaires. La magnétosphère de certaines planètes inclut des tubes de flux : un exemple bien connu est celui du tube de flux entre magnétosphère de Jupiter et sa lune Io. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tube_de_flux_magn%C3%A9tique ) A flux tube is a generally tube-like (cylindrical) region of space containing a magnetic field, B, such that the cylindrical sides of the tube are everywhere parallel to the magnetic field lines. It is a graphical visual aid for visualizing a magnetic field. Since no magnetic flux passes through the sides of the tube, the flux through any cross section of the tube is equal, and the flux entering the tube at one end is equal to the flux leaving the tube at the other. Both the cross-sectional area of the tube and the magnetic field strength may vary along the length of the tube, but the magnetic flux inside is always constant. As used in astrophysics, a flux tube generally means an area of space through which a strong magnetic field passes, in which the behavior of matter (usually ionized gas or plasma) is strongly influenced by the field. They are commonly found around stars, including the Sun, which has many flux tubes from tens to hundreds of kilometers in diameter. Sunspots are also associated with larger flux tubes of 2500 km diameter. Some planets also have flux tubes. A well-known example is the flux tube between Jupiter and its moon Io. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Flux_tube ) Tube flux torsadé Tube flux torsadés Twisted flux tube tubes de flux torsadés twisted flux tubes tube de flux torsadé twisted flux tube Tube Krasnikov tubes de Krasnikov Krasnikov tube tube de Krasnikov Un tube de Krasnikov est un mécanisme spéculatif permettant le voyage spatial. Il s'agit d'utiliser des tunnels superluminiques. La structure est semblable à un trou de ver et a été proposée par le physicien russe Sergueï Krasnikov en 1995. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Tube_de_Krasnikov ) A Krasnikov tube is a speculative mechanism for space travel involving the warping of spacetime into permanent superluminal tunnels. The resulting structure is analogous to a wormhole or an immobile Alcubierre drive (and like them requires exotic matter with negative energy density) with the endpoints displaced in time as well as space. The idea was proposed by Sergey Krasnikov in 1995. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Krasnikov_tube ) Turbulence Turbulence turbulences turbulences turbulence turbulence La turbulence désigne l'état de l'écoulement d'un fluide, liquide ou gaz, dans lequel la vitesse présente en tout point un caractère tourbillonnaire : tourbillons dont la taille, la localisation et l'orientation varient constamment. Les écoulements turbulents se caractérisent donc par une apparence très désordonnée, un comportement difficilement prévisible et l'existence de nombreuses échelles spatiales et temporelles. De tels écoulements apparaissent lorsque la source d'énergie cinétique qui met le fluide en mouvement est relativement intense devant les forces de viscosité que le fluide oppose pour se déplacer. À l'inverse, on appelle laminaire le caractère d'un écoulement régulier. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Turbulence ) In fluid dynamics, turbulence or turbulent flow is fluid motion characterized by chaotic changes in pressure and flow velocity. It is in contrast to a laminar flow, which occurs when a fluid flows in parallel layers, with no disruption between those layers. Turbulence is commonly observed in everyday phenomena such as surf, fast flowing rivers, billowing storm clouds, or smoke from a chimney, and most fluid flows occurring in nature or created in engineering applications are turbulent. Turbulence is caused by excessive kinetic energy in parts of a fluid flow, which overcomes the damping effect of the fluid's viscosity. For this reason turbulence is commonly realized in low viscosity fluids. In general terms, in turbulent flow, unsteady vortices appear of many sizes which interact with each other, consequently drag due to friction effects increases. This increases the energy needed to pump fluid through a pipe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Turbulence ) Anisotropic turbulence Turbulence anisotrope Turbulence anisotropes anisotropic turbulences turbulences anisotropes anisotropic turbulence turbulence anisotrope 2022-10-10 Atmospheric turbulence Turbulence atmosphérique Turbulence atmosphériques atmospheric turbulences turbulences atmosphériques atmospheric turbulence turbulence atmosphérique Fluctuations aléatoires de l'atmosphère causées par l'injection constante d'énergie dans l'atmosphère à partir de sources solaires et locales, modifiant la température et la pression de l'air là où elle est absorbée et conduisant à des instabilités de fluide. Le développement au fil du temps des instabilités entraîne des fluctuations de la densité de l'air, et donc de l'indice de réfraction de l'atmosphère (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=atmospheric+turbulence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Random fluctuations of the atmosphere caused by the constant injection of energy into the atmosphere from solar and local sources, changing the temperature and pressure of the air where it is absorbed and leading to fluid instabilities. The development over time of the instabilities gives rise to fluctuations in the density of air, and therefore the refractive index of the atmosphere. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=atmospheric+turbulence&formSubmit=Search&showAll=1 ) Isotropic turbulence Turbulence isotrope Turbulence isotropes isotropic turbulences turbulences isotropes isotropic turbulence turbulence isotrope hydromagnetic turbulence magnetohydrodynamic turbulence turbulence magnétohydrodynamique Turbulence MHD hydromagnetic turbulences magnetohydrodynamic turbulences turbulences MHD turbulences magnétohydrodynamiques MHD turbulence turbulence MHD Plasma turbulence Turbulence plasma Turbulence plasmas plasma turbulences turbulences de plasmas plasma turbulence turbulence de plasma Spectral type Type spectral Type spectraux spectral types type spectraux spectral type type spectral Un groupe dans lequel les étoiles peuvent être classées en fonction des caractéristiques de leurs spectres. Le type spectral est en corrélation avec la température effective et la couleur de l'étoile. Il existe sept types spectraux principaux. De chaud et bleu à froid et rouge, ils sont les types O, B, A, F, G, K et M. Chaque type spectral est divisé en plusieurs sous-types. Par exemple, du plus chaud au plus froid, le type spectral G est G0, G1, G2, G3, etc. à G9. Une classification spectrale précise nécessite de déterminer la classe de luminosité. Le Soleil est de type spectral G2 V. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectral+type&formSubmit=Search&showAll=1 ) A group into which stars may be classified according to the characteristics of their spectra. Spectral type correlates with the star's effective temperature and color. There are seven main spectral types. From hot and blue to cool and red, they are O, B, A, F, G, K, and M. Each spectral type is divided into several subtypes. For example, from warmest to coolest, spectral type G is G0, G1, G2, G3, and so on to G9. A precise spectral classification requires determining the luminosity class. The Sun is spectral type G2 V. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=spectral+type&formSubmit=Search&showAll=1 ) Uranus II Uranus II Umbriel Umbriel Umbriel, également appelé Uranus II, est le troisième satellite naturel d'Uranus par la taille. Découvert en 1851 par William Lassell, en même temps qu'Ariel, il reçoit alors le nom d'un personnage du poème La Boucle de cheveux enlevée d'Alexander Pope. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Umbriel_(lune) ) Umbriel is the third largest and the darkest moon of Uranus. It is 16th moon in order from the planet. Umbriel is named after the "dusky melancholy sprite" in Alexander Pope's poem "The Rape of the Lock" and is also known as Uranus II. It was discovered by William Lassell on 24 October 1851, at the same time as Ariel. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/Umbriel.html ) Expanding universe Univers en expansion Univers en expansions expanding universes univers en expansions expanding universe univers en expansion La déduction basée sur le fait d'observation que plus la distance à une galaxie est grande, plus le décalage vers le rouge dans ses raies spectrales (effet Doppler) est grand. Les observations indiquent fortement que les galaxies semblent s'éloigner de nous avec des vitesses proportionnelles à leur distance. Ceci est en accord avec l'expansion globale de l'Univers. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=expanding+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) The deduction based on the observational fact that the greater the distance to a galaxy, the greater the redshift in its spectral lines (Doppler effect). The observations strongly indicate that galaxies appear to be moving away from us with speeds proportional to their distance. This is in agreement with the overall expansion of the Universe. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=expanding+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) Closed universe Univers fermé Univers fermés closed universes univers fermés closed universe univers fermé Un modèle cosmologique, formulé pour la première fois par Friedmann et Lemaître, dans lequel l'Univers a une taille et une durée de vie finies et l'espace a une courbure positive, par ex. un univers avec une densité supérieure à la densité critique. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=closed+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) A cosmological model, first formulated by Friedmann and Lemaître, in which the Universe has a finite size and lifetime and space has a positivecurvature, e.g. a Universe with a density greater than the critical density. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=closed+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) Gödel cosmology Gödel metric métrique de Gödel Univers Gödel Univers Gödels métriques de Gödels univers de Gödels Gödel universe univers de Gödel L'univers de Gödel est une solution aux équations de la relativité générale publiée par le mathématicien Kurt Gödel en 1949. Cette solution possède plusieurs propriétés remarquables. Elle décrit un univers en rotation, c'est-à-dire un univers qui possède une direction privilégiée que l'on peut localement assimiler à un axe de rotation. Par ailleurs, la structure de l'espace-temps permet l'existence de courbes de genre temps refermées sur elles-mêmes. Ces travaux sont à l'origine de la recherche d'un plus grand nombre de solutions exactes aux équations d'Einstein. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Univers_de_G%C3%B6del ) The Gödel metric, also known as the Gödel solution or Gödel universe, is an exact solution of the Einstein field equations in which the stress–energy tensor contains two terms, the first representing the matter density of a homogeneous distribution of swirling dust particles (dust solution), and the second associated with a negative cosmological constant (see Lambdavacuum solution). This solution has many unusual properties—in particular, the existence of closed timelike curves that would allow time travel in a universe described by the solution. Its definition is somewhat artificial in that the value of the cosmological constant must be carefully chosen to match the density of the dust grains, but this spacetime is an important pedagogical example. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6del_metric ) heterogeneous universe non-homogeneous universe Inhomogeneous universe Univers hétérogène Univers hétérogènes heterogeneous universes inhomogeneous universes non homogeneous universe non homogeneous universes non-homogeneous universes univers hétérogènes inhomogeneous universe univers hétérogène La cosmologie inhomogène signifie normalement l'étude de la structure de l'Univers et de son expansion ou bien avec une solution exacte cosmologique de l'équation d'Einstein, c'est-à-dire un espace-temps (une variété lorentzienne) induite d'une métrique, ou bien avec une méthode de calcul des moyennes spatiales ou spatio-temporelles. Ces modèles ont pour but de prendre en compte l'inhomogénéité de la distribution de la matière à l'époque de la formation des grandes structures afin de modéliser ou bien une structure telle qu'un grand vide ou un amas de galaxies, ou bien l'Univers, souvent en traitant l'énergie sombre comme hypothèse superflue. Ces approches contrastent avec la théorie des perturbations, qui considère des petites perturbations de la densité par rapport à une métrique homogène, ce qui est valable lorsque ces fluctuations sont faibles, et avec les simulations à N-corps qui utilisent la gravité de Newton, ce qui est une approximation supposant que les vitesses relatives soient petites et les champs gravitationnels faibles. Parmi les travaux vers une approche non-perturbative se trouve l'Approximation relativiste Zel'dovich. En 2016, Thomas Buchert, George Ellis, Edward Kolb et leurs collègues4 ont estimé que si l'Univers est bien décrit par des variables cosmiques dans un schéma qui inclut une méthode de calcul des moyennes, alors l'hypothèse selon laquelle l'énergie sombre serait un artéfact de l'usage trop naïf de l'équation d'Einstein reste un problème scientifique ouvert. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cosmologie_inhomog%C3%A8ne ) An inhomogeneous cosmology is a physical cosmological theory (an astronomical model of the physical universe's origin and evolution) which, unlike the currently widely accepted cosmological concordance model, assumes that inhomogeneities in the distribution of matter across the universe affect local gravitational forces (i.e., at the galactic level) enough to skew our view of the Universe. When the universe began, matter was distributed homogeneously, but over billions of years, galaxies, clusters of galaxies, and superclusters have coalesced, and must, according to Einstein's theory of general relativity, warp the space-time around them. While the concordance model acknowledges this fact, it assumes that such inhomogeneities are not sufficient to affect large-scale averages of gravity in our observations. When two separate studies claimed in 1998-1999 that high redshift supernovae were further away than our calculations showed they should be, it was suggested that the expansion of the universe is accelerating, and dark energy, a repulsive energy inherent in space, was proposed to explain the acceleration. Dark energy has since become widely accepted, but it remains unexplained. Accordingly, some scientists continue to work on models that might not require dark energy. Inhomogeneous cosmology falls into this class. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Inhomogeneous_cosmology ) hierarchic universe univers hiérarchisé Hierarchic universe Univers hiérarchisé Univers hiérarchisés cosmologies hiérarchiques hierarchic cosmologies hierarchic universes univers hiérarchisés cosmologie hiérarchique hierarchic cosmology Homogeneous universe Univers homogène Univers homogènes homogeneous universes univers homogènes homogeneous universe univers homogène Un modèle d'Univers qui est homogène et isotrope à grande échelle. Il est modélisé par une cosmologie de Robertson-Walker. Un Univers homogène est rempli d'une densité constante et d'une pression négligeable. Toute petite région spatiale est caractéristique pour tout l'Univers. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=homogeneous+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) A model Universe which is homogeneous and isotropic on large scales. It is modeled by a Robertson-Walker cosmology. A homogeneous Universe is filled with a constant density and negligible pressure. Any small spatial region is characteristic for the whole Universe. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=homogeneous+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) Isotropic universe Univers isotrope Univers isotropes isotropic universes univers isotropes isotropic universe univers isotrope Un Univers ayant des propriétés observées qui semblent identiques dans toutes les directions. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=isotropic+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) A Universe having observed properties that appear identical in every direction. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=isotropic+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) Open universe Univers ouvert Univers ouverts open universes univers ouverts open universe univers ouvert Un modèle cosmologique de Friedmann-Lemaître dans lequel l'espace est infini et de courbure négative ou euclidienne, et qui est en expansion pour toujours. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=open+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) A Freidmann-Lemaître cosmological model in which space is infinite and of negative curvature or Euclidean, and which expands forever. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=open+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) univers jeune Early universe Univers primordial Univers primordiaux early universes univers primordiaux early universe univers primordial Un terme qualitatif utilisé pour décrire une phase de l'histoire de l'Univers, depuis l'événement du Big Bang à l'apparition des premières structures (germes des futures galaxies), à un décalage vers le rouge d'environ 30. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=early+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) A qualitative term used to describe a phase in the history of the Universe, from the Big Bang event to the apparition of the first structures (seeds of future galaxies), at a redshift around 30. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=early+universe&formSubmit=Search&showAll=1 ) Eigenvalue Valeur propre Valeur propres eigenvalues valeurs propres eigenvalue valeur propre 1) Math.: l'un des scalaires λ tels que T(v) = λv, où T est un opérateur linéaire sur un espace vectoriel, et v est un vecteur propre. 2) Mécanique quantique : les valeurs spécifiées de l'énergie quantifiée pour lesquelles l'équation de Schrodinger est résoluble, soumise aux conditions aux limites appropriées. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=eigenvalue&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) Math.: The one of the scalars λ such that T(v) = λv, where T is a linear operator on a vector space, and v is an eigenvector. 2) Quantum mechanics : The specified values of quantized energy for which the Schrodinger equation is soluble, subject to the appropriate boundary conditions. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=eigenvalue&formSubmit=Search&showAll=1 ) Singular value Valeur singulière Valeur singulières singular values valeurs singulières singular value valeur singulière En mathématiques, en particulier l'analyse fonctionnelle, les valeurs singulières, ou les nombres s d'un opérateur compact T : X → Y agissant entre les espaces de Hilbert X et Y, sont les racines carrées des valeurs propres (nécessairement non négatives) de l'opérateur auto-adjoint T^∗T (où T^{*} désigne l'adjoint de T). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Singular_value ) In mathematics, in particular functional analysis, the singular values, or s-numbers of a compact operator T : X → Y acting between Hilbert spaces X and Y, are the square roots of the (necessarily non-negative) eigenvalues of the self-adjoint operator T^∗T (where T^{*} denotes the adjoint of T). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Singular_value ) water vapour Vapeur eau Vapeur eaux Water vapor vapeurs d'eaux water vapors water vapours vapeur d'eau water vapor La vapeur d'eau est l'état gazeux de l'eau. C'est un gaz inodore et incolore. À l'opposé, dans le langage commun, le terme vapeur d'eau peut servir à désigner le brouillard créé par la condensation d'eau à l'état gazeux sous forme de microgouttelettes. Ce qui est contradictoire avec la définition scientifiquement admise. De manière plus générale, la vapeur humide ou vapeur saturante désigne la vapeur en équilibre avec le liquide dans une coexistence de phase. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vapeur_d%27eau ) Water vapor, water vapour or aqueous vapor is the gaseous phase of water. It is one state of water within the hydrosphere. Water vapor can be produced from the evaporation or boiling of liquid water or from the sublimation of ice. Water vapor is transparent, like most constituents of the atmosphere. Under typical atmospheric conditions, water vapor is continuously generated by evaporation and removed by condensation. It is less dense than most of the other constituents of air and triggers convection currents that can lead to clouds. Being a component of Earth's hydrosphere and hydrologic cycle, it is particularly abundant in Earth's atmosphere, where it acts as a greenhouse gas and warming feedback, contributing more to total greenhouse effect than non-condensable gases such as carbon dioxide and methane. Use of water vapor, as steam, has been important for cooking, and as a major component in energy production and transport systems since the industrial revolution. Water vapor is a relatively common atmospheric constituent, present even in the solar atmosphere as well as every planet in the Solar System and many astronomical objects including natural satellites, comets and even large asteroids. Likewise the detection of extrasolar water vapor would indicate a similar distribution in other planetary systems. Water vapor can also be indirect evidence supporting the presence of extraterrestrial liquid water in the case of some planetary mass objects. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Water_vapor ) vaporisation Vaporisation Vaporization vaporisations vaporisations vaporizations vaporisation vaporization La vaporisation est l'une des six transformations fondamentales de la physique. Il s'agit du passage d'un corps de l'état liquide à l'état gazeux. Il s'agit d'une transition de phase de première espèce. Elle peut prendre la forme d'une évaporation (en surface) ou d'une ébullition (dans les profondeurs du matériau vaporisé). La vaporisation consomme en général une quantité d'énergie non négligeable, ce qui permet de l'utiliser comme intermédiaire entre le dispositif produisant la chaleur (la chaudière) et le dispositif qui l'utilise. Le phénomène de vaporisation est endothermique, au contraire du phénomène de condensation qui est exothermique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vaporisation ) Vaporization (or vaporisation) of an element or compound is a phase transition from the liquid phase to vapor.There are two types of vaporization: evaporation and boiling. Evaporation is a surface phenomenon, whereas boiling is a bulk phenomenon. Evaporation is a phase transition from the liquid phase to vapor (a state of substance below critical temperature) that occurs at temperatures below the boiling temperature at a given pressure. Evaporation occurs on the surface. Evaporation only occurs when the partial pressure of vapor of a substance is less than the equilibrium vapor pressure. For example, due to constantly decreasing pressures, vapor pumped out of a solution will eventually leave behind a cryogenic liquid. Boiling is also a phase transition from the liquid phase to gas phase, but boiling is the formation of vapor as bubbles of vapor below the surface of the liquid. Boiling occurs when the equilibrium vapor pressure of the substance is greater than or equal to the atmospheric pressure. The temperature at which boiling occurs is the boiling temperature, or boiling point. The boiling point varies with the pressure of the environment. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vaporization ) stochastic variable variable stochastique Random variable Variable aléatoire Variable aléatoires random variables stochastic variables variables aléatoires variables stochastiques random variable variable aléatoire En théorie des probabilités, une variable aléatoire est une variable dont la valeur est déterminée après la réalisation d’un phénomène, expérience ou événement, aléatoire. En voici des exemples : la valeur d’un dé entre 1 et 6 ; le côté de la pièce dans un pile ou face ; le nombre de voitures en attente dans la 2e file d’un télépéage autoroutier ; le jour de semaine de naissance de la prochaine personne que vous rencontrez ; le temps d’attente dans la queue du cinéma ; le poids de la part de tomme que le fromager vous coupe quand vous lui en demandez un quart ; etc. Notez bien que les situations réalistes présentées ici ne sont pas nécessairement celles de la réalité, le point important étant qu’elles sont ici placées dans le cadre de la théorie des probabilités. Mathématiquement, c’est une application définie sur l’ensemble des éventualités, c’est-à-dire l’ensemble des résultats possibles d’une expérience aléatoire. Ce furent les jeux de hasard qui amenèrent à concevoir les variables aléatoires, en associant à une éventualité (résultat du lancer d’un ou plusieurs dés, d’un tirage à pile ou face, d’une roulette, etc.) un gain. Cette association éventualité-gain a donné lieu par la suite à la conception d’une fonction de portée plus générale. Le développement des variables aléatoires est associé à la théorie de la mesure. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Variable_al%C3%A9atoire ) A random variable (also called random quantity, aleatory variable, or stochastic variable) is a mathematical formalization of a quantity or object which depends on random events. It is a mapping or a function from possible outcomes (e.g., the possible upper sides of a flipped coin such as heads Hand tails T) in a sample space (e.g., the set { H , T }) to a measurable space, often the real numbers (e.g., { − 1 , 1 } in which 1 corresponding to H and -1 corresponding to T). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Random_variable ) State variable Variable état Variable états state variables variables d'états state variable variable d'état En thermodynamique, des variables d'état sont des paramètres qui caractérisent l'état d'équilibre d'un système, tels que le volume, la température, la pression et la quantité de matière. Ces caractérisations sont elles-mêmes des fonctions d'état du système. Une variable d'état n'a de sens que pour un système à l'équilibre thermodynamique. Une variable d'état est toujours une grandeur physique scalaire. Il s'agit soit d'une grandeur extensive, définie sur l'ensemble du système considéré, soit d'une grandeur intensive, qui doit alors prendre la même valeur en tout point du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Variable_d%27%C3%A9tat ) A state variable is one of the set of variables that are used to describe the mathematical "state" of a dynamical system. Intuitively, the state of a system describes enough about the system to determine its future behaviour in the absence of any external forces affecting the system. Models that consist of coupled first-order differential equations are said to be in state-variable form. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/State_variable ) Diurnal variation Variation diurne Variation diurnes diurnal variations variations diurnes diurnal variation variation diurne Periodic variation Variation périodique Variation périodiques periodic variations variations périodiques periodic variation variation périodique Quasi periodic variation Variation quasi périodique Variation quasis périodiques quasiperiodic variations variations quasipériodiques quasiperiodic variation variation quasipériodique Secular variation Variation séculaire Variation séculaires secular variations variations séculaires secular variation variation séculaire La variation séculaire d'une série temporelle est sa variation non périodique à long terme. Que la variation soit perçue comme séculaire ou non dépend de l'échelle de temps disponible : une variation qui est séculaire sur une période de temps de plusieurs siècles peut n'être qu'un segment de ce qui est, sur une échelle de temps de plusieurs millions d'années, une variation périodique. Les quantités naturelles ont souvent des variations à la fois périodiques et séculaires. La variation séculaire est parfois appelée tendance séculaire ou dérive séculaire lorsque l'accent est mis sur une tendance à long terme linéaire. Le terme est utilisé partout où les séries temporelles sont applicables dans l'histoire, l'économie, la recherche opérationnelle, l'anthropologie biologique et l'astronomie (en particulier en mécanique céleste) telles que VSOP (planètes). (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Secular_variation ) The secular variation of a time series is its long-term, non-periodic variation. Whether a variation is perceived as secular or not depends on the available timescale: a variation that is secular over a timescale of centuries may be a segment of what is, over a timescale of millions of years, a periodic variation. Natural quantities often have both periodic and secular variations. Secular variation is sometimes called secular trend or secular drift when the emphasis is on a linear long-term trend. The term is used wherever time series are applicable in history, economics, operations research, biological anthropology, and astronomy (particularly celestial mechanics) such as VSOP (planets). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Secular_variation ) Semidiurnal variation Variation semi diurne Variation semis diurnes semidiurnal variations variation semi diurne variations semi diurnes variations semi-diurnes semidiurnal variation variation semi-diurne h variétés abéliennes Abelian variety variété abélienne En mathématiques, et en particulier, en géométrie algébrique et géométrie complexe, une variété abélienne A est une variété algébrique projective qui est un groupe algébrique. La condition de "projectivité" est l'équivalent de la compacité pour les variétés différentielles ou analytiques, et donne une certaine rigidité à la structure. C'est un objet central en géométrie arithmétique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_ab%C3%A9lienne ) In mathematics, particularly in algebraic geometry, complex analysis and algebraic number theory, an abelian variety is a projective algebraic variety that is also an algebraic group, i.e., has a group law that can be defined by regular functions. Abelian varieties are at the same time among the most studied objects in algebraic geometry and indispensable tools for much research on other topics in algebraic geometry and number theory. An abelian variety can be defined by equations having coefficients in any field; the variety is then said to be defined over that field. Historically the first abelian varieties to be studied were those defined over the field of complex numbers. Such abelian varieties turn out to be exactly those complex tori that can be embedded into a complex projective space. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Abelian_variety ) algebraic manifold Algebraic variety Variété algébrique Variété algébriques algebraic manifolds algebraic varieties variétés algébriques algebraic variety variété algébrique Une variété algébrique est, de manière informelle, l'ensemble des racines communes d'un nombre fini de polynômes en plusieurs indéterminées. C'est l'objet d'étude de la géométrie algébrique. Les schémas sont des généralisations des variétés algébriques. Il y a deux points de vue (essentiellement équivalents) sur les variétés algébriques : elles peuvent être définies comme des schémas de type fini sur un corps (langage de Grothendieck), ou bien comme la restriction d'un tel schéma au sous-ensemble des points fermés. On utilise ici le deuxième point de vue, plus classique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_alg%C3%A9brique ) Algebraic varieties are the central objects of study in algebraic geometry, a sub-field of mathematics. Classically, an algebraic variety is defined as the set of solutions of a system of polynomial equations over the real or complex numbers. Modern definitions generalize this concept in several different ways, while attempting to preserve the geometric intuition behind the original definition. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Algebraic_variety ) hypercomplex manifold Complex manifold Variété complexe Variété complexes complex manifolds hypercomplex manifolds variétés complexes complex manifold variété complexe Les variétés complexes ou plus généralement les espaces analytiques complexes sont les objets d'étude de la géométrie analytique complexe. Une variété complexe de dimension n est un espace topologique obtenu par recollement d'ouverts de Cⁿ selon des biholomorphismes, c'est-à-dire des bijections holomorphes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_complexe ) In differential geometry and complex geometry, a complex manifold is a manifold with an atlas of charts to the open unit disc in Cⁿ, such that the transition maps are holomorphic. The term complex manifold is variously used to mean a complex manifold in the sense above (which can be specified as an integrable complex manifold), and an almost complex manifold. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Complex_manifold ) differential manifold variété différentiable Differentiable manifold Variété différentiable Variété différentiables differentiable manifolds differential manifolds variétés différentiables variétés différentielles differentiable manifold variété différentielle En mathématiques, les variétés différentielles ou variétés différentiables sont les objets de base de la topologie différentielle et de la géométrie différentielle. Il s'agit de variétés, "espaces courbes" localement modelés sur l'espace euclidien de dimension n, sur lesquelles il est possible de généraliser une bonne part des opérations du calcul différentiel et intégral. Une variété différentielle se définit donc d'abord par la donnée d'une variété topologique, espace topologique localement homéomorphe à l'espace ℝⁿ. Les homéomorphismes locaux sont appelés cartes et définissent des systèmes de coordonnées locales. La structure différentielle est définie en exigeant certaines propriétés de régularité des applications de transition entre les cartes. Cette structure permet par exemple de donner une définition globale de la notion d'application différentiable, ou de champ de vecteurs avec ses courbes intégrales. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_diff%C3%A9rentielle ) In mathematics, a differentiable manifold (also differential manifold) is a type of manifold that is locally similar enough to a vector space to allow one to apply calculus. Any manifold can be described by a collection of charts (atlas). One may then apply ideas from calculus while working within the individual charts, since each chart lies within a vector space to which the usual rules of calculus apply. If the charts are suitably compatible (namely, the transition from one chart to another is differentiable), then computations done in one chart are valid in any other differentiable chart. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Differentiable_manifold ) Variété Einstein variétés d'Einstein Einstein manifold variété d'Einstein Les variétés d'Einstein sont un concept de géométrie différentielle et de physique théorique, étroitement relié à l'équation d'Einstein de la relativité générale. Il s'agit de variétés riemanniennes ou pseudo-riemanniennes dont la courbure de Ricci est proportionnelle à la métrique. Elles forment donc des solutions de l'équation d'Einstein dans le vide, avec une constante cosmologique non nécessairement nulle, mais sans se limiter au cadre de la géométrie lorentzienne utilisé en relativité générale, qui postule trois dimensions d'espace et une dimension de temps. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_d%27Einstein ) In differential geometry and mathematical physics, an Einstein manifold is a Riemannian or pseudo-Riemannian differentiable manifold whose Ricci tensor is proportional to the metric. They are named after Albert Einstein because this condition is equivalent to saying that the metric is a solution of the vacuum Einstein field equations (with cosmological constant), although both the dimension and the signature of the metric can be arbitrary, thus not being restricted to Lorentzian manifolds (including the four-dimensional Lorentzian manifolds usually studied in general relativity). Einstein manifolds in four Euclidean dimensions are studied as gravitational instantons. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Einstein_manifold ) espace de Finsler Variété Finsler espaces de Finsler variétés de Finsler Finsler manifold variété de Finsler Un espace de Finsler est une variété différentielle possédant une métrique asymétrique locale, c'est-à-dire une norme asymétrique sur le fibré tangent. Les variétés de Finsler sont donc une généralisation des variétés de Riemann. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Espace_de_Finsler ) In mathematics, particularly differential geometry, a Finsler manifold is a differentiable manifold M where a (possibly asymmetric) Minkowski functional F(x, −) is provided on each tangent space TxM, that enables one to define the length of any smooth curve γ. Finsler manifolds are more general than Riemannian manifolds since the tangent norms need not be induced by inner products. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Finsler_manifold ) homology manifold Generalized manifold Variété généralisée Variété généralisées generalized manifolds homology manifolds variétés généralisées generalized manifold variété généralisée En mathématiques, une variété d'homologie (ou une variété généralisé) est un espace topologique localement compact X qui ressemble localement à un variété topologique du point de vue de la théorie de l'homologie. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Homology_manifold ) In mathematics, a homology manifold (or generalized manifold) is a locally compact topological space X that looks locally like a topological manifold from the point of view of homology theory. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Homology_manifold ) Invariant manifold Variété invariante Variété invariantes invariant manifolds variétés invariantes invariant manifold variété invariante Dans les systèmes dynamiques, une branche des mathématiques, une variété invariante est une variété topologique qui est invariante sous l'action du système dynamique. Les exemples incluent la variété lente, la variété centrale, la variété stable, la variété instable, la variété sous-centrale et la variété inertielle. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Invariant_manifold ) In dynamical systems, a branch of mathematics, an invariant manifold is a topological manifold that is invariant under the action of the dynamical system. Examples include the slow manifold, center manifold, stable manifold, unstable manifold, subcenter manifold and inertial manifold. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Invariant_manifold ) Jacobi manifold Jacobian manifold Jacobian variety variété jacobienne Variété Jacobi variétés de Jacobi variétés jacobiennes Jacobi variety variété de Jacobi En géométrie algébrique, la jacobienne d'une courbe C est une variété algébrique (en fait une variété abélienne) qui paramétrise les diviseurs de degré 0 sur C. C'est un objet fondamental pour l'étude des courbes, et c'est aussi un exemple "concret" de variété abélienne qui sert de variété test. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_jacobienne ) In mathematics, the Jacobian variety J(C) of a non-singular algebraic curve C of genus g is the moduli space of degree 0 line bundles. It is the connected component of the identity in the Picard group of C, hence an abelian variety. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Jacobian_variety ) Kähler cone Kähler potential Kähler space variété kählérienne Variété Kähler Variété Kählers variétés de Kählers variétés kählériennes Kähler manifold variété de Kähler En mathématiques, une variété kählérienne ou variété de Kähler est une variété différentielle équipée d'une structure unitaire satisfaisant une condition d'intégrabilité. C'est en particulier une variété riemannienne, une variété symplectique et une variété complexe, ces trois structures étant mutuellement compatibles. Les variétés kählériennes sont un objet d'étude naturel en géométrie différentielle complexe. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_k%C3%A4hl%C3%A9rienne ) In mathematics and especially differential geometry, a Kähler manifold is a manifold with three mutually compatible structures: a complex structure, a Riemannian structure, and a symplectic structure. The concept was first studied by Jan Arnoldus Schouten and David van Dantzig in 1930, and then introduced by Erich Kähler in 1933. The terminology has been fixed by André Weil. Kähler geometry refers to the study of Kähler manifolds, their geometry and topology, as well as the study of structures and constructions that can be performed on Kähler manifolds, such as the existence of special connections like Hermitian Yang–Mills connections, or special metrics such as Kähler–Einstein metrics. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/K%C3%A4hler_manifold ) Lorentzian manifold Variété Lorentz variétés de Lorentz Lorentz manifold variété de Lorentz Sasakian manifold variété sasakienne Variété Sasaki variétés de Sasaki variétés sasakiennes Sasaki manifold variété de Sasaki En géométrie différentielle, une variété sasakienne (nommée d'après Shigeo Sasaki) est une variété de contact (M, θ) équipée d'un type spécial de métrique riemannienne g, appelée métrique sasakienne. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Sasakian_manifold ) In differential geometry, a Sasakian manifold (named after Shigeo Sasaki) is a contact manifold ( M , θ ) equipped with a special kind of Riemannian metric g, called a Sasakian metric. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sasakian_manifold ) symplectic mapping Symplectic manifold Variété symplectique Variété symplectiques symplectic manifolds symplectic mappings variétés symplectiques symplectic manifold variété symplectique En mathématiques, une variété symplectique est une variété différentielle munie d'une forme différentielle de degré 2 fermée et non dégénérée, appelée forme symplectique. L'étude des variétés symplectiques relève de la géométrie symplectique. Les variétés symplectiques apparaissent dans les reformulations analytiques abstraites de la mécanique classique utilisant la notion de fibré cotangent d'une variété, notamment dans la reformulation hamiltonnienne, où les configurations d'un système forment une variété dont le fibré cotangent décrit l'espace des phases du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_symplectique ) In differential geometry, a subject of mathematics, a symplectic manifold is a smooth manifold, M, equipped with a closed nondegenerate differential 2-form ω, called the symplectic form. The study of symplectic manifolds is called symplectic geometry or symplectic topology. Symplectic manifolds arise naturally in abstract formulations of classical mechanics and analytical mechanics as the cotangent bundles of manifolds. For example, in the Hamiltonian formulation of classical mechanics, which provides one of the major motivations for the field, the set of all possible configurations of a system is modeled as a manifold, and this manifold's cotangent bundle describes the phase space of the system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Symplectic_manifold ) Topological manifold Variété topologique Variété topologiques topological manifolds variétés topologiques topological manifold variété topologique En topologie, une variété topologique est un espace topologique, éventuellement séparé, assimilable localement à un espace euclidien. Les variétés topologiques constituent une classe importante des espaces topologiques, avec des applications à tous les domaines des mathématiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vari%C3%A9t%C3%A9_topologique ) In topology, a branch of mathematics, a topological manifold is a topological space that locally resembles real n-dimensional Euclidean space. Topological manifolds are an important class of topological spaces, with applications throughout mathematics. All manifolds are topological manifolds by definition. Other types of manifolds are formed by adding structure to a topological manifold (e.g. differentiable manifolds are topological manifolds equipped with a differential structure). Every manifold has an "underlying" topological manifold, obtained by simply "forgetting" the added structure. However, not every topological manifold can be endowed with a particular additional structure. For example, the E8 manifold is a topological manifold which cannot be endowed with a differentiable structure. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Topological_manifold ) Killing field champ de Killing Vecteur Killing champs de Killing vecteurs de Killing Killing vector vecteur de Killing En mathématiques, un vecteur de Killing, ou champ de Killing, est un champ vectoriel sur une variété (pseudo-)riemannienne qui conserve la métrique de cette variété et met en évidence les symétries continues de celle-ci. Intuitivement un vecteur de Killing peut être vu comme un "champ de déplacement" ξ, c'est-à-dire associant à un point M de la variété le point M' défini par le déplacement de M le long de la courbe passant par M dont ξ est le vecteur tangent. Sa propriété fondamentale est que ce champ représente une isométrie, c'est-à-dire qu'il conserve les distances. Ainsi, la distance entre deux points M et N est égale à la distance entre leurs images M' et N' par l'action de ξ. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vecteur_de_Killing ) In mathematics, a Killing vector field (often called a Killing field), named after Wilhelm Killing, is a vector field on a Riemannian manifold (or pseudo-Riemannian manifold) that preserves the metric. Killing fields are the infinitesimal generators of isometries; that is, flows generated by Killing fields are continuous isometries of the manifold. More simply, the flow generates a symmetry, in the sense that moving each point of an object the same distance in the direction of the Killing vector will not distort distances on the object. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Killing_vector_field ) Poynting flux Poynting fluxes flux de Poynting Vecteur Poynting vecteurs de Poynting Poynting vector vecteur de Poynting En physique, le vecteur de Poynting est la densité de flux liée à la propagation de l'onde électromagnétique. Sa direction est la direction de propagation. Le flux du vecteur de Poynting à travers une surface (fermée ou non) est égal à la puissance véhiculée par l'onde à travers cette surface. Le module de ce vecteur est donc une puissance par unité de surface, c'est-à-dire une densité de flux d'énergie ; il est homogène à un éclairement énergétique et à une exitance énergétique; et, dans le Système international (SI) d'unités, il s'exprime en watts par mètre carré. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vecteur_de_Poynting ) In physics, the Poynting vector (or Umov–Poynting vector) represents the directional energy flux (the energy transfer per unit area per unit time) or power flow of an electromagnetic field. The SI unit of the Poynting vector is the watt per square metre (W/m2); kg/s³in base SI units. It is named after its discoverer John Henry Poynting who first derived it in 1884. Nikolay Umov is also credited with formulating the concept. Oliver Heaviside also discovered it independently in the more general form that recognises the freedom of adding the curl of an arbitrary vector field to the definition. The Poynting vector is used throughout electromagnetics in conjunction with Poynting's theorem, the continuity equation expressing conservation of electromagnetic energy, to calculate the power flow in electromagnetic fields. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Poynting_vector ) Eigenvector Vecteur propre Vecteur propres eigenvectors vecteurs propres eigenvector vecteur propre Math.: Un vecteur non nul V dont la direction n'est pas modifiée par une transformation linéaire donnée T; c'est-à-dire T(v) = λv pour certains scalaires λ. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=eigenvector&formSubmit=Search&showAll=1 ) Math.: A nonzero vector v whose direction is not changed by a given linear transformation T; that is, T(v) = λv for some scalar λ. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=eigenvector&formSubmit=Search&showAll=1 ) Vecteur Stokes vecteurs de Stokes Stokes vector vecteur de Stokes Les paramètres de Stokes sont un ensemble de quatre valeurs qui décrivent l'état de polarisation d'une onde électromagnétique (dont notamment la lumière visible). Les paramètres sont souvent notés sous forme d'un vecteur, le vecteur de Stokes, et s'expriment en fonction de l'intensité totale du faisceau, son taux de polarisation et des paramètres liées à la forme de l'ellipse de polarisation. Ils permettent de décrire la lumière non polarisée, partiellement polarisée et totalement polarisée. En comparaison, le formalisme de Jones ne permet de décrire que la lumière totalement polarisée. De plus, cette représentation est particulièrement adaptée à l'expérience car chaque paramètre correspond à une somme ou une différence d'intensités facilement mesurables. L'effet d'un système optique sur la polarisation de la lumière peut être déterminé en construisant le vecteur de Stokes pour la lumière incidente et en utilisant les matrices de Mueller pour obtenir le vecteur de Stokes de la lumière en sortie du système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Param%C3%A8tres_de_Stokes ) The Stokes parameters are a set of values that describe the polarization state of electromagnetic radiation. The Stokes parameters are often combined into a vector, known as the Stokes vector. The Stokes vector spans the space of unpolarized, partially polarized, and fully polarized light. For comparison, the Jones vector only spans the space of fully polarized light, but is more useful for problems involving coherent light. The four Stokes parameters are not a preferred coordinate system of the space, but rather were chosen because they can be easily measured or calculated. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Stokes_parameters#Stokes_vectors ) rover rover Planetary rovers Véhicule exploration planétaire Véhicule explorations planétaires planetary rovers rovers rovers véhicules d'explorations planétaires planetary rover véhicule d'exploration planétaire Un (ou une) astromobile ou rover est un véhicule conçu pour explorer la surface d'un corps céleste ou d'une autre planète que la Terre. Au cours de ses déplacements, il mène des observations et des analyses de son environnement, souvent de façon quasi autonome et guidée depuis la Terre. Les astromobiles déployés sont généralement des robots télécommandés ou disposant d'une certaine autonomie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Astromobile ) A rover (or sometimes planetary rover) is a planetary surface exploration device designed to move across the solid surface on a planet or other planetary mass celestial bodies. Some rovers have been designed as land vehicles to transport members of a human spaceflight crew; others have been partially or fully autonomous robots. Rovers are typically created to land on another planet (other than Earth) via a lander-style spacecraft, tasked to collect information about the terrain, and to take crust samples such as dust, soil, rocks, and even liquids. They are essential tools in space exploration. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Rover_(space_exploration) ) Galactic wind Vent galactique Vent galactiques galactic winds vents galactiques galactic wind vent galactique Un supervent galactique, ou juste un vent galactique, est un vent stellaire à grande vitesse émanant soit d'étoiles massives nouvellement formées, d'ondes de densité spirale ou comme résultat des effets des trous noirs supermassifs. Ils sont normalement observés dans les galaxies à flambée. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_superwind ) A galactic superwind, or just galactic wind, is a high velocity stellar wind emanating from either newly formed massive stars, spiral density waves, or as the result of the effects of supermassive black holes. They are normally observed in starburst galaxies. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_superwind ) Solar wind Vent solaire Vent solaires solar winds vents solaires solar wind vent solaire Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement d'ions et d'électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère du Soleil. Ce flux varie en vitesse et en température au cours du temps en fonction de l'activité solaire. Pour les étoiles autres que le Soleil, on parle généralement de vent stellaire. Une sonde (mission Genesis) a tenté de recueillir des poussières issues du vent solaire, mais la récupération des échantillons s'est avérée délicate à la suite de l'écrasement sur la Terre de la capsule les contenant. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vent_solaire ) A mass outflow, consisting of protons, electrons, and other subatomic particles, expelled constantly from the solar corona at about 500 km per second. The solar mass-loss rate in this phenomenon amounts to about 2 x 10⁻¹⁴ solar masses per year, or about 106 tons per second. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=solar+wind&formSubmit=Search&showAll=1 ) Extraterrestrial life Vie extraterrestre Vie extraterrestres extraterrestrial lifes vies extraterrestres extraterrestrial life vie extraterrestre La vie extraterrestre (du latin extra, "au-dehors, à l'extérieur"), ou extra-terrestrea, désigne toute forme de vie présente ailleurs que sur la planète Terre. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vie_extraterrestre ) Extraterrestrial life, colloquially referred to as alien life, is life that may occur outside Earth and which did not originate on Earth. No extraterrestrial life has yet been conclusively detected, although efforts are underway. Such life might range from simple forms like prokaryotes to intelligent beings, possibly bringing forth civilizations that might be far more advanced than humankind. The Drake equation speculates about the existence of sapient life elsewhere in the universe. The science of extraterrestrial life is known as astrobiology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Extraterrestrial_life ) dynamic viscosity viscosité dynamique Viscosity Viscosité diesnamic viscosities viscosities viscosités viscosités dynamiques viscosity viscosité La viscosité (du latin viscum, gui, glu) peut être définie comme l'ensemble des phénomènes de résistance au mouvement d'un fluide pour un écoulement avec ou sans turbulence. La viscosité diminue la liberté d'écoulement du fluide et dissipe son énergie. Deux grandeurs physiques caractérisent la viscosité : la viscosité dynamique (celle utilisée le plus généralement) et la seconde viscosité ou la viscosité de volume. On utilise aussi des grandeurs dérivées : fluidité, viscosité cinématique ou viscosité élongationnelle. Ces deux grandeurs sont l'image à l'échelle macroscopique des chocs moléculaires, chocs élastiques pour la viscosité dynamique et chocs inélastiques pour la viscosité de volume. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Viscosit%C3%A9 ) The viscosity of a fluid is a measure of its resistance to deformation at a given rate. For liquids, it corresponds to the informal concept of "thickness": for example, syrup has a higher viscosity than water. Viscosity quantifies the internal frictional force between adjacent layers of fluid that are in relative motion. For instance, when a viscous fluid is forced through a tube, it flows more quickly near the tube's axis than near its walls. Experiments show that some stress (such as a pressure difference between the two ends of the tube) is needed to sustain the flow. This is because a force is required to overcome the friction between the layers of the fluid which are in relative motion. For a tube with a constant rate of flow, the strength of the compensating force is proportional to the fluid's viscosity. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Viscosity ) Eddy viscosity Viscosité tourbillonnaire Viscosité tourbillonnaires eddies viscosities viscosités tourbillonnaires eddy viscosity viscosité tourbillonnaire Dans l'étude de la turbulence dans les fluides, une stratégie pratique commune consiste à ignorer les vortex (ou tourbillons) à petite échelle dans le mouvement et à calculer un mouvement à grande échelle avec une viscosité effective, appelée "viscosité tourbillonnaire", qui caractérise le transport et la dissipation de l'énergie dans l'écoulement à plus petite échelle. Par contraste à la viscosité du fluide lui-même, qui doit être positive en vertu de la deuxième loi de la thermodynamique, la viscosité tourbillonnaire peut être négative. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Viscosity#Eddy_viscosity ) In the study of turbulence in fluids, a common practical strategy is to ignore the small-scale vortices (or eddies) in the motion and to calculate a large-scale motion with an effective viscosity, called the "eddy viscosity", which characterizes the transport and dissipation of energy in the smaller-scale flow. In contrast to the viscosity of the fluid itself, which must be positive by the second law of thermodynamics, the eddy viscosity can be negative. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Viscosity#Eddy_viscosity ) Visibility Visibilité visibilities visibilités visibility visibilité 1) Général : l'état ou le fait d'être visible. 2) Optique : visibilité des franges. 3) Meteo.: une mesure de la transparence de l'atmosphère. La distance horizontale maximale à laquelle les objets peuvent être identifiés. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=visibility&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) General: The state or fact of being visible. 2) Optics: fringe visibility. 3) Meteo.: A measure of transparency of the atmosphere. The maximum horizontal distance at which objects can be identified. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=visibility&formSubmit=Search&showAll=1 ) speed Velocity Vitesse velocities vitesses velocity vitesse En physique, la vitesse est une grandeur qui mesure le rapport d'une évolution au temps. Exemples : vitesse de sédimentation,vitesse d'une réaction chimique, etc. De manière élémentaire, la vitesse s'obtient par la division d'une mesure d'une variation (de longueur, poids, volume, etc.) durant un certain temps par la mesure de ce temps écoulé. En particulier, en cinématique, la vitesse est une grandeur qui mesure pour un mouvement, le rapport de la distance parcourue au temps écoulé. La vitesse moyenne est définie par : vitesse moyenne du parcours = distance parcourue/temps de parcours. L'unité internationale de la vitesse cinématique est le mètre par seconde (m s⁻¹ ou m/s). Pour les véhicules automobiles, on utilise aussi fréquemment le kilomètre par heure (km h⁻¹ ou km/h) et le système anglo-saxon utilise le mille par heure (mile per hour, mph). Dans la marine, on utilise le nœud, qui vaut un mille marin par heure, soit 0,514 4 m s⁻¹. En aviation, on utilise aussi le nœud , mais on utilise parfois le nombre de Mach, Mach 1 étant la vitesse du son (qui varie en fonction de la température). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse ) Velocity is a vector quantity specifying both the speed and direction of movement of an object in a given frame of reference. The magnitude of velocity is the scalar quantity speed (S), related to distance (s) and time (t) by the equation S = s/t; similarly velocity (v) is related to distance and time by v = ds/dt. Angular or rotational velocity is given by ω = dθ/dt. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/velocity.html ) rotation rate rotation velocity vitesse de rotation Angular velocity Vitesse angulaire Vitesse angulaires angular velocities rotation rates rotation velocities vitesses angulaires vitesses de rotations angular velocity vitesse angulaire La vitesse angulaire (ou vitesse de rotation) est une grandeur qui représente le rapport d'un angle de rotation au temps. C'est l'analogue, pour un mouvement de rotation, de la vitesse pour un mouvement de translation. L'unité de vitesse angulaire du Système international est le radian par seconde (rad/s ou rad s⁻¹). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_angulaire ) In physics, angular velocity or rotational velocity (ω or Ω), also known as angular frequency vector, is a pseudovector representation of how fast the angular position or orientation of an object changes with time (i.e. how quickly an object rotates or revolves relative to a point or axis). The magnitude of the pseudovector represents the angular speed, the rate at which the object rotates or revolves, and its direction is normal to the instantaneous plane of rotation or angular displacement. The orientation of angular velocity is conventionally specified by the right-hand rule. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Angular_velocity ) Drift velocity Vitesse dérive Vitesse dérives drift velocities vitesses de dérives drift velocity vitesse de dérive En électricité, la vitesse de dérive (aussi appelée "vitesse de drift", de l'anglais drift velocity), v_d, est la vitesse moyenne d'une particule chargée, en général un électron, qu'elle atteint sous l'effet d'un champ électrique (E). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vitesse_de_d%C3%A9rive_(%C3%A9lectricit%C3%A9) ) In physics, a drift velocity is the average velocity attained by charged particles, such as electrons, in a material due to an electric field. In general, an electron in a conductor will propagate randomly at the Fermi velocity, resulting in an average velocity of zero. Applying an electric field adds to this random motion a small net flow in one direction; this is the drift. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Drift_velocity ) 2022-09-28 2022-09-28 atmospheric electricities électricités atmosphériques atmospheric electricity électricité atmosphérique L'électricité atmosphérique est l'étude des charges électriques dans l'atmosphère terrestre (ou celle d'une autre planète). Le mouvement des charges entre la surface de la Terre, l'atmosphère et l'ionosphère est connu sous le nom de circuit électrique atmosphérique mondial. L'électricité atmosphérique est un sujet interdisciplinaire avec une longue histoire, impliquant des concepts de l'électrostatique, de la physique atmosphérique, de la météorologie et des sciences de la Terre. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_electricity ) Atmospheric electricity is the study of electrical charges in the Earth's atmosphere (or that of another planet). The movement of charge between the Earth's surface, the atmosphere, and the ionosphere is known as the global atmospheric electrical circuit. Atmospheric electricity is an interdisciplinary topic with a long history, involving concepts from electrostatics, atmospheric physics, meteorology and Earth science. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_electricity ) 2022-09-28 2022-09-28 courants ionosphériques ionospheric currents courant ionosphérique ionospheric current 2022-09-28 2022-09-28 auroral electrojets électrojets auroraux auroral electrojet électrojet auroral 2022-09-28 2022-09-28 contre électrojet contre électrojets contre-électrojets counter electrojets contre-électrojet counter electrojet 2022-09-28 2022-09-28 eastward electrojets électrojets d'ests eastward electrojet électrojet d'est 2022-09-28 2022-09-28 equatorial electrojets électrojets équatoriaux equatorial electrojet électrojet équatorial 2022-09-28 2022-09-28 westward electrojets électrojets d'ouests westward electrojet électrojet d'ouest 2022-09-28 2022-09-28 foudres lightnings foudre lightning La foudre est un phénomène naturel de décharge électrostatique disruptive de grande intensité qui se produit dans l'atmosphère, entre des régions chargées électriquement, et peut se produire soit à l'intérieur d'un nuage (décharge intra-nuageuse), soit entre plusieurs nuages (inter-nuageuse), soit entre un nuage et le sol (nuage-sol ou sol-nuage). La foudre est toujours accompagnée d'un ou plusieurs éclairs (émission intense de rayonnement électromagnétique, dont les composantes se situent dans la partie visible du spectre), et du tonnerre (émission d'ondes sonores), en plus d'autres phénomènes associés. Bien que les décharges intra-nuageuses et inter-nuageuses soient plus fréquentes, les décharges nuage-sol présentent un plus grand danger pour l'homme. La plupart des éclairs se produisent dans la zone tropicale de la planète et principalement sur les continents. Ils sont associés à des phénomènes convectifs, le plus souvent des orages. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Foudre ) Lightning is a naturally occurring electrostatic discharge during which two electrically charged regions, both in the atmosphere or with one on the ground, temporarily neutralize themselves, causing the instantaneous release of an average of one gigajoule of energy. This discharge may produce a wide range of electromagnetic radiation, from heat created by the rapid movement of electrons, to brilliant flashes of visible light in the form of black-body radiation. Lightning causes thunder, a sound from the shock wave which develops as gases in the vicinity of the discharge experience a sudden increase in pressure. Lightning occurs commonly during thunderstorms as well as other types of energetic weather systems, but volcanic lightning can also occur during volcanic eruptions. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Lightning ) 2022-09-28 2022-09-28 ball lightnings foudres globulaires ball lightning foudre globulaire La foudre en boule, ou foudre globulaire, est un phénomène météorologique rare restant inexpliqué. Il s'agit d'une sphère lumineuse d’une vingtaine de centimètres qui apparaît au cours d’un orage. Les connaissances à son sujet sont très fragmentaires : le phénomène n’a pu être reproduit expérimentalement qu’en 2007. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Foudre_en_boule ) Ball lightning is a rare and unexplained phenomenon described as luminescent, spherical objects that vary from pea-sized to several meters in diameter. Though usually associated with thunderstorms, the observed phenomenon is reported to last considerably longer than the split-second flash of a lightning bolt, and is a phenomenon distinct from St. Elmo's fire. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ball_lightning ) 2022-09-28 2022-09-28 flashs of lightning éclairs flash of lightning éclair 2022-09-30 2022-09-30 physiques des étoiles physique des étoiles stellar physics Le domaine de l'astrophysique concernant l'étude des caractéristiques physiques des étoiles, plus précisément leur structure interne, les processus physiques se déroulant dans leurs intérieurs, les atmosphères, les vents stellaires, la perte de masse, leur interaction avec le milieu interstellaire, ainsi que les lois physiques régissant leur formation. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=stellar+astrophysics ) The field of astrophysics concerned with the study of the physical characteristics of stars, more specifically their internal structure, physical processes taking place in their interiors, atmospheres, stellar winds, mass loss, interaction with the interstellar medium, as well as the physical laws governing star formation. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=stellar+astrophysics ) 2022-09-30 2022-09-30 chromosphères solaires solar chromospheres chromosphère solaire solar chromosphere La chromosphère est la basse atmosphère du Soleil, ou par extension, d'une étoile. C'est une fine couche rose de gaz, transparente pour la lumière visible, située entre la photosphère et la couronne solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chromosph%C3%A8re ) A chromosphere ("sphere of color") is the second layer of a star's atmosphere, located above the photosphere and below the solar transition region and corona. The term usually refers to the Sun's chromosphere, but not exclusively. In the Sun's atmosphere, the chromosphere is roughly 3,000 to 5,000 kilometers (1,900 to 3,100 miles) in height, or slightly more than 1% of the Sun's radius at maximum thickness. It possesses a homogeneous layer at the boundary with the photosphere. Hair-like jets of plasma, called spicules, rise from this homogeneous region and through the chromosphere, extending up to 10,000 km (6,200 mi) into the corona above. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Chromosphere ) 2022-10-07 2022-10-07 apastrons apoastres apastron apoastre Le point où une étoile d'une binaire est le plus éloigné de son compagnon. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=apastron&formSubmit=Search&showAll=1 ) The point at which a binary star is furthest from its companion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=apastron&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-07 2022-10-07 apogees apogées apogee apogée L'apogée (substantif, masculin) d'un satellite de la Terre (naturel ou artificiel) est le point de son orbite le plus éloigné du centre de la Terre (plus exactement, de leur centre de masse commun). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Apog%C3%A9e ) The point in the orbit of the moon or an artificial satellite that is farthest from the terrestrial center and at which the body's velocity is at a minimum. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=apogee&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-07 2022-10-07 perigees périgées perigee périgée Le périgée d'un satellite de la Terre (la Lune ou un satellite artificiel) est le point de son orbite qui est le plus proche du centre de la Terre (plus exactement, de leur centre de masse commun). Le point qui en est le plus loin est l'apogée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/P%C3%A9rig%C3%A9e ) The point in the orbit of a body revolving around the Earth at which it is nearest to the Earth; opposite of apogee. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=perigee&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-07 2022-10-07 perihelions périhélies perihelion périhélie Le périhélie est le point de la trajectoire d'un objet céleste en orbite héliocentrique qui est le plus proche du Soleil. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/P%C3%A9rih%C3%A9lie ) The nearest point to the Sun in an orbit around the Sun; opposite of aphelion. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=perihelion&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-07 2022-10-07 aphelions aphélies aphelion aphélie L’aphélie (nom masculin) est le point de la trajectoire d'un objet céleste en orbite héliocentrique qui est le plus éloigné du centre de masse, donc du Soleil (dans le cas du système solaire). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aph%C3%A9lie ) The point in the orbit of a planet, or other object in the solar system, which is furthest from the Sun. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=aphelion&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-10 2022-10-10 equatorial coordinate systems systèmes de coordonnées équatoriales equatorial coordinate system système de coordonnées équatoriales Le système de coordonnées équatoriales est un système de coordonnées célestes dont les valeurs sont indépendantes de la position de l'observateur. Ce système utilise comme plan de référence la projection, sur la sphère céleste, de l'équateur de la Terre. Cette projection est l'équateur céleste, qui divise le ciel en deux hémisphères, chacun ayant comme axe de référence la projection d'un pôle terrestre, perpendiculaire à l'équateur céleste. À partir de ces divisions, le système permet d'établir deux coordonnées angulaires : l'ascension droite et la déclinaison. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_de_coordonn%C3%A9es_%C3%A9quatoriales ) The equatorial coordinate system is a celestial coordinate system widely used to specify the positions of celestial objects. It may be implemented in spherical or rectangular coordinates, both defined by an origin at the centre of Earth, a fundamental plane consisting of the projection of Earth's equator onto the celestial sphere (forming the celestial equator), a primary direction towards the vernal equinox, and a right-handed convention. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Equatorial_coordinate_system ) 2022-10-10 2022-10-10 horizontal coordinate systems systèmes de coordonnées horizontales horizontal coordinate system système de coordonnées horizontales Le système de coordonnées horizontales, également appelé système local ou système de coordonnées alt-azimutales, est un système de coordonnées célestes utilisé en astronomie par un observateur au sol. Le système sépare le ciel en deux hémisphères : l'un situé au-dessus de l'observateur et l'autre situé au-dessous, caché par le sol. Le grand cercle séparant les deux hémisphères situe le plan horizontal, à partir duquel sont établis une altitude et un azimut, qui constituent les deux principales coordonnées de ce système. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_de_coordonn%C3%A9es_horizontales ) The horizontal coordinate system is a celestial coordinate system that uses the observer's local horizon as the fundamental plane to define two angles: altitude and azimuth. Therefore, the horizontal coordinate system is sometimes called as the az/el system, the alt/az system, or the alt-azimuth system, among others. In an altazimuth mount of a telescope, the instrument's two axes follow altitude and azimuth. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Horizontal_coordinate_system ) 2022-10-10 2022-10-10 declinations déclinaisons declination déclinaison En astronomie, la déclinaison (δ, d ou dec) est avec l’ascension droite une des coordonnées utilisées en coordonnées équatoriales. On l’utilise également en coordonnées horaires. La déclinaison est l’angle mesuré sur un cercle horaire entre un point de la sphère céleste et l’équateur céleste. Celui-ci étant la projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste, la déclinaison est l’équivalent de la latitude terrestre projetée sur la sphère céleste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/D%C3%A9clinaison_(astronomie) ) In astronomy, declination (abbreviated dec; symbol δ) is one of the two angles that locate a point on the celestial sphere in the equatorial coordinate system, the other being hour angle. Declination's angle is measured north or south of the celestial equator, along the hour circle passing through the point in question. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Declination ) 2022-10-10 2022-10-10 angles horaires hour angles angle horaire hour angle En astronomie, l'angle horaire d'un astre est défini comme la différence, prise dans le sens direct, entre le temps sidéral et son ascension droite. Autrement dit c'est la portion d'arc d'équateur comprise entre le plan du cercle horaire passant par l'astre et le plan du méridien céleste. Cette expression provient de ce que les angles et les heures sont équivalents, vu qu'une rotation terrestre, soit 360 degrés, correspond à 24 heures de temps sidéral (en réalité, cette durée est de 23h56m04s). L'ascension droite peut ainsi s'exprimer en degrés ou en heures, et de même, le temps sidéral peut aussi s'exprimer en degrés. L'ascension droite d'un astre (ou d'un point du ciel) étant l'arc d'équateur compris entre le point vernal et le cercle horaire passant par cet astre, et le temps sidéral étant l'ascension droite du méridien supérieur du lieu d'observation, la différence entre ces ascensions droites est l'angle horaire de l'astre dont il est question. Pour plus de précision on peut dire qu'il s'agit du temps sidéral local du lieu au moment de l'observation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Angle_horaire ) In astronomy and celestial navigation, the hour angle is the angle between two planes: one containing Earth's axis and the zenith (the meridian plane), and the other containing Earth's axis and a given point of interest (the hour circle). The hour angle is paired with the declination to fully specify the location of a point on the celestial sphere in the equatorial coordinate system. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hour_angle ) 2022-10-10 2022-10-10 celestial equators équateurs célestes celestial equator équateur céleste L'équateur céleste, en astronomie, est un grand cercle, tracé sur la sphère céleste, qui est la projection de l'équateur terrestre sur celle-ci. Par extension, l'équateur céleste correspond, pour un objet céleste donné, à la projection de l'équateur de cet objet sur la sphère céleste. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89quateur_c%C3%A9leste ) The celestial equator is the great circle of the imaginary celestial sphere on the same plane as the equator of Earth. This plane of reference bases the equatorial coordinate system. In other words, the celestial equator is an abstract projection of the terrestrial equator into outer space. Due to Earth's axial tilt, the celestial equator is currently inclined by about 23.44° with respect to the ecliptic (the plane of Earth's orbit), but has varied from about 22.0° to 24.5° over the past 5 million years due to perturbation from other planets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Celestial_equator ) 2022-10-10 2022-10-10 azimuths azimuts azimut azimuth L’azimut (anciennement et parfois encore orthographié azimuth) est l'angle dans le plan horizontal entre la direction d'un objet et une direction de référence. En astronomie, dans le système de coordonnées horizontales (système local), la direction d'un objet céleste peut être donnée par son azimut, angle horizontal mesuré depuis le méridien Sud dans le sens des aiguilles d'une montre, et sa hauteur : l'avantage est qu'au moment de son passage au méridien, l'azimut et l'angle horaire d'un astre sont tous deux nuls. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Azimut ) An azimuth is an angular measurement in a spherical coordinate system. More specifically, it is the horizontal angle from a cardinal direction, most commonly north. Mathematically, the relative position vector from an observer (origin) to a point of interest is projected perpendicularly onto a reference plane (the horizontal plane); the angle between the projected vector and a reference vector on the reference plane is called the azimuth. When used as a celestial coordinate, the azimuth is the horizontal direction of a star or other astronomical object in the sky. The star is the point of interest, the reference plane is the local area (e.g. a circular area with a 5 km radius at sea level) around an observer on Earth's surface, and the reference vector points to true north. The azimuth is the angle between the north vector and the star's vector on the horizontal plane. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Azimuth ) 2022-10-10 2022-10-10 zeniths zéniths zenith zénith En astronomie, le zénith est un des points d'intersection de la verticale d'un lieu donné et de la sphère céleste. Le point d'intersection qui se trouve au-dessus de la Terre est le zénith tandis que celui qui se trouve aux antipodes est le nadir. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Z%C3%A9nith_(astronomie) ) The zenith is an imaginary point directly "above" a particular location, on the celestial sphere. "Above" means in the vertical direction (plumb line) opposite to the gravity direction at that location (nadir). The zenith is the "highest" point on the celestial sphere. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Zenith ) 2022-10-10 2022-10-10 nadirs nadirs nadir nadir Le nadir est, en astronomie, le point de la sphère céleste représentatif de la direction verticale descendante, c'est-à-dire le point de la sphère céleste "en dessous" d'un endroit particulier. Il est donc l'opposé du zénith. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nadir_(astronomie) ) The nadir is the direction pointing directly below a particular location; that is, it is one of two vertical directions at a specified location, orthogonal to a horizontal flat surface. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nadir ) 2022-10-10 2022-10-10 distances zénithales zenithal distances distance zénithale zenithal distance La distance zénithale, souvent notée z dans les textes, est la distance angulaire entre le zénith et un point de la sphère céleste, mesurée suivant un méridien. C'est le complément de la hauteur, c'est-à-dire que la distance zénithale et la hauteur sont des angles complémentaires (autrement dit leur somme est égale à un angle droit). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Distance_z%C3%A9nithale ) 2022-10-10 2022-10-10 ecliptic coordinate systems systèmes de coordonnées écliptiques ecliptic coordinate system système de coordonnées écliptiques Le système de coordonnées écliptiques est un système de coordonnées adapté aux objets célestes : il utilise le plan de l'écliptique (plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil) comme plan de référence, le Soleil étant au centre du repère - d'une manière similaire au système de coordonnées équatoriales qui utilise le plan de l'équateur terrestre, le centre de la terre étant au centre du repère. Le système de coordonnées écliptiques est particulièrement utile pour les objets situés dans le Système solaire. C'est un système sphérique à deux dimensions. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_de_coordonn%C3%A9es_%C3%A9cliptiques ) The ecliptic coordinate system is a celestial coordinate system commonly used for representing the apparent positions, orbits, and pole orientations of Solar System objects. Because most planets (except Mercury) and many small Solar System bodies have orbits with only slight inclinations to the ecliptic, using it as the fundamental plane is convenient. The system's origin can be the center of either the Sun or Earth, its primary direction is towards the vernal (March) equinox, and it has a right-hand convention. It may be implemented in spherical or rectangular coordinates. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ecliptic_coordinate_system ) 2022-10-10 2022-10-10 galactic coordinate systems systèmes de coordonnées galactiques galactic coordinate system système de coordonnées galactiques En astronomie, les coordonnées galactiques sont un des nombreux systèmes de repérage sur la sphère céleste, adaptés aux objets situés dans notre Galaxie et non situés dans le voisinage proche du Soleil. De tels objets sont pour la plupart situés dans le plan galactique, qui occupe une bande relativement étroite sur le ciel. Les coordonnées galactiques sont un repérage effectué à l'aide d'une latitude et d'une longitude définies de telle sorte que le plan galactique corresponde à l'équateur, et l'origine des longitudes corresponde au centre galactique. La plupart des objets situés dans notre galaxie ont donc une latitude galactique faible en valeur absolue. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Syst%C3%A8me_de_coordonn%C3%A9es_galactiques#Conventions ) The galactic coordinate system is a celestial coordinate system in spherical coordinates, with the Sun as its center, the primary direction aligned with the approximate center of the Milky Way Galaxy, and the fundamental plane parallel to an approximation of the galactic plane but offset to its north. It uses the right-handed convention, meaning that coordinates are positive toward the north and toward the east in the fundamental plane. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Galactic_coordinate_system ) 2022-10-12 2022-10-12 seeings seeings seeing seeing Le seeing (du verbe anglais to see signifiant "voir"), ou en français la qualité d'image ou la qualité de la visibilité, est une grandeur servant à caractériser la qualité optique du ciel. En pratique, le seeing mesure la turbulence atmosphérique. Avec la transparence du ciel, il est donc un des paramètres utilisés par les astronomes pour mesurer la qualité du ciel et a fortiori des observations astronomiques. Ces deux paramètres dépendent notamment de la température, de la pression, du vent et de l'humidité ainsi que de leurs variations. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Seeing ) In astronomy, seeing is the degradation of the image of an astronomical object due to turbulence in the atmosphere of Earth that may become visible as blurring, twinkling or variable distortion. The origin of this effect are rapidly changing variations of the optical refractive index along the light path of the object. Seeing is a major limitation to the angular resolution in astronomical observations with telescopes that would otherwise be limited through diffraction by the size of the telescope aperture. Today, many large scientific ground-based optical telescopes include adaptive optics to overcome seeing. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_seeing ) 2022-10-12 2022-10-12 périodes synodiques synodic periods période synodique synodic period La période synodique d'une planète est le temps mis par cette planète pour revenir à la même configuration Terre-planète-Soleil, c'est-à-dire à la même place dans le ciel par rapport au Soleil, vu de la Terre. Cette durée diffère de la période de révolution sidérale de la planète car la Terre elle-même se déplace autour du Soleil. En conséquence, il s'agit de la période de révolution apparente, la durée entre deux conjonctions planète-Soleil, telle qu'observée depuis la Terre. Le terme désigne de façon générale le temps séparant deux aspects identiques de l'objet (opposition, conjonction, quadrature, etc.) et dépend donc des trois corps impliqués. Les périodes synodiques des lunes de Mars, par exemple, dépendront des vitesses de révolution de Mars autour du Soleil et des lunes autour de Mars, ainsi que de la période de rotation de Mars sur elle-même. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/P%C3%A9riode_synodique ) The synodic period is the period of apparent revolution of one body about another with respect to Earth. For planets, the mean interval of time between successive conjunctions of a pair of planets, as observed from the Sun; for satellites, the mean interval between successive conjunctions of a satellite with the Sun, as observed from the satellite's primary. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/synodic_period.html ) 2022-10-12 2022-10-12 grands axes major axises grand axe major axis En géométrie, le grand axe (en latin : axis maior) d'une ellipse est le plus long diamètre de cette conique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Grand_axe ) The greatest diameter of an ellipse; it passes through the two foci. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=major+axis&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-12 2022-10-12 minor axises petits axes minor axis petit axe Le petit axe d'une ellipse est le segment porté par la droite passant par le centre de l'ellipse et perpendiculaire au grand axe de celle-ci. Il traverse l'ellipse à mi-chemin entre ses foyers et perpendiculairement à la ligne qui lie ceux-ci. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Petit_axe ) The axis of an ellipse that is perpendicular to the major axis at a point equidistant from the foci. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=minor+axis&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-12 2022-10-12 inclinaisons inclinations inclinaison inclination En mécanique céleste et en mécanique spatiale, l'inclinaison orbitale, ou simplement inclinaison quand il n'y a pas d'ambiguïté, est un élément orbital d'un corps en orbite autour d'un autre. Il décrit l'angle dièdre entre le plan de l'orbite et le plan principal du système de référence (généralement le plan de l'écliptique, c'est-à-dire le plan moyen de l'orbite de la Terre, ou le plan équatorial). L'inclinaison est couramment notée i (lettre i minuscule de l'alphabet latin). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Inclinaison_orbitale ) Orbital inclination (i) is the angle between the orbital plane of an object and a reference plane that passes through the body being orbited. The inclination of a planetary orbit in the Solar System is measured from the ecliptic (the plane of Earth's orbit around the Sun). The inclination of a satellite's orbit is measured from the plane that contains its primary's equator. For binary stars, the inclination is specified relative to the plane of the sky. Orbital inclination is an orbital element. Axial inclination is the angle between a planet or moon's rotation axis and its orbit; in the case of a star, the reference plane is usually that of the celestial sphere. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/inclination.html ) 2022-10-12 2022-10-12 vides voids vide void En astronomie, un vide est un espace dont la densité de matière est extrêmement faible situé entre des filaments galactiques reliant des superamas, les plus grandes structures de l'univers. Ces vides ont généralement un diamètre allant de 11 à 150 Mpc. Lorsque des vides prennent de telles dimensions, ils sont parfois appelés supervides. Les vides situés dans des régions à forte densité de matière sont plus petits que ceux situés dans des régions moins denses de l'univers. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Vide_(astronomie) ) A void is a large region of the universe containing few or no galaxies. The first of these voids was discovered in 1981 in the direction of the constellation Bootes by Robert Kirshner, Augustus Oemler Jr, Paul Schechter and Stephen Shectman in a survey of galactic redshifts. The so-called Bootes Void is roughly spherical and about 250 million light-years (75 megaparsecs) across, or approximately 2% of the diameter of the entire observable universe. Its center lies about 700 million light-years away. Within this cavernous expanse only 53 luminous galaxies have been detected thus far. These lonely outposts of luminous matter are confined to a roughly tube-shaped region of space that passes through the middle of the void. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/void.html ) 2022-10-12 2022-10-12 cosmologies quantiques quantum cosmologies cosmologie quantique quantum cosmology La cosmologie quantique est une branche spéculative de la cosmologie qui vise à décrire les premiers instants de l'Univers en le considérant comme un objet quantique, c'est-à-dire décrit par les lois de la mécanique quantique et de la théorie quantique des champs. Cette discipline peut être vue comme une branche de la gravité quantique, quoique la connaissance d'une théorie quantique de la gravitation ne soit pas indispensable pour certains résultats de la cosmologie quantique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Cosmologie_quantique ) Quantum cosmology is the attempt in theoretical physics to develop a quantum theory of the universe. This approach attempts to answer open questions of classical physical cosmology, particularly those related to the first phases of the universe. Classical cosmology is based on Albert Einstein's general theory of relativity (GTR or simply GR) which describes the evolution of the universe very well, as long as you do not approach the Big Bang. It is the gravitational singularity and the Planck time where relativity theory fails to provide what must be demanded of a final theory of space and time. Therefore, a theory is needed that integrates relativity theory and quantum theory. Such an approach is attempted for instance with loop quantum cosmology, loop quantum gravity, string theory and causal set theory. In quantum cosmology, the universe is treated as a wave function instead of classical spacetime. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_cosmology ) 2022-10-14 2022-10-14 astrochimie prébiotique pre-biotic astrochemistry prebiotic chemistry astrochimies prébiotiques chimies prébiotiques pre biotic astrochemistries pre biotic astrochemistry pre biotic chemistries pre biotic chemistry pre-biotic astrochemistries pre-biotic chemistries prebiotic chemistries chimie prébiotique pre-biotic chemistry Un système ou un environnement chimique prébiotique est celui qui n'est pas encore vivant mais qui est un précurseur de la vie. L'évolution prébiotique est le développement de molécules et d'agrégats de plus en plus complexes qui, si elles sont poursuivies, pourraient conduire à des systèmes vivants. (traduit depuis "Encyclopedia of Science, by David Darling", https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/prebiotic.html ) A prebiotic chemical system or environment is one that is not yet alive but is a precursor to life. Prebiotic evolution is the development of increasingly complex molecules and aggregates of molecules which, if continued, might lead to living systems. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/prebiotic.html ) 2022-10-14 2022-10-14 abiogeneses abiogenèses abiogenesis abiogenèse L'abiogenèse est l'apparition de la vie à partir de matière inanimée. Dans sa conception moderne il s'agit de l'apparition de micro-organismes primitifs (et certainement disparus aujourd'hui) à partir de matière organique préexistante et d'origine abiotique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Abiogen%C3%A8se ) In biology, abiogenesis (from a- 'not' + Greek bios 'life' + genesis 'origin') or the origin of life is the natural process by which life has arisen from non-living matter, such as simple organic compounds. The prevailing scientific hypothesis is that the transition from non-living to living entities on Earth was not a single event, but an evolutionary process of increasing complexity that involved the formation of a habitable planet, the prebiotic synthesis of organic molecules, molecular self-replication, self-assembly, autocatalysis, and the emergence of cell membranes. Many proposals have been made for different stages of the process. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Abiogenesis ) 2022-10-14 2022-10-14 bursts sursauts burst sursaut 1a) Général : une augmentation brutale et intense. Une période d'activité intense. Une éruption soudaine. Une explosion. 1b) Astro.: une période d'augmentation brutale de l'intensité d'un phénomène, par exemple le taux de formation d'étoiles ou l'émission de rayonnement tels que les sursauts X, les sursauts de rayons gamma ou les sursauts de rayons cosmiques. 2) s'ouvrir ou se séparer soudainement ou violemment, en particulier sous la pression interne. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=burst&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1a) General : An abrupt, intense increase. A period of intense activity. A sudden outbreak or outburst. An explosion. 1b) Astro.: A period of abrupt increase in the intensity of a phenomenon, for example star formation rate or emission of radiation such as X-ray burst, gamma-ray burst, or cosmic-ray burst. 2) To come open or fly apart suddenly or violently, especially from internal pressure. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=burst&formSubmit=Search&showAll=1 ) 2022-10-17 2022-10-17 HST télescopes spatiaux Hubble Hubble space telescope télescope spatial Hubble Hubble (en anglais : Hubble Space Telescope, en abrégé HST ou, rarement en français, TSH) est un télescope spatial conçu par la NASA avec une participation de l'Agence spatiale européenne, opérationnel depuis 1990. Son miroir de grande taille (2,4 m de diamètre), qui lui permet de restituer des images avec une résolution angulaire inférieure à 0,1 seconde d'arc, ainsi que sa capacité à observer à l'aide d'imageurs et de spectroscopes dans l'infrarouge proche et l'ultraviolet, lui permettent de surclasser, pour de nombreux types d'observation, les instruments au sol les plus puissants, handicapés par la présence de l'atmosphère terrestre. Les données collectées par Hubble ont contribué à des découvertes de grande portée dans le domaine de l'astrophysique, telles que la mesure du taux d'expansion de l'Univers, la confirmation de la présence de trous noirs supermassifs au centre des galaxies spirales, ou l'existence de la matière noire et de l'énergie noire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hubble_(t%C3%A9lescope_spatial) ) The Hubble Space Telescope (often referred to as HST or Hubble) is a space telescope that was launched into low Earth orbit in 1990 and remains in operation. It was not the first space telescope, but it is one of the largest and most versatile, renowned both as a vital research tool and as a public relations boon for astronomy. The Hubble telescope is named after astronomer Edwin Hubble and is one of NASA's Great Observatories. The Space Telescope Science Institute (STScI) selects Hubble's targets and processes the resulting data, while the Goddard Space Flight Center (GSFC) controls the spacecraft. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hubble_Space_Telescope ) 2022-10-17 2022-10-17 NGST Next Generation Space Telescope télescope spatial James-Webb télescopes spatiaux James Webb télescopes spatiaux James-Webb James Webb space telescope télescope spatial James Webb Le James-Webb (JWST, pour l'anglais James Webb Space Telescope) est un télescope spatial servant d'observatoire fonctionnant principalement dans l'infrarouge, développé par la NASA avec la participation de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de l'Agence spatiale canadienne (ASC). Plus grand et plus onéreux télescope spatial à son lancement, le JWST est conçu pour poursuivre les travaux du télescope spatial Hubble, en effectuant toutefois ses observations dans des longueurs d'onde plus longues. Son lancement a lieu le 25 décembre 2021 et la première image de qualité scientifique produite par le télescope est publiée en juillet 2022. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/James-Webb_(t%C3%A9lescope_spatial) ) The James Webb Space Telescope (JWST) is a space telescope which conducts infrared astronomy. As the largest optical telescope in space, its high resolution and sensitivity allow it to view objects too old, distant, or faint for the Hubble Space Telescope. This will enable investigations across many fields of astronomy and cosmology, such as observation of the first stars, the formation of the first galaxies, and detailed atmospheric characterization of potentially habitable exoplanets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/James_Webb_Space_Telescope ) 2022-10-17 2022-10-17 Juno spacecraft sondes spatiales Juno Juno space probe sonde spatiale Juno Juno est une mission spatiale de la NASA qui a pour objectif l'étude de la planète Jupiter. La structure de cette planète géante gazeuse et son mode de formation restent, au lancement de la mission, largement inconnus malgré plusieurs missions spatiales et les observations astronomiques faites depuis la Terre. La sonde spatiale, lancée en 2011, doit collecter sur place des données sur les couches internes de Jupiter, la composition de son atmosphère et les caractéristiques de sa magnétosphère. Ces éléments doivent permettre de reconstituer la manière dont Jupiter s'est formée et de corriger ou d'affiner le scénario de formation des planètes du Système solaire dans lequel Jupiter a, du fait de sa masse importante, joué un rôle majeur. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Juno_(sonde_spatiale) ) Juno is a NASA space probe orbiting the planet Jupiter. It was built by Lockheed Martin and is operated by NASA's Jet Propulsion Laboratory. The spacecraft was launched from Cape Canaveral Air Force Station on August 5, 2011 UTC, as part of the New Frontiers program. Juno entered a polar orbit of Jupiter on July 5, 2016, UTC, to begin a scientific investigation of the planet. After completing its mission, Juno will be intentionally deorbited into Jupiter's atmosphere. Juno's mission is to measure Jupiter's composition, gravitational field, magnetic field, and polar magnetosphere. It will also search for clues about how the planet formed, including whether it has a rocky core, the amount of water present within the deep atmosphere, mass distribution, and its deep winds, which can reach speeds up to 620 km/h (390 mph). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Juno_(spacecraft) ) 2022-10-17 2022-10-17 International Space Station Station Spatiale Internationale La Station spatiale internationale, en abrégé SSI (surtout au Canada francophone) ou ISS (d'après le nom anglais : International Space Station), est une station spatiale placée en orbite terrestre basse, occupée en permanence par un équipage international qui se consacre à la recherche scientifique dans l'environnement spatial. Ce programme, lancé et piloté par la NASA, est développé conjointement avec l'Agence spatiale fédérale russe, avec la participation des agences spatiales européenne, japonaise et canadienne. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Station_spatiale_internationale ) The International Space Station (ISS) is the largest modular space station currently in low Earth orbit. It is a multinational collaborative project involving five participating space agencies: NASA (United States), Roscosmos (Russia), JAXA (Japan), ESA (Europe), and CSA (Canada). The ownership and use of the space station is established by intergovernmental treaties and agreements. The station serves as a microgravity and space environment research laboratory in which scientific research is conducted in astrobiology, astronomy, meteorology, physics, and other fields. The ISS is suited for testing the spacecraft systems and equipment required for possible future long-duration missions to the Moon and Mars. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/International_Space_Station ) 2022-10-17 2022-10-17 DART spacecraft Double Asteroid Redirection Test sondes spatiales DART DART space probe sonde spatiale DART Double Asteroid Redirection Test ("Test de déviation d'un astéroïde double"), généralement désignée par son acronyme DART, est une mission de l'agence spatiale américaine, la NASA, qui a testé pour la première fois une méthode permettant de dévier un astéroïde susceptible de s'écraser sur la Terre (astéroïde géocroiseur). L'objectif est d'évaluer l'utilisation de l'impact cinétique d'un engin spatial pour modifier la trajectoire de l'astéroïde, de manière qu'il évite la Terre. La mission fait partie du programme de défense planétaire de l'agence spatiale américaine, mis sur pied à compter de la fin des années 1990 et qui comprend également le recensement exhaustif des astéroïdes géocroiseurs présentant un risque notable de par leur taille à l'aide d'observatoires terrestres et spatiaux. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Double_Asteroid_Redirection_Test ) Double Asteroid Redirection Test (DART) is a NASA space mission aimed at testing a method of planetary defense against near-Earth objects (NEOs). It was designed to assess how much a spacecraft impact deflects an asteroid through its transfer of momentum when hitting the asteroid head-on. The asteroid selected for the test poses no actual threat to Earth and was selected for the convenience of the test. The probe was launched from Earth on 24 November 2021, and on 26 September 2022 intentionally crashed into Dimorphos, the minor-planet moon of the asteroid Didymos. On 11 October, NASA declared DART a success, confirming it had shortened Dimorphos' orbital period around Didymos by about 32 minutes, surpassing the pre-defined success threshold of 73 seconds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Double_Asteroid_Redirection_Test ) 2022-10-17 2023-04-17 JUICE spacecraft JUpiter ICy moons Explorer sondes spatiales JUICE JUICE space probe sonde spatiale JUICE Jupiter Icy Moons Explorer, souvent désignée par l'acronyme JUICE ou Juice, est une mission spatiale de l'Agence spatiale européenne lancée le 14 avril 2023 vers les satellites naturels de Jupiter par une fusée Ariane 5 (VA260). La sonde spatiale doit se placer en orbite autour de Jupiter en juillet 2031 puis étudier en les survolant à plusieurs reprises trois des quatre satellites galiléens — Callisto, Europe et Ganymède —. La sonde spatiale doit ensuite se placer en orbite autour de Ganymède en décembre 2034 pour une étude plus approfondie de ce satellite qui doit s'achever en septembre 2035. Pour parvenir jusqu'au système jovien, la sonde utilise l'assistance gravitationnelle de la Terre à trois reprises ainsi que celle de Vénus. L'objectif principal de la mission est de déterminer si des conditions propices à l'émergence de la vie sont présentes dans les océans subglaciaires qui semblent exister sur trois des quatre lunes galiléennes. Il s'agit de mesurer les caractéristiques de ces océans et de reconstituer les modalités de leur formation. Des études plus poussées seront effectuées sur Callisto et plus particulièrement Ganymède qui présente la particularité de disposer d'un champ magnétique notable. La sonde spatiale doit également faire avancer nos connaissances sur l'atmosphère et la magnétosphère de la planète Jupiter. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Jupiter_Icy_Moons_Explorer ) The Jupiter Icy Moons Explorer (Juice, formerly JUICE) is an interplanetary spacecraft that was launched on 14 April 2023 from Guiana Space Centre in the French Guiana by the European Space Agency (ESA) with Airbus Defence and Space as the main contractor. The mission is planned to study Ganymede, Callisto, and Europa, three of Jupiter's Galilean moons. They are thought to have significant bodies of liquid water beneath their icy surfaces which would make them potentially habitable environments. The spacecraft was launched on 14 April 2023 at 12:14:36 UTC and is expected to reach Jupiter in July 2031 after four gravity assists and eight years of travel. In December 2034, the spacecraft will enter orbit around Ganymede for its close-up science mission. Its period of operations will overlap with NASA's Europa Clipper mission, launching in 2024. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Jupiter_Icy_Moons_Explorer ) 2022-10-17 2022-10-17 Mars Pathfinder Mars Pathfinder Mars Pathfinder est une sonde spatiale de type atterrisseur, développée par l'agence spatiale américaine, la NASA, qui s'est posée sur le sol de la planète Mars le 4 juillet 1997 à Ares Vallis, dans la région de Chryse Planitia. L'engin spatial principal est avant tout un démonstrateur technologique à bas coût qui permet de valider le recours à une nouvelle technique d'atterrissage en douceur sur Mars, utilisant des coussins gonflables, et utilise pour la première fois sur Mars un petit robot mobile (astromobile), Sojourner. Mars Pathfinder est la première mission de la NASA sur le sol de Mars depuis le programme Viking, qui s'est déroulé en 1976, soit 20 ans plus tôt. À l'origine, le projet du centre de recherche Ames, baptisé MESUR, consiste à créer un réseau de 16 stations équipées de capteurs (sismomètre, station météorologique...) amenées sur le sol de Mars par des engins spatiaux très simples. L'envolée du coût de ce projet, les restrictions budgétaires et le refus par le nouvel administrateur de la NASA de développer des missions coûteuses aboutissent à un projet quasiment dépourvu de contenu scientifique qui est confié au Jet Propulsion Laboratory. Mars Pathfinder est la deuxième mission du programme Discovery de la NASA qui rassemble des projets d'exploration du Système solaire à faible coût. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mars_Pathfinder ) Mars Pathfinder (MESUR Pathfinder) is an American robotic spacecraft that landed a base station with a roving probe on Mars in 1997. It consisted of a lander, renamed the Carl Sagan Memorial Station, and a lightweight, 10.6 kg (23 lb) wheeled robotic Mars rover named Sojourner, which became the first rover to operate outside the Earth–Moon system. Launched on December 4, 1996, by NASA aboard a Delta II booster a month after the Mars Global Surveyor was launched, it landed on July 4, 1997, on Mars's Ares Vallis, in a region called Chryse Planitia in the Oxia Palus quadrangle. The lander then opened, exposing the rover which conducted many experiments on the Martian surface. The mission carried a series of scientific instruments to analyze the Martian atmosphere, climate, and geology and the composition of its rocks and soil. It was the second project from NASA's Discovery Program, which promotes the use of low-cost spacecraft and frequent launches under the motto "cheaper, faster and better" promoted by then-administrator Daniel Goldin. The mission was directed by the Jet Propulsion Laboratory (JPL), a division of the California Institute of Technology, responsible for NASA's Mars Exploration Program. The project manager was JPL's Tony Spear. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mars_Pathfinder ) 2022-10-17 2022-10-17 Huygens probe sonde Huygens atterrisseurs Huygens sondes Huygens Huygens lander atterrisseur Huygens Huygens est une petite sonde spatiale de 350 kilogrammes développée par l'Agence spatiale européenne dans le cadre de la mission Cassini-Huygens, pour recueillir in situ des données sur l'atmosphère et la surface de Titan, un des satellites de Saturne. Cette lune est le seul corps céleste du système solaire à disposer d'une atmosphère dont les processus sont proches de ceux de la Terre. Transportée jusqu'aux abords de Saturne par l'orbiteur Cassini de la NASA, lancée en 1997, Huygens a été larguée après un transit de près de sept ans près de son objectif en décembre 2004. Huygens a atteint Titan le 14 janvier 2005. Après avoir pénétré à environ 20 000 km/h dans l'atmosphère dense du satellite, protégée par un bouclier thermique, elle a déployé successivement, à compter de l'altitude de 180 kilomètres, plusieurs parachutes avant d'effectuer un atterrissage en douceur sur le sol. Huygens est le premier véhicule spatial à atterrir sur Titan. Il reste à ce jour l'atterrissage le plus éloigné de la Terre qu'un vaisseau spatial ait jamais fait. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Huygens_(sonde_spatiale) ) Huygens was an atmospheric entry robotic space probe that landed successfully on Saturn's moon Titan in 2005. Built and operated by the European Space Agency (ESA), launched by NASA, it was part of the Cassini–Huygens mission and became the first spacecraft to land on Titan and the farthest landing from Earth a spacecraft has ever made. The probe was named after the 17th-century Dutch astronomer Christiaan Huygens, who discovered Titan in 1655. The combined Cassini–Huygens spacecraft was launched from Earth on October 15, 1997. Huygens separated from the Cassini orbiter on December 25, 2004, and landed on Titan on January 14, 2005 near the Adiri region. Huygens's landing is so far the only one accomplished in the outer Solar System, and was also the first on a moon other than Earth's. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Huygens_(spacecraft) ) 2022-10-17 2022-10-17 acides formiques formic acids acide formique formic acid L'acide méthanoïque (appelé aussi acide formique) est le plus simple des acides carboxyliques. Sa formule chimique est CH2O2 ou HCOOH. Sa base conjuguée est l'ion méthanoate (formiate) de formule HCOO−. Il s'agit d'un acide faible qui se présente sous forme de liquide incolore à odeur pénétrante. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_m%C3%A9thano%C3%AFque ) Formic acid (from Latin formica 'ant'), systematically named methanoic acid, is the simplest carboxylic acid, and has the chemical formula HCOOH and structure H−C(=O)−O−H. It is an important intermediate in chemical synthesis and occurs naturally, most notably in some ants. Esters, salts and the anion derived from formic acid are called formates. Industrially, formic acid is produced from methanol. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Formic_acid ) 2022-10-17 2022-10-17 chlorures d'hydrogènes hydrogen chlorides chlorure d'hydrogène hydrogen chloride Le chlorure d’hydrogène, de symbole chimique HCl, est un corps composé de chlore et d'hydrogène, incolore, toxique et hautement corrosif. Dans les conditions ambiantes de température et de pression, c'est un gaz qui forme des fumées blanches au contact de l'humidité. Ces fumées sont constituées d'acide chlorhydrique, solution ionique de chlorure d'hydrogène dans l'eau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chlorure_d%27hydrog%C3%A8ne ) The compound hydrogen chloride has the chemical formula HCl and as such is a hydrogen halide. At room temperature, it is a colourless gas, which forms white fumes of hydrochloric acid upon contact with atmospheric water vapor. Hydrogen chloride gas and hydrochloric acid are important in technology and industry. Hydrochloric acid, the aqueous solution of hydrogen chloride, is also commonly given the formula HCl. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_chloride ) 2022-10-17 2022-10-17 fluorures d'hydrogènes hydrogen fluorides fluorure d'hydrogène hydrogen fluoride Le fluorure d'hydrogène est un gaz incolore de formule chimique HF (un atome d'hydrogène (H) et un atome de fluor (F)). Il a une odeur piquante, il est très corrosif et très facilement liquéfiable. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Fluorure_d%27hydrog%C3%A8ne ) Hydrogen fluoride (fluorane) is an inorganic compound with the chemical formula HF. This colorless gas or liquid is the principal industrial source of fluorine, often as an aqueous solution called hydrofluoric acid. It is an important feedstock in the preparation of many important compounds including pharmaceuticals and polymers, e.g. polytetrafluoroethylene (PTFE). HF is widely used in the petrochemical industry as a component of superacids. Hydrogen fluoride boils at near room temperature, much higher than other hydrogen halides. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_fluoride ) 2022-10-17 2022-10-17 chlorures de potassium potassium chlorides chlorure de potassium potassium chloride Le chlorure de potassium est un composé chimique minéral de formule KCl. Sous sa forme solide, ce sel neutre équivaut au minéral tendre nommé sylvine, ou sel amer, ou encore sylvite en anglais, de structure cristallographique cubique à faces centrées. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Chlorure_de_potassium ) Potassium chloride (KCl, or potassium salt) is a metal halide salt composed of potassium and chlorine. It is odorless and has a white or colorless vitreous crystal appearance. The solid dissolves readily in water, and its solutions have a salt-like taste. Potassium chloride can be obtained from ancient dried lake deposits. KCl is used as a fertilizer, in medicine, in scientific applications, domestic water softeners (as a substitute for sodium chloride salt), and in food processing, where it may be known as E number additive E508. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Potassium_chloride ) 2022-10-17 2022-10-17 carbon monoxides monoxydes de carbones carbon monoxide monoxyde de carbone Le monoxyde de carbone est le plus simple des oxydes du carbone. La molécule est composée d'un atome de carbone et d'un atome d'oxygène ; sa formule brute s'écrit CO et sa formule semi-développée C≡O ou |C≡O|. Ce corps composé est à l'état gazeux dans les conditions normales de température et de pression. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Monoxyde_de_carbone ) Carbon monoxide (chemical formula CO) is a colorless, poisonous, odorless, tasteless, flammable gas that is slightly less dense than air. Carbon monoxide consists of one carbon atom and one oxygen atom connected by a triple bond. It is the simplest molecule of the oxocarbon family. In coordination complexes the carbon monoxide ligand is called carbonyl. It is a key ingredient in many processes in industrial chemistry. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Carbon_monoxide ) 2022-10-17 2022-10-17 hydroxyl radicals hydroxyles hydroxyl radical hydroxyle Le radical hydroxyle est le radical libre de formule chimique HO•. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Radical_hydroxyle ) The monovalent functional group –OH found, for example, in alcohols and phenols. It consists of a hydrogen atom and a oxygen atom bound together by a covalent bond. In alcohols, the hydroxyl group is attached to a carbon atom in a hydrocarbon chain, while in phenols the hydroxyl group is attached directly to the hydrocarbon ring. It should not be confused with the hydroxide ion, OH–. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hydroxyl.html ) 2022-10-17 2022-10-17 diazotes molecular nitrogens diazote molecular nitrogen Le diazote N₂ est la forme la plus courante d'entité ne contenant que l'élément chimique azote. La triple liaison liant les deux atomes est une des liaisons chimiques les plus fortes (avec le monoxyde de carbone CO). De ce fait, le diazote est cinétiquement inerte. C'est le composant le plus abondant de l'atmosphère terrestre. Industriellement, le diazote est obtenu par distillation de l'air ambiant. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Azote#Le_diazote ) 2022-10-18 2022-10-18 aluminium monoxides monoxydes d'aluminium aluminium monoxide monoxyde d'aluminium L'oxyde d'aluminium (II) ou monoxyde d'aluminium, est un composé chimique de formule AlO. Il a été détecté dès les années 1960 en phase gazeuse dans la haute atmosphère ainsi que dans le milieu interstellaire par spectroscopie. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Oxyde_d%27aluminium(II) ) Aluminium (II) oxide or aluminium monoxide is a compound of aluminium and oxygen with the chemical formula AlO. It has been detected in the gas phase after explosion of aluminized grenades in the upper atmosphere and in stellar absorption spectra. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Aluminium(II)_oxide ) 2022-10-18 2022-10-18 methylidyne radicals méthylidynes methylidyne radical méthylidyne Le méthylidyne est une espèce chimique de formule CH. C'est un carbyne dont l'état fondamental est un état doublet linéaire paramagnétique. Il est stable à l'état gazeux dilué, mais tend à polymériser à plus forte concentration : en tant que monoradical, les réactions d'addition sont rapides et exothermiques. On rencontre le méthylidyne notamment dans le milieu interstellaire ainsi que dans l'atmosphère de certaines étoiles, notamment de type spectral G, K, M, S ou encore C. Le méthylidyne est aussi présent dans la chevelure de comètes. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9thylidyne ) Methylidyne, or (unsubstituted) carbyne, is an organic compound whose molecule consists of a single hydrogen atom bonded to a carbon atom. It is the parent compound of the carbynes, which can be seen as obtained from it by substitution of other functional groups for the hydrogen. Methylidyne is a highly reactive gas, that is quickly destroyed in ordinary conditions but is abundant in the interstellar medium (and was one of the first molecules to be detected there). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Methylidyne_radical ) 2022-10-18 2022-10-18 cyano radicals cyanogènes cyano radical cyanogène Le radical cyano (ou radical cyanido) est un radical avec une formule moléculaire CN, parfois écrite •CN. Le radical cyano a été l'une des premières molécules détectées dans le milieu interstellaire, en 1938. Sa détection et son analyse ont eu une influence en astrochimie. La découverte a été confirmée par un spectrographe Coudé, qui a été rendu célèbre et crédible en raison de cette détection. •CN a été observé dans les nuages diffus et les nuages denses. Habituellement, CN est détecté dans des régions contenant du cyanure d'hydrogène, de l'isocyanure d'hydrogène et du HCNH+, car il est impliqué dans la création et la destruction de ces espèces. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Cyano_radical ) The cyano radical (or cyanido radical) is a radical with molecular formula CN, sometimes written •CN. The cyano radical was one of the first detected molecules in the interstellar medium, in 1938. Its detection and analysis was influential in astrochemistry. The discovery was confirmed with a coudé spectrograph, which was made famous and credible due to this detection. ·CN has been observed in both diffuse clouds and dense clouds. Usually, CN is detected in regions with hydrogen cyanide, hydrogen isocyanide, and HCNH+, since it is involved in the creation and destruction of these species. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Cyano_radical ) 2022-10-18 2022-10-18 thiocarbonyl thiocarbonyle carbon monosulfides monosulfures de carbones thiocarbonyles thiocarbonyls carbon monosulfide monosulfure de carbone Le monosulfure de carbone est un composé chimique de formule CS, analogue soufré du monoxyde de carbone CO. Il est instable à l'état solide et liquide, avec une forte tendance à la polymérisation, mais a été observé à l'état gazeux aussi bien au laboratoire que dans le milieu interstellaire, ainsi que dans l'atmosphère de Jupiter et de Neptune où il est la conséquence d'impacts cométaires (Shoemaker-Levy 9 dans le cas de Jupiter, et un impact vieux d'environ 1 000 ans dans le cas de Neptune). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Monosulfure_de_carbone ) Carbon monosulfide is a chemical compound with the formula CS. This diatomic molecule is the sulfur analogue of carbon monoxide, and is unstable as a solid or a liquid, but it has been observed as a gas both in the laboratory and in the interstellar medium. The molecule resembles carbon monoxide with a triple bond between carbon and sulfur. The molecule is not intrinsically unstable, but it tends to polymerize. This tendency reflects the greater stability of C–S single bonds. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Carbon_monosulfide ) 2022-10-18 2022-10-18 monoxydes d'azotes nitric oxides monoxyde d'azote nitric oxide Le monoxyde d'azote, oxyde azotique, oxyde nitrique ou NO est un composé chimique formé d'un atome d'oxygène et d'un atome d'azote. C'est un gaz dans les conditions normales de température et de pression. C'est un important neurotransmetteur chez les mammifères ; dissous, il franchit facilement les membranes biologiques et passe d'une cellule à l'autre, constituant un "messager paracrine idéal". (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Monoxyde_d%27azote ) Nitric oxide (nitrogen oxide or nitrogen monoxide) is a colorless gas with the formula NO. It is one of the principal oxides of nitrogen. Nitric oxide is a free radical: it has an unpaired electron, which is sometimes denoted by a dot in its chemical formula (•N=O or •NO). Nitric oxide is also a heteronuclear diatomic molecule, a class of molecules whose study spawned early modern theories of chemical bonding. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nitric_oxide ) 2022-10-18 2022-10-18 methylene radicals méthylènes methylene radical méthylène Le méthylène (systématiquement nommé méthylidène et dihydridocarbone; également appelé carbène) est un composé organique deformule chimique CH₂ (également écrite [CH₂]). Il s'agit d'un gaz incolore qui émet en fluorescence dans la gamme infrarouge moyenne, et ne persiste que dans la dilution, ou en tant qu'additif. (traduit depuis "Wikipedia, The Free Encyclopedia", https://en.wikipedia.org/wiki/Methylene_(compound) ) Methylene (systematically named methylidene and dihydridocarbon; also called carbene) is an organic compound with the chemical formula CH₂ (also written [CH₂]). It is a colourless gas that fluoresces in the mid-infrared range, and only persists in dilution, or as an adduct. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Methylene_(compound) ) 2022-10-18 2022-10-18 hydrogen superoxide peroxyl radical radical peroxyle hydrogen superoxides hydroperoxyl radicals hydroperoxyles peroxyl radicals radicaux peroxyles hydroperoxyl radical hydroperoxyle Le radical hydroperoxyle, aussi appelé radical perhydroxyle, de formule semi-développée H–O–O•, est la forme protonée du superoxyde. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hydroperoxyle ) The hydroperoxyl radical, also known as the hydrogen superoxide, is the protonated form of superoxide with the chemical formula HO₂. This species plays an important role in the atmosphere and as a reactive oxygen species in cell biology. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydroperoxyl ) 2022-10-18 2022-10-18 azanone nitronous oxide nitrosyl hydride azanones nitronous oxides nitrosyl hydrides nitroxyles nitroxyls nitroxyl nitroxyle Le nitroxyle est un composé chimique de formule HNO bien identifié en phase gazeuse. En solution aqueuse, il agit comme un acide avec comme base conjuguée l'anion NO⁻ (pKa = 11,4), forme réduite du monoxyde d'azote NO isoélectronique avec le dioxygène O₂. Le nitroxyle est très réactif avec les nucléophiles (particulièrement les thiols) et dimérise rapidement en acide hyponitreux H₂N₂O₂, qui se déshydrate ensuite en protoxyde d'azote N₂O. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Nitroxyle ) Nitroxyl (common name) or azanone (IUPAC name) is the chemical compound HNO. It is well known in the gas phase. Nitroxyl can be formed as a short-lived intermediate in the solution phase. The conjugate base, NO⁻, nitroxide anion, is the reduced form of nitric oxide (NO) and is isoelectronic with dioxygen. The bond dissociation energy of H−NO is 49.5 kcal/mol (207 kJ/mol), which is unusually weak for a bond to the hydrogen atom. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nitroxyl ) 2022-10-18 2022-10-18 Trioxygen Trioxygène ozones ozones ozone ozone L'ozone (de l'allemand Ozon, dérivé du grec ozô "exhaler une odeur"), ou trioxygène, est une substance de formule chimique O₃ : ses molécules sont triatomiques, formées de trois atomes d'oxygène. L'ozone est ainsi une variété allotropique de l'oxygène, mais bien moins stable que le dioxygène O₂, en lequel il tend naturellement à se décomposer. Il se liquéfie à 161,3 K (−111,9 °C) sous forme d'un liquide bleu foncé et se solidifie à 80,7 K (−192,5 °C) en un solide pourpre. À température ambiante, c'est un gaz bleu pâle, voire incolore, qui se démarque par son odeur. L'ozone atteint son point critique à 5 460 kPa et −12,05 °C (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ozone ) Ozone, or trioxygen, is an inorganic molecule with the chemical formula O₃. It is a pale blue gas with a distinctively pungent smell. It is an allotrope of oxygen that is much less stable than the diatomic allotrope O₂, breaking down in the lower atmosphere to O₂ (dioxygen). Ozone is formed from dioxygen by the action of ultraviolet (UV) light and electrical discharges within the Earth's atmosphere. It is present in very low concentrations throughout the latter, with its highest concentration high in the ozone layer of the stratosphere, which absorbs most of the Sun's ultraviolet (UV) radiation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ozone ) 2022-10-18 2022-10-18 ion hydronium oxonium oxonium hydroniums ions hydronium oxoniums hydronium hydronium L'ion hydronium est le plus simple des ions oxonium ; sa formule chimique est H₃O⁺ ou H⁺(aq). En solution aqueuse, il est solvaté par plusieurs molécules d'eau et peut être écrit H₇O₃⁺, H₉O₄⁺ etc. Il résulte de la protonation d'une molécule d'eau soit par un acide, soit par autoprotolyse de l'eau. Il existe également à l'état solide et à l'état gazeux. C'est également un ion qui se rencontre dans le milieu interstellaire, où il résulte de l'interaction de molécules d'eau avec le rayonnement cosmique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ion_hydronium ) In chemistry, hydronium (hydroxonium in traditional British English) is the common name for the aqueous cation H₃O⁺, the type of oxonium ion produced by protonation of water. It is often viewed as the positive ion present when an Arrhenius acid is dissolved in water, as Arrhenius acid molecules in solution give up a proton (a positive hydrogen ion, H⁺) to the surrounding water molecules (H₂O). In fact, acids must be surrounded by more than a single water molecule in order to ionize, yielding aqueous H⁺ and conjugate base. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hydronium ) 2022-10-18 2022-10-18 acides fulminiques fulminic acids acide fulminique fulminic acid L'acide fulminique est un composé chimique toxique et explosif dont la formule moléculaire est HCNO et dont les sels sont détonants. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_fulminique ) Fulminic acid is an acid with the formula HCNO, more specifically H−C≡N⁺−O⁻. It is an isomer of isocyanic acid (H−N=C=O) and of its elusive tautomer, cyanic acid (H−O−C≡N), and also of isofulminic acid (H−O−N⁺≡C⁻). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Fulminic_acid ) 2022-10-18 2022-10-18 isocyanic acid acides cyaniques cyanic acids isocyanic acids acide cyanique cyanic acid L’acide isocyanique est un acide de formule semi-développée H-N=C=O. C'est le tautomère de l'acide cyanique HOCN. Il est considéré comme un élément important dans la chimie de constitution d'éléments biochimiques jusqu’à l’apparition des premiers systèmes qualifiés de biologiques. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_isocyanique ) Isocyanic acid is a chemical compound with the structural formula HNCO, which is often written as H−N=C=O. It is a colourless, volatile and poisonous substance, with a boiling point of 23.5 °C. It is the predominant tautomer of cyanic acid (H−O−C≡N). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Isocyanic_acid ) 2022-10-18 2022-10-18 nitrite d'hydrogène acides nitreux nitrites d'hydrogènes nitrous acids acide nitreux nitrous acid L'acide nitreux est un composé chimique de formule HNO₂. C'est un monoacide faible que l'on ne connaît qu'en solution pas trop acide (il se dismute au pH bas), et en phase gazeuse. Ses sels (les nitrites) sont stables en solution aqueuse. L'acide nitreux un des réactifs essentiels de la préparation des colorants azoïques. Il est alors préparé in situ par acidification de nitrite de sodium à basse température (environ 5 °C). La molécule HNO₂ a été détectée dans le milieu interstellaire dans la composante B du système binaire IRAS 16293−2422. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Acide_nitreux ) Nitrous acid (molecular formula HNO2) is a weak and monoprotic acid known only in solution, in the gas phase and in the form of nitrite (NO₂⁻) salts. Nitrous acid is used to make diazonium salts from amines. The resulting diazonium salts are reagents in azo coupling reactions to give azo dyes. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nitrous_acid ) 2022-10-18 2022-10-18 ethene éthène ethenes ethylenes éthylènes éthènes ethylene éthylène L'éthylène ou, selon la nomenclature de l'IUPAC, éthène, est un hydrocarbure insaturé. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89thyl%C3%A8ne ) Ethylene (IUPAC name: ethene) is a hydrocarbon which has the formula C₂H₄ or H₂C=CH₂. It is a colourless, flammable gas with a faint "sweet and musky" odour when pure.It is the simplest alkene (a hydrocarbon with carbon-carbon double bonds). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ethylene ) 2022-10-18 2022-10-18 ethenol hydroxyethene hydroxyethylene hydroxyéthylène hydroxyéthène vinylalcool éthénol alcools vinyliques ethenols hydroxyethenes hydroxyethylenes hydroxyéthylènes hydroxyéthènes vinyl alcohols vinylalcools éthénols alcool vinylique vinyl alcohol L'éthénol, alcool vinylique ou vinylalcool est un composé organique de la famille des énols de formule CH₂CHOH. C'est l'isomère de l'éthanal et de l'oxyde d'éthylène. Il a été découvert de l'alcool vinylique dans le nuage moléculaire Sagittarius B en utilisant un radiotélescope de 12 m à l'observatoire de Kitt Peak. Cet alcool vinylique est stable dans ce milieu interstellaire (donc dilué), prouvant que son mécanisme de tautomérie n'est pas monomoléculaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89th%C3%A9nol ) Vinyl alcohol, also called ethenol (IUPAC name; not ethanol), is the simplest enol. With the formula CH₂CHOH, it is a labile compound that converts to acetaldehyde. It is not a precursor to polyvinyl alcohol. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Vinyl_alcohol ) 2022-10-18 2022-10-18 2-aminoacetonitrile 2-aminoacétonitrile glycinonitrile 2 aminoacetonitrile 2 aminoacetonitriles 2 aminoacétonitrile 2 aminoacétonitriles 2-aminoacetonitriles 2-aminoacétonitriles aminoacetonitriles aminoacétonitriles glycinonitriles aminoacetonitrile aminoacétonitrile L'aminoacétonitrile est un composé organique de formule chimique H₂N–CH₂–C≡N. Aux conditions normales de température et de pression, il se présente sous la forme d'un liquide incolore. La présence d'aminoacétonitrile dans le milieu interstellaire plaide en faveur de la présence également de glycine, qui n'a cependant pas été formellement détectée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aminoac%C3%A9tonitrile ) Aminoacetonitrile is the organic compound with the formula NCCH₂NH₂. The compound is a colorless liquid. It is unstable at room temperature, owing to the incompatibility of the amine nucleophile and the nitrile electrophile. Using radio astronomy, aminoacetonitrile was discovered in the Large Molecule Heimat, a giant gas cloud near the galactic center in the constellation Sagittarius. This discovery is significant to the debate on whether glycine exists widely in the universe. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Aminoacetonitrile ) 2022-10-18 2022-10-18 Carbonyl diamide carbamide carbamide carbonyl diamide carbonyldiamine diaminomethanal diaminomethanone isourée carbamides carbamides carbonyldiamines carbonyls diamides diaminomethanals diaminomethanones isourées ureas urées urea urée Le terme urée désigne à la fois un composé chimique particulier et un ensemble de composés organiques : l'urée ou carbamide (DCI) est le composé CO(NH₂)₂ ; les urées sont les dérivés de l'urée de formule générale (R1,R2)N−CO−N(R3,R4). (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ur%C3%A9e ) Urea, also known as carbamide, is an organic compound with chemical formula CO(NH₂)₂. This amide has two amino groups (–NH₂) joined by a carbonyl functional group (–C(=O)–). It is thus the simplest amide of carbamic acid. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Urea ) 2022-10-18 2022-10-18 alcool éthylique ethyl alcohol alcools éthyliques ethanols ethyl alcohols éthanols ethanol éthanol L’éthanol, ou alcool éthylique ou plus simplement alcool, est un alcool de formule semi-développée CH₃-CH₂-OH. C'est un liquide incolore, volatil, inflammable et miscible à l'eau en toutes proportions. C'est un psychotrope, et l'une des plus anciennes drogues récréatives, sous la forme de boisson alcoolisée. L'éthanol est utilisé par l'industrie agroalimentaire (pour la production de spiritueux notamment), la parfumerie et la pharmacie galénique (comme solvant) ainsi qu'en biocarburant (bioéthanol). Il est en outre utilisé dans les thermomètres à alcool. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89thanol ) Ethanol (abbr. EtOH; also called ethyl alcohol, grain alcohol, drinking alcohol, or simply alcohol) is an organic compound. It is an alcohol with the chemical formula C₂H₆O. Its formula can be also written as CH₃−CH₂−OH or C₂H₅OH (an ethyl group linked to a hydroxyl group). Ethanol is a volatile, flammable, colorless liquid with a characteristic wine-like odor and pungent taste. It is a psychoactive recreational drug, the active ingredient in alcoholic drinks. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ethanol ) 2022-10-18 2022-10-18 aldéhyde propanoïque aldéhyde propionique methylacetaldehyde méthylacétaldéhyde propaldehyde propionaldehyde propionic aldehyde aldéhydes propanosïques aldéhydes propioniques methylacetaldehydes méthylacétaldéhydes propaldehydes propanals propanaux propionaldehydes propionic aldehydes propanal propanal Le propanal ou aldéhyde propanoïque ou aldéhyde propionique est un aldéhyde possédant un groupe propyl. De formule CH₃CH₂CHO, c'est un isomère de la propanone. À température ambiante, c'est un liquide incolore avec une odeur fruitée assez irritante. L'atterrisseur Philae de la sonde spatiale Rosetta a détecté ce composé à dix atomes sur la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, ce qui atteste la présence de cette molécule dans le Système solaire. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Propanal ) Propionaldehyde or propanal is the organic compound with the formula CH₃CH₂CHO. It is the 3-carbon aldehyde. It is a colourless, flammable liquid with a slightly fruity odour. Propionaldehyde along with acrolein has been detected in the molecular cloud Sagittarius B2 near the center of the Milky Way Galaxy, about 26,000 light years from Earth. Measurements by the COSAC and Ptolemy instruments on comet 67/P's surface, revealed sixteen organic compounds, four of which were seen for the first time on a comet, including acetamide, acetone, methyl isocyanate and propionaldehyde. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Propionaldehyde ) 2022-10-18 2022-10-18 1,2-dihydroxyethane 1,2-dihydroxyéthane 1,2-ethanediol ethylene alcohol glycol hypodicarbonous acid monoethylene glycol éthane-1,2-diol 1,2 dihydroxyethane 1,2 dihydroxyethanes 1,2 dihydroxyéthane 1,2 dihydroxyéthanes 1,2 ethanediol 1,2 ethanediols 1,2-dihydroxyethanes 1,2-dihydroxyéthanes 1,2-ethanediols ethylene alcohols ethylene glycols glycols hypodicarbonous acids monoethylene glycols éthane 1,2 diol éthane 1,2 diols éthane-1,2-diols éthylènes glycols ethylene glycol éthylène glycol L'éthylène glycol ou glycol ou encore éthane-1,2-diol est le plus simple composé chimique de la famille des glycols. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89thyl%C3%A8ne_glycol ) Ethylene glycol (IUPAC name: ethane-1,2-diol) is an organic compound (a vicinal diol) with the formula (CH₂OH)₂. It is mainly used for two purposes, as a raw material in the manufacture of polyester fibers and for antifreeze formulations. It is an odorless, colorless, flammable, viscous liquid. Ethylene glycol has a sweet taste, but it is toxic in high concentrations. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ethylene_glycol ) 2022-10-18 2022-10-18 benzenes benzènes benzene benzène Le benzène est un composé organique de formule brute C₆H₆, également noté Ph-H, φ-H, ou encore ϕ-H. Il appartient à la famille des hydrocarbures aromatiques monocycliques, car le cycle formé par les six atomes de carbone est plan et comporte six électrons délocalisés. Dans les conditions usuelles, le benzène est un liquide incolore, d'odeur caractéristique, volatil, très inflammable et cancérogène. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Benz%C3%A8ne ) Benzene is an organic chemical compound with the molecular formula C₆H₆. The benzene molecule is composed of six carbon atoms joined in a planar ring with one hydrogen atom attached to each. Because it contains only carbon and hydrogen atoms, benzene is classed as a hydrocarbon. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Benzene ) 2022-10-18 2022-10-18 benzenecarbonitrile cyanobenzene cyanobenzène phenyl cyanide benzenecarbonitriles benzonitriles benzonitriles cyanobenzenes cyanobenzènes phenyl cyanides benzonitrile benzonitrile Le benzonitrile, aussi appelé cyanobenzène, est un composé organique à l’odeur d’amande. Il s'obtient de la déshydradation du benzamide et de la réaction du cyanure de sodium et bromobenzène. Le benzonitrile a été détecté dans le milieu interstellaire, dans le nuage moléculaire 1 du Taureau. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Benzonitrile ) Benzonitrile is the chemical compound with the formula C₆H₅(CN), abbreviated PhCN. This aromatic organic compound is a colorless liquid with a sweet bitter almond odour. It is mainly used as a precursor to the resin benzoguanamine. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Benzonitrile ) 2022-10-18 2022-10-18 ammonium ion ion ammonium ammonium ions ammoniums ions ammonium ammonium ammonium L'ion ammonium de formule brute NH₄⁺ est un ion polyatomique de charge électrique positive. Ce cation polyatomique possède une structure tétraédrique, l'atome d'azote N occupant le centre et les quatre atomes d'hydrogène occupant les sommets équivalents du tétraèdre. Il est obtenu par protonation de l'ammoniac (NH₃) ; il est parfois présenté comme une molécule d'ammoniac ionisée. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Ammonium ) The ammonium cation is a positively-charged polyatomic ion with the chemical formula NH₄⁺ or [NH₄]⁺. It is formed by the protonation of ammonia (NH3). Ammonium is also a general name for positively charged or protonated substituted amines and quaternary ammonium cations ([NR₄]⁺), where one or more hydrogen atoms are replaced by organic groups (indicated by R). (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Ammonium ) 2022-10-18 2022-10-18 anhydride carbonique carbonic acid gas carbonic anhydride gaz carbonique anhydrides carboniques carbon dioxides carbonic acid gases carbonic anhydrides dioxydes de carbones gazs carboniques carbon dioxide dioxyde de carbone Le dioxyde de carbone, aussi appelé gaz carbonique ou anhydride carbonique, est un composé inorganique dont la formule chimique est CO₂, la molécule ayant une structure linéaire de la forme O=C=O. Il se présente, sous les conditions normales de température et de pression, comme un gaz incolore, inodore, à la saveur piquante. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Dioxyde_de_carbone ) Carbon dioxide (chemical formula CO₂) is a chemical compound made up of molecules that each have one carbon atom covalently double bonded to two oxygen atoms. It is found in the gas state at room temperature. In the air, carbon dioxide is transparent to visible light but absorbs infrared radiation, acting as a greenhouse gas. It is a trace gas in Earth's atmosphere at 421 parts per million (ppm), or about 0.04% by volume (as of May 2022), having risen from pre-industrial levels of 280 ppm. Burning fossil fuels is the primary cause of these increased CO₂ concentrations and also the primary cause of climate change. Carbon dioxide is soluble in water and is found in groundwater, lakes, ice caps, and seawater. When carbon dioxide dissolves in water, it forms carbonic acid (H₂CO₃), which causes ocean acidification as atmospheric CO₂ levels increase. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Carbon_dioxide ) 2022-10-18 2022-10-18 dinitrogen monoxide dinitrogen oxide hémioxyde d'azote oxyde nitreux dinitrogen monoxides dinitrogen oxides hémioxydes d'azotes nitrous oxides oxydes nitreux protoxydes d'azotes nitrous oxide protoxyde d'azote Le protoxyde d'azote, ou monoxyde de diazote, oxyde nitreux, hémioxyde d'azote ou gaz hilarant, est un composé chimique de formule N₂O. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Protoxyde_d%27azote ) Nitrous oxide (dinitrogen oxide or dinitrogen monoxide), commonly known as laughing gas, nitrous, or nos, is a chemical compound, an oxide of nitrogen with the formula N₂O. At room temperature, it is a colourless non-flammable gas, and has a slightly sweet scent and taste. At elevated temperatures, nitrous oxide is a powerful oxidiser similar to molecular oxygen. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Nitrous_oxide ) 2022-10-18 2022-10-18 hydroxydes de sodium sodium hydroxides hydroxyde de sodium sodium hydroxide L'hydroxyde de sodium est un solide blanc de formule chimique NaOH. Pur, il est appelé communément soude caustique ou soude mais ce dernier terme est ambigu car il est aussi utilisé pour désigner le carbonate de soude (soude Solvay). À température et pression ambiantes, il se trouve sous la forme cristalline d'un solide ionique. Il est fusible vers 318 °C, il se présente généralement sous forme de pastilles, de paillettes ou de billes blanches ou d'aspect translucide, corrosives. Il est très hygroscopique, il est d'ailleurs aussi souvent commercialisé sous la forme dissoute dans l'eau. Il y est en effet très soluble. Il est également très soluble dans l'éthanol. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hydroxyde_de_sodium ) Sodium hydroxide, also known as lye and caustic soda, is an inorganic compound with the formula NaOH. It is a white solid ionic compound consisting of sodium cations Na⁺ and hydroxide anions OH⁻. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Sodium_hydroxide ) Alpha Centauri C Alpha Centauri C Proxima Proxima α Cen C α Cen C α Centauri C α Centauri C Proxima Centauri Proxima du Centaure WISE 1049-5319 WISE 1049-5319 WISE J104915.57-531906 WISE J104915.57-531906 Luhman 16 Luhman 16 2023-03-16 naine brune de masse planétaire planetary-mass brown dwarf sous-naine brune sub-brown dwarf WISE J085510.83−071442.5 WISE J085510.83−071442.5 WISE 0855−0714 WISE 0855−0714 Wolf 359 Wolf 359 BD+36 2147 BD+36 2147 Gliese 411 Gliese 411 HD 95735 HD 95735 Lalande 21185 Lalande 21185 Alpha CMa Alpha CMa Alpha Canis Majoris Alpha Canis Majoris α CMa α CMa α Canis Majoris α Canis Majoris Sirius Sirius Gliese 65 Gliese 65 Luyten 726-8 Luyten 726-8 V1216 Sgr V1216 Sgr Ross 154 Ross 154 Gliese 905 Gliese 905 HH And HH And Ross 248 Ross 248 18 Eri 18 Eri Epsilon Eridani Epsilon Eridani ε Eri ε Eri Ran Ran Lac 9352 Lac 9352 Lacaille 9352 Lacaille 9352 FI Vir FI Vir FI Virginis FI Virginis Ross 128 Ross 128 EZ Aqr EZ Aqr Gliese 866 Gliese 866 Luyten 789-6 Luyten 789-6 EZ Aquarii EZ Aquarii Alpha Canis Minoris Alpha Canis Minoris α CMi α CMi α Canis Minoris α Canis Minoris Procyon Procyon V1808 Cyg V1808 Cyg 61 Cygni 61 Cygni spacetime foam mousse quantique quantum foam La mousse quantique est un concept de la mécanique quantique inventé par John Wheeler en 1955. La mousse dont il est question est une manière de conceptualiser la nature de la structure infime du "matériau" dont l'univers est constitué. (Wikipedia, l'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Mousse_quantique) ) Quantum foam or spacetime foam is a theoretical quantum fluctuation of spacetime on very small scales due to quantum mechanics. Matter and antimatter are constantly created and destroyed. These subatomic objects are called virtual particles. The idea was devised by John Wheeler in 1955. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Quantum_foam) ) Caldwell 41 Caldwell 41 Collinder 50 Collinder 50 Melotte 25 Melotte 25 Hyades Hyades Les Hyades sont l'amas ouvert le plus proche du Système solaire et l'un des mieux étudiés. L'amas est distant de 151 années-lumière de nous. Il est constitué de 300 à 400 étoiles partageant des caractéristiques communes telles que l'âge et la composition chimique. Les quatre membres les plus brillants de l'amas sont toutes des géantes rouges qui ont commencé leur vie sur la séquence principale en tant qu'étoiles de classe spectrale A. Elles se nomment selon la désignation de Bayer Gamma, Delta, Epsilon, et Theta Tauri. Elles forment un astérisme en forme de "V" représentant la tête de la constellation du Taureau et couvrant quatre degrés. Aldébaran, l'étoile la plus brillante du Taureau, fait partie de cet astérisme, il représente l'œil du Taureau. Mais curieusement Aldébaran ne fait pas partie de l'amas. Aldébaran est en effet situé deux fois plus près de nous que l'amas. Cet amas est un des rares qu'il est préférable d'observer aux jumelles plutôt qu'au télescope, compte tenu de sa surface. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Hyades_(astronomie) ) The Hyades (also known as Caldwell 41, Collinder 50, or Melotte 25) is the nearest open cluster and one of the best-studied star clusters. Located about 153 light-years (47 parsecs) away from the Sun, it consists of a roughly spherical group of hundreds of stars sharing the same age, place of origin, chemical characteristics, and motion through space. From the perspective of observers on Earth, the Hyades Cluster appears in the constellation Taurus, where its brightest stars form a "V" shape along with the still-brighter Aldebaran. However, Aldebaran is unrelated to the Hyades, as it is located much closer to Earth and merely happens to lie along the same line of sight. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Hyades_(star_cluster) ) Collinder 39 Collinder 39 Melotte 20 Melotte 20 Alpha Persei Cluster amas d'Alpha Persei L'amas d'Alpha Persei, également connu par les désignations de Melotte 20 et de Collinder 39, est un grand amas ouvert visible dans la constellation de Persée, qui comprend notamment l'étoile brillante Alpha Persei (Mirfak). Malgré sa grande luminosité, il n'a pendant longtemps pas été considéré comme un "objet céleste" en raison de sa grande étendue, mais plutôt comme un astérisme. On sait aujourd'hui qu'il s'agit d'un groupe d'étoiles bleu-blanc appartenant à la ceinture de Gould, dont les membres partagent une origine commune et se déplacent ensemble dans l'espace. La distance de l'amas, estimée à l'aide du satellite Hipparcos et du diagramme couleur-magnitude de ses étoiles est d'environ 172 pc (∼561 a.l.). La distance établie par ces deux mesures indépendantes est en accord, faisant de l'amas un étalon important de la mesure des distances en astronomie. Il est âgé d'environ 50 millions d'années. Il ferait partie d'une génération d'étoiles massives qui interagissent fortement avec le milieu interstellaire environnant, aidant à déterminer la genèse des principales structures de notre région galactique. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_d'Alpha_Persei ) The Alpha Persei Cluster, also known as Melotte 20 or Collinder 39, is an open cluster of stars in the northern constellation of Perseus. To the naked eye, the cluster consists of several blue-hued spectral type B stars. The most luminous member is the ~2nd magnitude white-yellow supergiant Mirfak, also known as Alpha Persei. Bright members also include Delta, Sigma, Psi, 29, 30, 34, and 48 Persei. The Hipparcos satellite and infrared color-magnitude diagram fitting have been used to establish a distance to the cluster of ~560 light-years (172 pc). The distance established via the independent analyses agree, thereby making the cluster an important rung on the cosmic distance ladder. As seen from the Earth, the extinction of the cluster due to interstellar dust is around 0.30. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Alpha_Persei_Cluster ) Collinder 256 Collinder 256 Melotte 111 amas d'étoiles de la Chevelure de Bérénice amas stellaire de la Chevelure Coma Star Cluster Melotte 111 Melotte 111, également appelé l'amas d'étoiles de la Chevelure de Bérénice ou l'amas stellaire de la Chevelure, est un petit mais proche amas ouvert de notre galaxie, contenant 45 étoiles brillantes (magnitude 5 à 10) qui partagent un mouvement propre commun. Il est situé dans la constellation de la Chevelure de Bérénice. L'amas ne doit pas être confondu avec l'amas de galaxies de la Chevelure de Bérénice. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Melotte_111 ) The Coma Star Cluster (also known as Melotte 111 or Collinder 256) is a small but nearby open cluster located in the constellation Coma Berenices. The cluster contains about 40 brighter stars (between magnitudes 5 and 10) with a common proper motion. The brighter stars of the cluster make out a distinctive "V" shape as seen when Coma Berenices is rising. The cluster used to represent the tail of Leo. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Coma_Star_Cluster ) Orion Trapezium Cluster Trapèze d'Orion Trapezium Cluster amas du Trapèze L'amas du Trapèze, aussi nommé simplement le Trapèze, ou parfois Trapèze d'Orion, et aussi connu sous sa désignation de Bayer Theta1 Orionis (Thêta1 d'Orion en français; θ1 Ori en abrégé), est un amas ouvert d'étoiles compact situé au cœur de la nébuleuse d'Orion, dans la constellation d'Orion. Il a été découvert par Galilée. Le 4 février 1617, il dessina trois des étoiles (A, C et D), mais ne vit pas la nébulosité environnante. La quatrième composante (B) fut identifiée par plusieurs observateurs en 1673, et plusieurs autres composantes furent découvertes ensuite, jusqu'à un total de huit en 1888. Plus tard, plusieurs de ces étoiles se sont révélées binaires. Les télescopes des astronomes amateurs peuvent en résoudre six aisément. Le Trapèze est un amas relativement jeune qui s'est formé directement à partir de la nébuleuse parente. Les cinq étoiles les plus brillantes font environ 15-30 masses solaires. Elles sont situées à l'intérieur d'un volume de 1,5 année-lumière de diamètre et sont à l'origine de l'essentiel de l'illumination de la nébuleuse environnante. Le Trapèze pourrait faire partie du plus vaste Amas de la Nébuleuse d'Orion, un groupe d'environ 2 000 étoiles à l'intérieur d'un diamètre de 20 années-lumière. L'amas est facilement identifiable par l'astérisme formé par quatre étoiles relativement brillantes. Ces quatre étoiles sont souvent appelées A, B, C et D en ordre d'ascension droite croissante. La plus brillante des quatre étoiles est Theta1 Orionis C (en), avec une magnitude apparente de 5,13. A et B sont toutes deux des binaires à éclipses. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_du_Trap%C3%A8ze ) Trapezium (Theta1 Orionis) is a star cluster at the heart of the Orion Nebula consisting of more than 1,000 young stars crowded into a space about four light-years in diameter (roughly the distance between the Sun and the next nearest star). A few of these stars are hot O and B stars. The majority, however, are later-type, cooler, less luminous, and less massive pre-main sequence stars of a solar mass or less. With an average stellar age of only one million years, the Trapezium is one of the youngest clusters known. Most of its member stars are hidden by dust or by the glare of the nebula but are visible at infrared wavelengths. The four brightest stars (A, B, C, and D), which form the vertices of a trapezium and give the cluster its name, can be seen easily with a small telescope. Two fainter stars of eleventh magnitude, E and F, show up in moderately sized amateur instruments under good seeing conditions. A further two, of 16th magnitude, G and H, are only visible in very large amateur scopes. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Trapezium.html ) Butterfly Cluster amas du Papillon M6, ou amas du Papillon, est un amas ouvert situé dans le Scorpion et visible aux jumelles. Il aurait été découvert par Giovanni Battista Hodierna vers 1650 qui y aurait dénombré une vingtaine d'étoiles. Charles Messier l'intégra dans son catalogue en 1764. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Messier_6 ) The Butterfly Cluster (M6, NGC 6405) is an open cluster in the constellation Scorpius, 4° northwest of M7 (Ptolemy's Cluter), that contains about 80 stars roughly in the shape of a butterfly. Visible to the naked eye, it was first noted by Giovanni Hodierna before 1654. Its most conspicuous star is an orange giant K star of magnitude 6.2. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Butterfly_Cluster.html ) brume mist La brume est un amas de fines gouttelettes ou de fins cristaux de glace qui se sont formés sur des particules hygroscopiques microscopiques, lorsque l'air est devenu sursaturé par rapport à l’eau ou à la glace, et qui réduisent la visibilité en surface. C'est une des formes de l'eau météoritique. Par convention, les météorologistes parlent de brume lorsque la visibilité horizontale est de plus d'un kilomètre et de brouillard si la visibilité est inférieure à un kilomètre. Les marins utilisent souvent le terme de brume quelle que soit la visibilité horizontale et le nomment également fumée de mer quand il s'agit de brume d'évaporation. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Brume ) Mist is a phenomenon caused by small droplets of water suspended in the cold air, usually by condensation. Physically, it is an example of a dispersion. It is most commonly seen where water vapor in warm, moist air meets sudden cooling, such as in exhaled air in the winter, or when throwing water onto the hot stove of a sauna. It can be created artificially with aerosol canisters if the humidity and temperature conditions are right. It can also occur as part of natural weather, when humid air cools rapidly, notably when the air comes into contact with surfaces that are much cooler than the air (e.g. mountains). The formation of mist, as of other suspensions, is greatly aided by the presence of nucleation sites on which the suspended water phase can congeal. Thus even such unusual sources of nucleation as small particulates from volcanic eruptions, releases of strongly polar gases, and even the magnetospheric ions associated with polar lights can in right conditions trigger condensation and the formation of mist. Mist is commonly confused with fog, which resembles a stratus cloud lying at ground level. These two phenomena differ, but share some commonalities; similar processes form both fog and mist. Fog is denser, more opaque, and generally lasts a longer time, while mist is thinner and more transparent. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Mist ) céphéide de type II type II cepheid Einstein ring anneau d'Einstein An Einstein ring, also known as an Einstein–Chwolson ring or Chwolson ring (named for Orest Chwolson), is created when light from a galaxy or star passes by a massive object en route to the Earth. Due to gravitational lensing, the light is diverted, making it seem to come from different places. If source, lens, and observer are all in perfect alignment, the light appears as a ring. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Einstein_ring ) En astronomie, un anneau d'Einstein est un cas particulier de mirage gravitationnel. Il résulte de la déformation en forme d'anneau ou d'arc d'une source lumineuse, telle qu'une galaxie, une étoile, un quasar, par un corps céleste extrêmement massif, comme une grosse galaxie ou un trou noir. Les photons émis par la source sont déviés de leur trajectoire rectiligne par la gravitation exercée par le corps massif comme s'ils traversaient une lentille. On parle de lentille gravitationnelle. Cette déviation prend l'apparence d'un anneau lorsque l'observateur, la lentille ainsi que la source située derrière la lentille sont parfaitement alignés et lorsque l'observateur se trouve assez près du point où se forme l'image. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneau_d%27Einstein ) Sh 2-276 Sh 2-276 Barnard's loop boucle de Barnard Riemann tensor Riemann–Christoffel tensor tenseur de Riemann tenseur de courbure de Riemann-Christoffel Riemann curvature tensor tenseur de courbure de Riemann In the mathematical field of differential geometry, the Riemann curvature tensor or Riemann–Christoffel tensor (after Bernhard Riemann and Elwin Bruno Christoffel) is the most common way used to express the curvature of Riemannian manifolds. It assigns a tensor to each point of a Riemannian manifold (i.e., it is a tensor field). It is a local invariant of Riemannian metrics which measures the failure of the second covariant derivatives to commute. A Riemannian manifold has zero curvature if and only if it is flat, i.e. locally isometric to the Euclidean space. The curvature tensor can also be defined for any pseudo-Riemannian manifold, or indeed any manifold equipped with an affine connection. It is a central mathematical tool in the theory of general relativity, the modern theory of gravity, and the curvature of spacetime is in principle observable via the geodesic deviation equation. The curvature tensor represents the tidal force experienced by a rigid body moving along a geodesic in a sense made precise by the Jacobi equation. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Riemann_curvature_tensor ) NEO géocroiseur near-Earth object objet géocroiseur A near-Earth object (NEO) is any small Solar System body whose orbit brings it into proximity with Earth. By convention, a Solar System body is a NEO if its closest approach to the Sun (perihelion) is less than 1.3 astronomical units (AU). If a NEO's orbit crosses the Earth's orbit, and the object is larger than 140 meters (460 ft) across, it is considered a potentially hazardous object (PHO). Most known PHOs and NEOs are asteroids, but a small fraction are comets. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Near-Earth_object ) Un objet géocroiseur (ou NEO, de l'anglais Near Earth Object) est un astéroïde ou une comète du système solaire que son orbite autour du Soleil amène à faible distance de l'orbite terrestre, et donc potentiellement à proximité de la Terre. Compte tenu de leur masse et de leur vitesse, les objets géocroiseurs peuvent entraîner une catastrophe humaine majeure, éventuellement planétaire, même si la probabilité d'un tel impact est extrêmement faible. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_g%C3%A9ocroiseur ) OPD PHO objet potentiellement dangereux potentially hazardous object A potentially hazardous object (PHO) is a near-Earth object – either an asteroid or a comet – with an orbit that can make close approaches to the Earth and is large enough to cause significant regional damage in the event of impact. They are defined as having a minimum orbit intersection distance with Earth of less than 0.05 astronomical units (19.5 lunar distances) and an absolute magnitude of 22 or brighter. More than 99% of the known potentially hazardous objects are not an impact threat over the next 100 years. As of September 2022, only 17 potentially hazardous objects are listed on the Sentry Risk Table as objects that are known not to be a threat over the next hundred years are excluded. Over hundreds if not thousands of years, "potentially hazardous" asteroids have the potential for their orbits to evolve to live up to their namesake. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Potentially_hazardous_object ) Un objet potentiellement dangereux (en abrégé OPD ; en anglais Potentially Hazardous Object, PHO) est, en astronomie, un objet spatial volumineux dont la trajectoire passe suffisamment près de la Terre pour représenter une menace de collision. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_potentiellement_dangereux ) close encounter rencontre proche 1) Dans un amas stellaire, l'altération des orbites de deux étoiles proches l'une de l'autre par leur interaction gravitationnelle mutuelle. 2) La traversée de l'orbite lunaire par un astéroïde ou une comète en s'approchant de la Terre avec un risque de collision. (traduit depuis "An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri", https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=close+encounter&formSubmit=Search&showAll=1 ) 1) In a star cluster, coming across of two stars so closely that their orbits alter by their mutual gravitational attractions. 2) As regards an asteroid or comet, a situation when it crosses the Moon's orbit and approaches the Earth with a risk of collision. (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=close+encounter&formSubmit=Search&showAll=1 ) MER-2 MER-A MER-A Mars Exploration Rover - A Mars Exploration Rover – A Spirit rover rover Spirit Spirit ("Esprit" en anglais), alias MER-A (Mars Exploration Rover - A), est l'un des deux astromobiles de la mission Mars Exploration Rover de l'agence spatiale américaine, la NASA, lancé vers la planète Mars en 2003. L'engin qui s'est posé sur Mars le 4 janvier 2004 dans le cratère Goussev avait pour but d'étudier la géologie de Mars et de déterminer en particulier le rôle joué par l'eau dans l'histoire de la planète. Sa mission qui devait durer 90 jours s'est achevée officiellement en mars 2010. Cette durée de vie lui a permis de parcourir 7,73 km (objectif de la mission primaire 600 mètres) et de largement dépasser les objectifs scientifiques assignés. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Spirit_(rover) ) Spirit, also known as MER-A (Mars Exploration Rover – A) or MER-2, is a Mars robotic rover, active from 2004 to 2010. Spirit was operational on Mars for 2208 sols or 3.3 Martian years (2249 days; 6 years, 77 days). It was one of two rovers of NASA's Mars Exploration Rover Mission managed by the Jet Propulsion Laboratory (JPL). Spirit landed successfully within the impact crater Gusev on Mars at 04:35 Ground UTC on January 4, 2004, three weeks before its twin, Opportunity (MER-B), which landed on the other side of the planet. Its name was chosen through a NASA-sponsored student essay competition. The rover got stuck in a "sand trap" in late 2009 at an angle that hampered recharging of its batteries; its last communication with Earth was on March 22, 2010. (Wikipedia, The Free Encyclopedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Spirit_(rover) ) aberration de la lumière astronomical aberration velocity aberration aberration stellaire stellar aberration Aberration of starlight is the difference between the observed position of a star and its true direction. It is a combined result of the observer's motion across the path of the incoming starlight and the finite speed of light. The effect is similar to that observed by someone walking in the rain: though the rain is in fact falling vertically, because of the person's motion it appears to be falling at an angle. (Encyclopedia of Science, by David Darling, https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/aberration_starlight.html ) L'aberration de la lumière est un phénomène optique qui se traduit par le fait que la direction apparente d'une source lumineuse dépend de la vitesse de celui qui l'observe (plus exactement de la composante de cette vitesse perpendiculaire à la direction d'observation), de la même façon que pour un passager d'un véhicule qui se déplace par exemple à l'horizontale, la pluie semble tomber depuis une direction située vers l'avant, et non selon la verticale. L'astronome James Bradley découvrit le phénomène en 1725 en étudiant les variations de la position apparente de l'étoile γ Draconis. Il lui fallut près de deux ans avant de comprendre ce phénomène et le publier. Il fournit ainsi la première confirmation scientifique de la rotation de la Terre autour du Soleil par l'observation des étoiles. (Wikipedia, L'Encylopédie Libre, https://fr.wikipedia.org/wiki/Aberration_de_la_lumi%C3%A8re ) parallaxe stellaire stellar parallax The apparent difference in the position of a celestial object as seen by an observer from two widely separated locations. The parallax of an object can be used to derive its distance. The relationship between the parallax angle p (measured in seconds of arc) and the distance d (measured in astronomical units) is given by d = 206,264 / p. For a parallax angle p = 1'', the distance to the star would correspond to 206,264 AU. By convention, the distance unit parsec is defined to be equivalent to 206,264 AU. Therefore, the parallax relation takes the much simpler form : d (in pc) = 1/p (in seconds of arc). The first star whose parallax was measured was 61 Cygni (Bessel, 1838). (An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, by M. Heydari-Malayeri, https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=stellar+parallax&formSubmit=Search&showAll=1 )