Bruno-

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Everything posted by Bruno-

  1. magnitude limite des instruments

    Et je suis entièrement d'accord ! Puisque l'étoile faible conserve sa luminosité et que le fond du ciel s'assombrit, elle peut alors émerger et devenir visible, alors qu'elle était invisible à faible grossissement. C'est pour ça que la magnitude des plus faibles étoiles vues à (assez) fort grossissement est supérieure à la magnitude des plus faibles étoiles vues à faible grossissement, comme on le constate sur les amas globulaires.
  2. magnitude limite des instruments

    Le rapport des surfaces objectif/œil est égal au rapport de la quantité de lumière collectée. Si le diamètre est x fois plus grand, la quantité de lumière est x² fois plus grande, et ceci ne dépend pas du grossissement. Mais cette quantité de lumière inclut aussi le fond du ciel. Or pour voir une étoile faible, il faut que celle-ci émerge du fond du ciel, dont la clarté dépend, elle, du grossissement. Exemple : une lunette de 60 mm est 10 fois plus grande que l'œil (6 mm), donc reçoit 100 fois plus de lumière. C'est le cas pour une faible étoile comme pour le fond du ciel. Si le fond du ciel a la même clarté qu'à l'œil nu, donc si on observe à même pupille de sortie, on verra en effet des étoiles 100 fois plus faibles. Mais si le fond du ciel a une clarté inférieure, donc si on observe à un grossissement supérieur au grossissement équipupillaire, on verra des étoiles encore plus faibles puisque leur clarté est fixe tandis que celle du fond du ciel a diminué. (Quand on utilise la formule m - m_œil = 5 log D/6, on fait l'approximation que l'œil nu se comporte comme un instrument de 6 mm dont le grossissement est bloqué à ×1. Un tel instrument atteint la magnitude limite 6 à ce grossissement de ×1, mais il atteindrait une magnitude plus élevée avec un grossissement plus fort. La magnitude 6 qui permet d'obtenir la formule simplifiée est donc une magnitude limite au grossissement ×1, pas une magnitude limite tout court. En quelque sorte, la magnitude limite tout court de l'œil est probablement de l'ordre de 7, sauf qu'on ne peut pas en profiter faute de pouvoir grossir à l'œil nu.)
  3. magnitude limite des instruments

    Attention qu'il y a deux choses : − la formule utilise D1 = 6 mm : c'est l'ouverture de l'instrument 1 (l'œil nu) ; − par ailleurs elle suppose que l'on grossit une fois, donc que l'on utilise une pupille de sortie (= diamètre du faisceau capté) égale au diamètre de la pupille, donc égale à 6 mm. Je parle d'un écart d'au moins 1 magnitude. Sur les points 1) et 2), nous sommes totalement en désaccord et nous avons tous les deux la certitude d'avoir raison. Je persiste à penser que ton erreur est d'appliquer ce que tu appelles la formule de base comme si c'était un postulat et comme s'il s'agissait simplement de remplacer D1 par le diamètre de l'œil.
  4. magnitude limite des instruments

    J'ai un gros doute sur cette valeur de 6,8. Les catalogues de nébuleuse n'indiquent pas de magnitude, et je doute que les professionnels s'amusent à mesurer leurs magnitudes puisque c'est beaucoup trop compliqué et probablement inutile. Lorsque des magnitudes sont données, il s'agit juste des magnitudes des nébuleuses vedettes, et elles sont données à une magnitude près, donc je soupçonne que ce sont des estimations visuelles. Enfin, si 6,8 était la magnitude de quelque chose, ce serait celle de IC 434, plutôt, non ? (En utilisant la même adresse mais avec ngc+2024 à la place de tete+de+cheval, je vois que NGC 2024 est donnée à la magnitude 2. Mouais...)
  5. magnitude limite des instruments

    Il me semble que tu sais d'où vient cette formule. Là, tu en parles comme si c'était un postulat de départ. Du coup, si on postule que cette formule donne la magnitude limite d'un instrument, il est en effet difficile de comprendre pourquoi ce n'est pas le cas sauf en tant qu'ordre de grandeur très approximatif. --------------------------------------------------------------------- Bon, comme on est dimanche et que ces notions sont très intéressantes (illustration de l'intérêt de la théorie pour comprendre la pratique), je vais détailler. 1) Définitions Dans cet texte, j'appelle : − magnitude limite du télescope la magnitude des plus faibles étoiles que ce télescope peut montrer (pour un observateur et un site donnés) ; − magnitude limite du grossissement (du télescope) la magnitude des plus faibles étoiles que ce télescope peut montrer à un grossissement donné (idem). 2) La magnitude limite du télescope (comme du grossissement) dépend du taux de transmission. Par définition de la magnitude : m2 - m1 = -2,5 log (E2 / E1) où E sont les éclats (ou éclairements) correspondant aux magnitudes m. Si on compare un instrument n°1 ayant 100 % de transmission à un instrument n°2 en ayant seulement 80 %, on trouve : m2 - m1 = 0.24 Avec une transmission de 80 %, on perd donc 0,24 magnitude. 3) La magnitude limite du grossissement augmente avec le grossissement. Tout le monde l'a constaté en pratique : pour voir le plus d'étoiles possible dans les amas globulaires, il faut grossir. Ça ne dépend pas de la qualité du ciel : c'est vrai aussi bien en ville qu'en rase campagne. Et cet effet n'est pas négligeable : on gagne au moins 1 magnitude entre le grossissement équipupillaire et le grossissement « optimal » (celui qui permet d'atteindre la magnitude limite de l'instrument). C'est parce que la clarté des objets ponctuels est fixe, tandis que celle des objets étendus diminue avec le grossissement. Ainsi, tant que les étoiles s'apparentent à des objets ponctuels, il suffit d'augmenter le grossissement pour qu'elles émergent du fond du ciel. En théorie, ce phénomène doit s'arrêter lorsqu'on atteint le grossissement résolvant (pas le G.R. théorique, mais le G.R. effectif, lié à l'observateur, au seeing, etc.) puisque, au-delà, les étoiles deviennent des objets étendus. 4) La formule m = 5 log D + 2,1 ne donne pas la magnitude limite de l'instrument Cette formule se base sur celle que j'ai rappelée plus haut en remplaçant le rapport E2/E1 par le rapport (D2/D1)² (l'éclat est proportionnel au carré du diamètre), ce qui donne : m2 = m1 + 5 log (D2 / D1) Cette formule permet de comparer la magnitude limite de deux instruments qui diffèrent uniquement par le diamètre. Dans ces conditions, elle convient pour comparer les magnitudes limites des instruments, mais aussi les magnitudes limites des grossissements si, par ailleurs, les grossissements en question sont équivalents, c'est-à-dire donnent la même pupille de sortie (car alors la clarté du fond du ciel est la même). Lorsqu'on l'utilise pour comparer un instrument avec l'œil nu, on commet une approximation car l'œil diffère d'un télescope par bien des points. Prenons la transmission. L'œil a un certain taux de transmission. Lorsqu'on observe à l'œil nu, la transmission totale est celle de l'œil. Lorsqu'on observe au télescope, elle est celle de l'œil multipliée par celle des optiques. La formule ci-dessus suppose donc que la transmission du télescope est de 100 % : alors les taux de transmission sont identiques dans les deux situations. Mais si le taux des optiques est de 80 %, on va surestimer la magnitude limite d'environ 0,2. L'œil nu ne dispose pas d'une gamme de grossissements. Il pourrait voir des étoiles plus faibles s'il était capable de grossir (en affaiblissant la clarté du fond du ciel) mais il ne peut pas grossir. Si m1 est la magnitude limite de l'œil nu, c'est donc la magnitude limite pour le grossissement ×1. La formule ci-dessus va donc servir à comparer des magnitudes limite du grossissement. m1 sera celle de l'œil nu à ×1, et m2 sera celle du télescope à un grossissement équivalent, c'est-à-dire à même pupille de sortie. La pupille de sortie de l'œil nu à ×1 est bien sûr égale au diamètre de la pupille de l'œil, donc on ne peut appliquer cette formule que pour un télescope utilisé au grossissement équipupillaire. Ainsi, la formule m = 5 log D + 2,1 (obtenue en faisant D1 = 6 mm et m1 = 6) donne la magnitude limite d'un instrument ayant un taux de transmission de 100 % et utilisé au grossissement équipupillaire (ce n'est donc pas la magnitude limite de l'instrument). Mais est-ce que ces effets sont négligeables ? Pour la transmission, on surestime de 0,2 magnitude, c'est peu. Mais l'effet du grossissement ne peut pas être négligé puisqu'il mène à une sous-estimation (cette fois) d'au moins 1 magnitude. Alors que la formule donne 13,5 pour un télescope de 200 mm ( avec une magnitude limite de 6), la pratique montre qu'on est plutôt à 14,5. Elle donne 14,5 pour un 300 mm, je suis plutôt à 15,5. Et ainsi de suite. Lorsqu'on comprend l'influence du grossissement, on comprend ces écarts.
  6. magnitude limite des instruments

    J'ai compris ce que tu avais expliqué et j'ai expliqué tes erreurs. Mais bon, pas grave, tant pis. (Dialogue de sourd.)
  7. magnitude limite des instruments

    Cette formule est justifiée par une simple comparaison des diamètres : si le diamètre est x fois plus grand, on capte x² fois plus de lumière. Donc ça suppose que toutes choses sont égales par ailleurs, en particulier la pupille de sortie (mais aussi le taux de transmission). La pupille de sortie de l'œil nu est égale au diamètre de la pupille, donc cette formule donne la magnitude des plus faibles étoiles vues au grossissement équipupillaire. Ce n'est pas la bonne formule pour connaître la magnitude limite tout court (celle qui n'est pas liée au grossissement). Si le fond du ciel n'est pas parfaitement noir. C'est-à-dire toujours (puisque le fond du ciel n'est jamais parfaitement noir). Non, ils sont dus au fait qu'on utilise un grossissement plus important. Je ne suis donc pas d'accord avec ceci : parce que cette formule donne la magnitude des plus faibles étoiles vues au grossissement équipupillaire, pas la magnitude des plus faibles étoiles tout court (laquelle est atteinte avec un grossissement plus important).
  8. magnitude limite des instruments

    Tu n'as pas lu la suite du message ? J'ai précisé : « La magnitude limite du grossissement, c'est la magnitude de la plus faible étoile vue à ce grossissement. » Qu'est-ce que tu n'as pas compris ? Tu croyais que j'évoquais une notion officielle de l'optique alors que je ne faisais que préciser ce que j'entendais par cette expression ? Car je rappelle que la formule dont on a parlé plusieurs fois ne donne pas la magntude limite (tout court), seulement la magnitude limite au grossissement équipupillaire (dans le sens que j'ai précisé plus haut).
  9. magnitude limite des instruments

    OK, soyons plus précis : « Or grossir permet d'augmenter la magnitude limite stellaire du grossissement... » (La magnitude limite du grossissement, c'est la magnitude de la plus faible étoile vue à ce grossissement.) Et c'est très important de bien comprendre ça. C'est pour ça que la valeur donnée par la formule est valable à très faible grossissement et qu'on peut dépasser cette valeur en augmentant le grossissement. (En théorie c'est le grossissement résolvant qui permet d'atteindre l'optimum puisqu'en grossissant au-delà, les étoiles vont se comporter comme des objets étendus et s'étaler de la même façon que le fond du ciel. En pratique on continue à y gagner un peu, d'autant que le grossissement résolvant pratique est souvent supérieur au théorique.)
  10. magnitude limite des instruments

    J'ai lu rapidement toute la discussion et je vais un peu être redondant. C'est juste pour synthétiser ce qui me semble important. 1) Cette valeur n'est valable que pour les étoiles. C'est la magnitude limite stellaire (« stellaire » sera sous-entendu dans le reste de ce message sauf mention contraire). 2) Si d est le diamètre de la pupille et D est le diamètre du télescope (ou lunette), et si m0 est la magnitude limite à l'œil nu, alors la magnitude limite au télescope est : mlim = m0 + 5 log(D / d) (En pratique on pourra choisir d = 6 mm) C'est cette formule qu'il faut connaître, car comme l'a dit Toutiet, la magnitude limite au télescope dépend de la magnitude limite à l'œil nu (donc de la qualité du ciel de l'observateur). Ce que les constructeurs devraient donner, ce n'est pas mlim, qui dépend de m0, mais la différence de magnitude Δm (qui vaut mlim - m0, c'est-à-dire 5 log(D / d)). Exemple : pour un télescope de 200 mm, on a : Δm = 7½. Ça signifie que le télescope montrera 7½ magnitudes de plus que l'œil nu. En plein Paris, on voit la magnitude 1 à l'œil nu, donc on verra 8½ au télescope. Au fin fond du désert où l'on voit la magnitude 7½ à l'œil nu, on verra la magnitude 15 au télescope. 3) La formule rappelée par Toutiet (parce que c'est celle qu'utilisent les constructeurs) : mlim = 5 log D + 2,1 est un cas particulier obtenu à partir de la précédente en faisant m0 = 6. Elle n'a donc aucun intérêt sauf si on observe dans un site où la magnitude limite à l'œil nu est de 6. 4) La valeur obtenue est valable pour une pupille de sortie de d (par exemple de 6 mm), donc à très faible grossissement. Or grossir permet d'augmenter la magnitude limite stellaire (car la clarté des objets ponctuels est constante, tandis que le fond du ciel, étant un objet étendu, voit sa clarter diminuer avec le grossissements : les faibles étoiles peuvent alors émerger). En pratique, un grossissement optimal (en théorie le grossissement résolvant) permttra de gagner environ 1 magnitude par rapport à la formule. Exemple : au 200 mm, avec m0 = 6, j'atteins environ 14½. Au 300 mm je suis à 15½. Pourtant le Δm vaut respectivement 7½ et 8½ et je ne devrais atteindre que 13½ et 14½. En fait c'est bien le cas à très faible grossissement. 5) TRÈS IMPORTANT : ces valeurs ne peuvent pas être précises car elles dépendent aussi des taux de transmission des optiques (miroirs, oculaires). Ce sont juste des ordres de grandeur. Ça n'a aucun sens de dire 14,38 ou même 14,4. Parler de 14½ suffit.
  11. Un télescope pour le ciel profond?

    Si on suppose que la pupille de l'œil faut 7 mm, un télescope de 150 mm captera 459 fois plus de lumière que l'œil. En effet, (150/7)² = 459.
  12. Quand voir l’Hydre ?

    La durée entre le lever et le coucher dépend uniquement de la déclinaison. Pour un lieu de l'hémisphère nord, une étoile située à 30° de déclinaison restera levée plus longtemps qu'une étoile située à 20° de déclinaison, par exemple. Mais pour savoir si l'étoile sera visible dans la nuit, il faut aussi prendre en compte la durée de la nuit. Comparons l'Aigle et Orion, tous deux situés sur l'équateur céleste, donc au-dessus de l'horizon durant 12 heures. − En décembre, l'Aigle est dans sa « mauvaise période » : il culmine à midi, donc semble n'être visible que le jour. En fait il se lève à 7h (6h TU) et se couche à 19h (18h TU) : c'est suffisant pour le voir en toute fin de nuit et en début de soirée, car les nuits sont longues. − En juin, Orion est dans sa « mauvaise période ». Il se lève à 8h (6h TU) et se couche à 20h (18h TU). Cette fois il est impossible de le voir : à ces horaires il fait jour, les nuits sont trop courtes. Du coup, le bon critère, c'est la distance à l'écliptique. Plus une constellation est haute par rapport à l'écliptique, plus sa période de visibilité (la nuit) est longue. Les constellations qui ont des périodes d'invisibilité dans l'année, comme Orion, sont celles qui sont situées sur l'écliptique ou en-dessous.
  13. Atlas de la Lune GRÜND

    Ce n'est pas le même. L'atlas de la Lune dont on parle montre plus de détails que celui des années 1970.
  14. objets les plus visible ?

    Ah oui, en 60 secondes pose M51 aurait certainement dû apparaître !
  15. objets les plus visible ?

    Pour M51, c'est donc que tu pointais à côté. Car il est impossible de ne pas voir M51 dans un 200 mm, même sous un ciel médiocre, au moins sous forme d'une tache floue. Je la voyais sans souci au 115/900 sous un ciel péri-urbain. M101, c'est une autre histoire.
  16. Atlas de la Lune GRÜND

    Je ne suis pas sûr que l'auteur de l'atlas ait choisi de représenter les formations lunaires par rapport à un critère précis de résolution. En tout cas, à sa place, je ne l'aurais pas fait. Je soupçonne qu'il a essayé de mettre tout ce qui était intéressant à observer. Par exemple certaines petites rainures sont vraiment difficiles, mais elles sont présentes sur la carte parce qu'elles peuvent intéresser des observateurs. Mais le dessin des cratères n'a pas un niveau de détail compatible avec la résolution nécessaire pour distinguer ces petites rainures. Bon, là vous ne parlez que des craterlets, peut-être que sur ce point précis c'est homogène.
  17. Quand voir l’Hydre ?

    Non, ce n'est pas ça. Ce n'est pas une question d'être autour du pôle par moment, mais d'être levée par moment. Il y a : 1) Les constellations circumpolaires : elles sont visibles en permanence, toute l'année et à toute heure, car elles ne se couchent jamais. 2) Les constellations qui se lèvent et se couchent. La durée pendant laquelle elles sont levées est plus ou moins longue selon leur déclinaison. a) Si cette durée est assez longue, il y aura toujours un moment de la nuit où elles seront visibles. Exemple : la Lyre n'est couchée que quelques heures (par période de 24h), donc même si ce coucher intervient en début de nuit, il suffit d'attendre un peu et elle se lèvera de nouveau : on la verra en deuxième partie de nuit. Ces constellations là sont donc visibles à tout moment de l'année, mais pas à toute heure : seulement quand elles sont levées. b) Si cette durée n'est pas assez longue, il y aura certains moments dans l'année où elles resteront couchées toute la nuit. Par exemple la constellation d'Orion n'est jamais visible en mai-juin-juillet : durant cette période, elle n'est levée que lorsque le Soleil est levé, donc en plein jour. Mais elle reste couchée toute la nuit. On comprend bien pourquoi Orion ne peut pas être visible toute l'année en constatant sur une carte qu'elle est sous l'écliptique. Je ne crois pas qu'il existe de noms pour départager les cas a) et b). 3) Les constellations qui ne sont jamais visibles parce que leur déclinaison est trop basse. Exemple : la Croix du Sud. Tout ça dépend bien sûr de la latitude.
  18. objets les plus visible ?

    Surtout quand on sait qu'il utilisait une lunette de 100 mm et qu'il observait en plein Paris. Oui, en plein Paris ! Comment c'est possible ??? À mon avis, ses découvertes, c'était du pipeau. Je suis sûr que c'est Herschel qui lui envoyait par SMS les coordonnées de ses objets les plus faciles (découvrir M51 dans un monstre de 1 m de diamètre, c'est trop la honte, je vais la refiler à mon copain français). C'est pas possible autrement. ----------- Sinon, une petite remarque : je trouve qu'on sous-estime trop souvent la pollution lumineuse. En rase campagne, la magnitude limite est de 6. Il suffit d'être dans une petite agglomération éclairée pour qu'elle descende à 4,5 : M44 n'est plus visible à l'œil nu, ni les étoiles de l'amas Coma, et seule la Voie Lactée d'été est perceptible, et encore, à la limite. J'ai connu ces conditions à mes débuts : le jardin familial était situé à la périphérie d'une petite ville de 8.000 habitants, mais loin des grandes villes. Quand j'étais étudiant dans une agglomération de 200.000 habitants, la magnitude limite était de 3,0 : les étoiles du trapèze d'Hercule n'étaient plus visibles, c'était la galère pour pointer M13. ζ Tau (l'étoile près de la nébuleuse du Crabe) était à la limite de visibilité, ça dépendait des soirs (sa magnitude est justement de 3,0). Et tout ça, c'était au siècle dernier, à une époque où la pollution lumineuse était moindre qu'aujourdhui. Bref, on peut s'imaginer être dans un endroit pas trop pollué sous prétexte que les grandes villes sont loin. On est limité à 4,5, donc on voit bien plus d'étoiles que dans une grande ville et on croit que c'est pas mal. Non : c'est pourri ! 4,5 par rapport à 6, c'est 1,5 magnitude de perdue. Et 1,5 magnitude de perdue, c'est équivalent à diviser le diamètre par 2 ! Plutôt que de passer d'un télescope de 200 mm à un 400 mm, il suffit de partir en rase campagne : un 200 mm en rase campagne atteint la même magnitude qu'un 400 mm en périphérie de petite ville. Achaim : la 400 mm qui te fait rêver, ça se trouve tu l'as déjà (façon de parler), c'est juste que tu devrais l'emmener au fin fond de nulle part.
  19. Quand voir l’Hydre ?

    Le Bouvier est visible toute l'année, j'en avais parlé plus haut avec Arcturus qui en fait partie. D'ailleurs avec mon dernier message tu pouvais répondre à la question concernant la Lyre, qui est à haute déclinaison (presque circumpolaire) et largement au-dessus de l'écliptique. Qu'est-ce que tu n'as pas compris dans mon explication de vendredi dernier à 18:28 ?
  20. objets les plus visible ?

    Tout à fait ! Le public, il ne faut pas le noyer sous les taches floues. Il lui faut du spectaculaire (pour nous). Déjà, il faudrait éviter de n'envisager que du ciel profond. C'est ce qu'il y a de moins spectaculaire ! Il faut lui montrer la Lune et les planètes. S'il n'y a pas de Lune et, en plus, pas de planètes, trouver une autre date. Quand il n'y a pas de Lune, on explore le ciel profond, on n'invite pas la public. Le public, on l'invite autour du premier quartier. Ensuite, une fois la Lune et éventuellement quelques planètes observées, on peut montrer des étoiles doubles colorées, en expliquant bien qu'il s'agit de soleils, et en proposant de s'imaginer sur une planète qui tournerait autour de l'un de ces soleils. Albiréo est incontournable, on peut lui ajouter Almach en fin de soirée ou encore η Cas et ι Cas (qui est triple). Comment, et les objets de Messier ? Pour quoi faire ? En plus il y a la Lune ! Bon, OK, va pour quelques objets du ciel profond une fois la Lune couchée. Puisque c'est pour l'été, on peut proposer M11, M13 et M57. Bien expliquer de quoi il s'agit, car voir des petits points blancs faiblards ou un rond de fumée évanescent n'a guère d'intérêt a priori. Si jamais il y a des gens qui sont vraiment intéressés par l'astronomie, on peut leur en montrer plus. Mais si les gens sont juste venus poliment parce qu'ils ont été invités, il ne faut pas les embêter, ils sont fatigués et ils ont froid. (C'est juste un avis.)
  21. Ben je viens de te la donner, l'idée : la prise de notes. Je ne parle pas de CROA, qui sert plutôt à raconter ses séances d'observation, mais de descriptions de ce qu'on a vu. C'est comme le croquis, ça aide à bien examiner les objets. Pour le ciel profond, Y. Pothier avait écrit un article important à ce sujet sur le site de Ciel Extrême... Où il l'a mis ? ... Ah, c'est dans les archives : http://www.astrosurf.com/cielextreme/page46F.html . L'exhaustivité des caractéristiques à observer devrait permettre d'affûter son sens de l'observation
  22. Bonne idée, le croquis ! Au moins c'est plus facile que le dessin. Et en effet, ça aide à bien examiner les objets. Tu pourrais aussi t'intéresser à la prise de notes.
  23. Quand voir l’Hydre ?

    Les constellations circumpolaires sont visibles en permanence : toute l'année, mais aussi toute la nuit. Par ailleurs il y a des constellations qui sont visibles toute l'année, mais pas toute la nuit. Par exemple Arcturus est visible toute la nuit au printemps, normal puisqu'elle est en opposition, mais elle est visible aussi en automne : en début de nuit (elle se couche un peu après la tombée de la nuit) et en fin de nuit (elle se lève un peu avant le lever du jour). À nos latitudes on reconnaît ces constellations par deux caractéristiques : 1° elles ont une déclinaison positive, 2° elles sont nettement au-dessus de l'écliptique. C'est grâce à ces deux caractéristiques, elles peuvent être visibles même six mois après l'opposition.
  24. Quand voir l’Hydre ?

    C'est une constellation très allongée, du coup sa tête voisine le ciel d'hiver (elle est juste sous le Cancer) et sa queue voisine le ciel d'été (sous la Balance, un peu à droite du Scorpion). C'est a priori au printemps qu'elle sera le mieux visible, mais sa partie avant (tête + Alphard) est bien visible en hiver. D'ailleurs le reste de la constellation apparaît en hiver en deuxième partie de nuit. Par contre, au printemps, la tête se couche de plus en plus tôt et finit par ne plus être visible.
  25. Archives Sky and telescope...

    Merci pour le lien !