ChiCyg

Les anciens articles sont scannés : il faudrait utiliser un programme d’OCR et ensuite de traduction automatique ... je doute que le résultat soit bien fameux - le mieux est de le traduire avec l’aide d’un dictionnaire, de Wikipedia (en cherchant "flare" dans la version anglaise et en basculant en français par exemple) ou de quelqu’un qui possède des rudiments d’anglais. Il existe aussi quelques liens en français, par exemple, en faisant "rotation solaire latitude" dans Google, on trouve : http://www-dapnia.cea.fr/Phys/Sap/Activites/Science/Soleil/Simulations_MHD/page.shtml http://www.dasop.obspm.fr/dasop/sciences/chap7/chmagsur.html

La légende de la figure 2 donne la signification de n "number of the velocity values"Le tableau 7 montre la relation des coefficients a et b à l’âge du cycle. Comme dit plus haut a correspond à l’estimation de la vitesse équatoriale et b est relié à sa variation en fonction de la latitude, d’autre part comme la vitesse est mesurée sur les taches il y a probablement plus de mesures s’il y a beaucoup de taches. La figure 2 permet aussi de suivre la variation de a au cours des années. Ceci dit, il faudrait lire en détail l’article pour comprendre ce que veulent montrer les auteurs. Dans le résumé, ils indiquent que le maximum de vitesse apparaît une première fois près du minimum et au début du maximum d’activité.

D’après le texte : n est le nombre de mesures de vitesse, a et b (en degrés par jour) sont les coefficients de l’équation 1 qui tente de relier la vitesse de rotation "omega" (en degrés par jour) à la latitude solaire. Deux liens plus récent des mêmes auteurs : http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1990SoPh..126...89K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf et : http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1991SoPh..132...41K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf Tout varie : la vitesse à l’équateur et le gradient de vitesse de l’équateur au pôle.

Si on essaie d’expliquer l’éloignement de la lune "avec les mains", c'est-à-dire de manière plus concrète qu’avec la conservation des moments cinétiques : la rotation de la terre sur elle-même est plus rapide que la rotation de la lune autour de la terre : la rotation de la terre a donc tendance à entraîner les « bourrelets » de la marée qui exercent une force de freinage (un couple) sur la rotation de la terre (qui est ainsi ralentie) et par réaction une force d’entraînement sur la lune dans le sens de sa rotation autour de la terre ce qui la positionne sur une orbite de plus en plus éloignée de la terre. L’effet serait inverse si la terre tournait sur elle-même en deux mois par exemple : les marées auraient tendance à accélérer sa rotation par leurs "frottements" et la lune, freinée sur son orbite, se rapprocherait de la terre. A terme les deux rotations deviennent synchrones : comme la rotation de la lune sur elle-même et sa rotation autour de la terre. L’article de Wikipedia n’est pas tout à fait exact quand il affirme que l’onde de marée est en retard par rapport au mouvement de la lune - il est plutôt en avance sinon il "freinerait" la lune et "accélérerait" la rotation de la terre.

J'insiste : l'anglais utilisé n'est pas très difficile d'autant qu'il est écrit très souvent par des non-anglophones. Par exemple le lien suivant correspond à ma deuxième référence (c'est un auteur japonais, ce serait un peu plus difficile pour moi s'il écrivait dans sa langue maternelle ...) : http://pasj.asj.or.jp/v54/n6/540629/540629-frame.html Il donne des tableaux qui sont parfaitement compréhensibles par un francophone : observations, ephemerides, comets, elongation, mag, ... je ne traduis pas !

Je ne sais pas si cela peut aider, mais une simple consultation de Google ("historical comets") m'a renvoyé sur la première référence ci-dessous dont je me suis servi ensuite dans ADS : http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html pour retrouver cet article, puis d'autres articles proches (en cliquant sur "U" (also-read articles)Query Results from the ADS DatabaseTitle: References to Historical Comets from 497 A.D. to 1402 A.D. in English Manuscripts Authors: Mardon, E. G.; Mardon, A. A. Publication: 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 13-17, 2006, League City, Texas, abstract no.1092 Publication Date: 03/2006Title: Approximate Orbits of Ancient and Medieval Comets Authors: Hasegawa, Ichiro Publication: Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol.54, No.6, pp.1091-1099 Publication Date: 12/2002Title: Identification of the Guest Star of 184A.D. as a Comet Rather than a Supernova Authors: Chin, Y. N.; Huang, Y. L. Publication: NATURE V.371, NO.6496/SEP29, P. 398-399, 1994 Publication Date: 09/1994Title: Historical Comets Over Bavaria: the Nuremberg Chronicle and Broadsides Authors: Olson, R. J. M.; Pasachoff, J. M. Publication: Comets in the post-Halley era. Vols. 1 & 2. Proceedings of IAU Colloq. 116. Edited by R. L. Newburn, Jr., M. Neugebauer, and J. Rahe. Kluwer Academic Publishers (Astrophysics and Space Science Library. Vol. 167), 1991., p.1309 Publication Date: 00/1991Title: Catalogue of ancient and naked-eye comets Authors: Hasegawa, I. Affiliation: AA(1797-11 SAIDAIJI, NARA 631, JAPAN) Publication: Vistas in Astronomy, vol. 24, pt. 1, 1980, p. 59-102. Publication Date: 00/1980Title: Latin Terminology Relating to Aurorae Comets Meteors and Novae Authors: Dallolmo, U. Publication: JOURNAL FOR THE HISTORY OF ASTRONOMY V. 11, P. 10, 1980 Publication Date: 00/1980Title: Orbits of Ancient and Medieval Comets Authors: Hasegawa, I. Publication: Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol. 31, p. 257-270 (1979) Publication Date: 00/1979Title: Ancient and mediaeval observations of comets and novae in Chinese sources Authors: Ho, Peng Yoke; Ho, Ping-Y༠Publication: Vistas in Astronomy, vol. 5, Issue 1, pp.127-225 Publication Date: 00/1962Title: "Spiked" comets in ancient China Authors: Needham, J.; Beer, A.; Ping-Yu, H. Publication: The Observatory, Vol. 77, p. 137-138 (1957) Publication Date: 08/1957Title: Latin treatises on comets between 1238 and 1368 Authors: Thorndike, Lynn Publication: [Chicago] University of Chicago Press [1950] Publication Date: 00/1950Title: Ancient Comets Publication: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 4, No. 26, p.266 Publication Date: 11/1892Title: De cometis: or, a discourse of the natures and effects of comets, as they are philosophically, historically & astrologically considered. Authors: Gadbury, John Publication: London, Printed for L. Chapman, 1665. Publication Date: 00/1665 [Ce message a été modifié par ChiCyg (Édité le 29-11-2006).][Ce message a été modifié par ChiCyg (Édité le 29-11-2006).]

L'AFOEV explique comment estimer visuellement la magnitude d'une étoile http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/deb.htx. Toutlet, les anciens avaient déjà mis en pratique l'idée de comparer l'étoile à une source artificielle réglable : voir André Danjon et André Couder "Lunettes et Télescopes" 1935 réédité en 1979. Plusieurs systèmes sont proposés, celui page 456 utilise effectivement une lame semi-réfléchissante pour superposer à l'image du ciel une étoile artificielle. L'éclairement de l'étoile artificielle est réglé successivement sur l'étoile de référence et sur l'étoile à mesurer, il faut donc que le dispositif de réglage soit gradué pour pouvoir en déduire le rapport des éclairements de la référence et de la mesure. Un dispositif de mesure utilise un "coin photométrique ... fumé entièrement dans la masse, doublé d'un contre-coin en verre transparent" de manière à avoir une épaisseur constante. Le coin est déplacé jusqu'à obtenir l'égalité des éclairements. Un second dispositif de mesure utilise des "nicols" (polariseurs) dont l'angle de rotation pour passer de la référence à la mesure permet de déduire le rapport des éclairements et donc la différence de magnitude. Dans tous les cas, il faut mesurer une (ou plusieurs) étoiles de référence aussi rapprochées que possible dans le temps et dans la distance angulaire de l'étoile à mesurer (même aujourd'hui toutes les mesures au sol (magnitudes, spectres) se font par rapport à des références).Je pense qu'on peut facilement mettre en oeuvre un petit dispositif électronique avec une LED éclairée à une fréquence suffisamment élevée pour apparaître constante à l'oeil et dont le rapport cyclique (temps ON / temps OFF) est réglable : l'éclairement est alors proportionnel au rapport cyclique. Mais je parie qu'il y a des gens qui y ont déjà pensé !

Age d'une étoile a deux sens : sa date de naissance par rapport à l'âge de l'univers ou degré d'évolution de l'étoile. Dans le premier cas l'âge de l'étoile est déterminé par sa "métallicité" (présence d'éléments autres qu'hydrogène et hélium) l'univers primordial étant supposé être pauvre en "métaux". Encore plus indirectement, on peut mesurer cet "âge" par la position et la dynamique de l'étoile dans la galaxie (position dans le disque, appartenance a un amas, ...).Dans le deuxième cas, il s'agit d'estimer depuis combien de temps une étoile s'est formée. Le spectre permet de détecter une étoile très jeune ou en fin de vie, mais on peut difficilement estimer l'âge sur la "séquence principale" où l'étoile passe la majeure partie de son temps.Concrètement, le plus simple serait de jeter un coup d'oeil dans le bouquin d'A.Acker et C. Jaschek "Astronomie méthodes et calculs" (par exemple l'exercice E93 sur l'âge des étoiles).Ce qui me parait le plus accessible pour "passer a la pratique" concernant l'âge des étoiles est d'établir le diagramme "couleur-magnitude" d'un amas ce qui devrait être possible avec un appareil numérique en l'étalonnant sur des étoiles de référence.Si c'est impossible, techniquement ou dans le temps imparti, je pense comme nanajûni que le plus simple est d'étudier une ou plusieurs étoiles variables pas forcement une Algol, mais peut- être une céphéide, une Mira, ... le catalogue est vaste la bible est le GCVS (General Catalog of Variable Star) disponible en ligne.

La thermalisation est le retour à l'équilibre thermodynamique d'un milieu qui a été écarté de cet équilibre. L'équilibre thermodynamique concerne la répartition des vitesses des atomes, molécules, ions, électrons présents (distribution de Maxwell) mais aussi la répartition de leurs niveaux d'excitation et d'ionisation (distribution de Saha-Boltzmann). Ces répartitions dépendent de la température c'est-a-dire de l'énergie des collisions entre particules. L'équilibre est le résultat des collisions successives entre particules.Les photons qu'ils soient émis ou absorbés par le milieu vont perturber cet équilibre : par exemple le rayonnement incident peut être suffisamment énergétique pour ioniser certains atomes et déplacer l'équilibre d'ionisation. Pour avoir rigoureusement l'équilibre thermodynamique, il faudrait qu'aucun photon ne soit échangé avec l'extérieur (ni absorbés, ni émis).L'interaction matière-rayonnement - entre photons et électrons - dépend de l'état de l'électron : s'il reste lié à un atome au cours de l'interaction il ne pourra passer que d'un niveau précis d'énergie à un autre : le photon émis (ou absorbé) au cours de cette transition aura l'énergie (et donc la longueur d'onde) correspondant à la différence d'énergie entre ces niveaux : le spectre présentera des raies pour chacune de ces transitions. Pour que l'électron devienne libre (ionisation) il faut qu'il reçoive suffisamment d'énergie pour se "libérer". Si c'est un photon qui lui apporte cette énergie, le photon devra posséder au moins cette énergie minimale (une longueur d'onde maximale) le surcroît éventuel d'énergie étant emporté par l'électron sous forme cinétique : ces transitions dites "liées-libres" se manifestent par un spectre continu au-delà d'un seuil.Il peut enfin y avoir des transitions "libres-libres" qui donnent un spectre continu mais sans seuil.Troisième facette de la question : l'aspect du spectre observé. D'abord les différences ne sont pas tranchées : tout spectre comporte une composante continue plus ou moins importante, certaines raies peuvent être plus ou moins absorbées ou plus ou moins en émission, certaines raies peuvent avoir de l'absorption et de l'émission simultanément décalées par effet Doppler (profil P-Cygni).D'une façon générale, un milieu opaque et homogène (même température et densité partout) émettra un spectre de corps noir donc continu (mais c'est une vue de l'esprit parce que le "bord" du nuage qui va rayonner se refroidira plus que l'intérieur et l'homogénéité n'existera plus).Un milieu transparent éclairé à l'arrière par une source plus lumineuse montrera des raies d'absorption (c'est le cas d'une atmosphère d'étoile "normale" où l'on voit les couches profondes plus chaudes à travers les couches superficielles). Enfin un milieu transparent non éclairé par l'arrière (ou faiblement éclairé) présentera des raies d'émission.