11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d4 poses de 2' et 1 pose de 5'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

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Renaix - Juillet 2004Ciel l&eacute;g&egrave;rement voil&eacute;Skywatcher 150/750Camera Atik [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/B&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur : patriciadeblocq@hotmail.com

M27 - Dumbell

Un senseur (anglicisme pour « capteur ») est un dispositif sensible à un phénomène déterminé et transformant cette grandeur physique en signal (en général électrique).
Dans le domaine spatial, un senseur stellaire est un dispositif optoélectronique servant à l’orientation des satellites.

Senseur

Définition de Hotmail : Hotmail est un service de courrier électronique créé en 1996 par Jack Smith et Sabeer Bhatia. Il permettait dès lors d’envoyer un courrier électronique depuis une page Web en utilisant n’importe quel ordinateur connecté, ce qui était à l’époque une révolution. Son nom fait référence à HTML, dont il comporte toutes les consonnes dans l’ordre. Les deux fondateurs ont vendu dès la fin de l’année 1997 leur création à Microsoft, pour une somme estimée à 400 millions de dollars.Microsoft a directement intégré Hotmail à ses outils Internet MSN. Ce service a été massivement adopté par les internautes, en particulier jusqu’à l’arrivée de son concurrent Gmail en 2004. Fin 2005, Microsoft améliore sa messagerie, la dote de 1 Go de stockage et la nomme progressivement Windows Live Hotmail. L’entreprise décide d’intégrer des messages publicitaires dans le corps des e-mails envoyés, mais revient sur cette décision quelques années plus tard.Hotmail devient Outlook.comMicrosoft abandonne le nom « Hotmail » à partir de 2012, en renommant son service de messagerie électronique « Outlook.com », pour rappeler son logiciel de gestion d’e-mails. Les anciens abonnés conservent toutefois des adresses en @hotmail.fr ou @hotmail.com, tandis que les nouveaux peuvent opter pour @outlook.com. Le design général est revu et modernisé pour correspondre aux codes graphiques de Windows 8. À partir de 2016, l’interface est à nouveau modifiée pour s’adapter à Outlook 365.Hotmail, devenu Outlook.com, offre une capacité de stockage de 25 Go. Les adresses e-mail Hotmail ou Outlook peuvent être utilisées pour gérer un compte Microsoft et ainsi se connecter à des sessions Windows, accéder au stockage cloud OneDrive et à la suite bureautique Office 365. Le service de courrier électronique dispose d’un antivirus, d’un antispam, d’un correcteur orthographique, d’une interface personnalisable et d’un éditeur de texte enrichi. Il supporte à la fois les protocoles IMAP et POP3.Hotmail c’est quoi ?Hotmail est un des premiers portails de messagerie créé en 1996 sous l’impulsion de Jack Smith. Son objectif était ambitieux : pouvoir consulter ses messages électroniques depuis n’importe quelle région du globe via Internet depuis un ordinateur. Son nom provient du mot message en anglais (« mail ») et du langage HTML utilisé sur les pages web.Un an après sa création, Hotmail est racheté par le géant Microsoft, qui a très vite vu l’énorme potentiel de cette messagerie. En 2005, Hotmail est rebaptisé Windows Live Hotmail, idée d’un certain Bill Gates, huit après son incorporation dans la branche MSN.Le service adopte un nouveau nom en 2012 : Outlook.com. Dans les années 2000, Outlook a redoublé d’efforts pour suivre la cadence de son grand rival, la messagerie web Gmail de Google. Hotmail fut l’une des toutes premières messageries à inclure des messages publicitaires pour vanter la qualité des services de Microsoft.À quoi sert Hotmail ?Hotmail (aujourd’hui Outlook) est une boîte de messagerie électronique.Ce portail de messagerie comporte également un antispam, un antivirus, un éditeur de texte, un calendrier, un carnet d’adresses, un bloc-notes, une interface multilingue, un correcteur orthographique, des raccourcis clavier et un outil de recherche qui permet de filtrer et de rechercher des messages par destinataire, objet du message, pièces jointes (jusqu’à 25 Mo par message), date d’envoi ou de réception, mots-clés et autres paramètres… Il est utilisé par les particuliers et les professionnels.Avec Excel, Word et PowerPoint, Outlook est intégré dans le pack Microsoft Office. Outlook est aussi une application mobile qui tourne sous Android, téléchargeable gratuitement depuis les téléphones portables qui embarquent ce système d’exploitation mobile.Le carnet d’adresses inclut les contacts de la messagerie et des réseaux sociaux (facebook, Twitter) et de Skype grâce à la synchronisation. L’utilisateur peut ainsi programmer ses rendez-vous depuis sa messagerie, un grand atout pour les professionnels. Depuis votre compte Outlook, vous pouvez aussi stocker des fichiers volumineux (documents, photos, vidéos) dans les nuages (cloud computing) avec OneDrive. Comment fonctionne Hotmail ?Allez sur la page Outlook.com et cliquez sur « Se connecter ». Introduisez votre numéro de téléphone ou votre adresse email, votre mot de passe, et cliquez sur « Se connecter ». Vous aurez ainsi accès à vos messages et à tous les autres services intégrés.Pendant cette procédure, vous apercevrez une case « Maintenir la connexion ». En la cochant, vous pourrez accéder directement à votre compte lors de la prochaine session sans avoir à insérer votre identifiant et votre mot de passe. Il suffit de décocher la case pour désactiver ce raccourci.Depuis sa naissance, Hotmail (Outlook) est apprécié pour son caractère gratuit et sa sécurité. Outre le mot de passe et l’adresse email, l’utilisateur peut formuler une question de sécurité et fournir une réponse qu’il est le seul à connaître (à condition bien sûr que la question soit confidentielle et pertinente). Le certificat électronique utilisé (EV) est réputé être plus sûr que les certificats électroniques classiques.

Hotmail

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Septembre 2004 - RenaixSkywatcher 150/750Camera Atik [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/BComposit de 14 x 15 secondes sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur :patriciadeblocq@hotmail.com

M 101

Le mot iris provient du grec iris, et désignait dans la mythologie la messagère des dieux (principalement d’Héra), souvent représentée avec un arc-en-ciel pour attribut. Aujourd’hui, ce mot désigne deux entités différentes : une plante et une partie de l’œil.
La plante iris
Son nom provient de la coloration de ses pétales, aux reflets irisés. L’iris appartient à la famille des iridacées qui compte 210 espèces. Il existe deux types d’iris : les iris à rhizomes (racines horizontales souterraines) et les iris à bulbes (racines charnues).
Sur cette image on peut observer l'iris et la pupille d'un œil. Deux muscles antagonistes contrôlent la contraction et la dilatation de l’iris : le muscle sphincter pupillaire et le muscle dilatateur de la pupille. © Michael Reeve, Wikimedia Commons, cc by sa 3.0
L’iris de l’œil
L’iris correspond à la zone colorée de l’œil qui est percé en son centre par la pupille, dans laquelle la lumière pénètre. Ces deux éléments jouent un rôle primordial dans la vision. Grâce à l’iris, la pupille peut se dilater ou rétrécir en fonction de la luminosité, ce qui permet de garder une vision nette à tout moment.
L’iris peut prendre un large éventail de couleurs différentes : vert, bleu, marron et même gris ou violet dans certains cas. Sa couleur est due à deux pigments : la mélanine et la lipofuscine (dans le cas de certains yeux verts).

Iris

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Renaix - 28 Juillet 2004Ciel l&eacute;g&egrave;rement voil&eacute;Skywatcher 150/750Camera Atik [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/B&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur :patriciadeblocq@hotmail.com

M 15

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Novembre 2004 - Zellik (Bruxelles)Objectif de 100mm mont&eacute; sur la [popupdefinition id=3982]webcam[/popupdefinition] Atik 1HS [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/B&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur :patriciadeblocq@hotmail.com

M 45

Une webcam est une caméra vidéo numérique connectée à un ordinateur et capable de capturer des vidéos et des photos, et de les transmettre sur Internet. La webcam a gagné en popularité lorsqu’elle a commencé à être utilisée avec des programmes de messagerie instantanée tels que MSN Messenger et Skype. Les images obtenues sont de faible résolution et nécessitent donc peu d’espace de stockage et peuvent être rapidement diffusées sur Internet.La première webcam n’était pas reliée à Internet et a été créée en 1991 dans le laboratoire informatique de l’université de Cambridge, en Angleterre, pour filmer une bouteille de café. La caméra montrait à ses utilisateurs s’il y avait du café ou non en temps réel.Quels sont les indicateurs d’une webcam ?FPS (Frame per Second): signifie le nombre d’images que la caméra peut capturer par seconde. Plus le nombre de FPS est élevé, meilleure sera la qualité vidéo. L’idéal est de 30 FPS.Microphone : certains modèles ont un microphone intégré, ce qui est essentiel pour participer à des vidéoconférences.Portabilité : il existe des webcams qui peuvent être utilisées comme un appareil photo ou un caméscope, même lorsqu’elles sont déconnectées de l’ordinateur, et qui stockent jusqu’à 200 images ou 70 secondes de vidéos. Certains disposent d’une carte mémoire pour augmenter cette capacité.Résolution : comme pour les moniteurs et les téléviseurs, la résolution indique le nombre de points (pixels) nécessaires pour former l’image. La haute définition n’est pas recommandée, car elle génère de très gros fichiers pour l’envoi virtuel.Logiciel d’image : c’est le système qui permet de transmettre les images capturées par votre webcam via Internet. Le temps de mise à jour des images varie selon le type de caméra et la vitesse de connexion.Interface : préférez les appareils photo avec connexion USB. Cela rend la transmission de données plus rapide et plus facile à utiliser, car ces modèles fonctionnent généralement automatiquement après la connexion, sans qu’il soit nécessaire de procéder à des réglages complexes.

Webcam

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20 F&eacute;vrier 2004 - Lugny (02 AISNE)[popupdefinition id=1646]Transparence[/popupdefinition] moyenneCam&eacute;ra CCD AUDINE Kaf 401E au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Meade LX 200 12p r&eacute;ducteur 6,38 poses de 30s, Obturation manuelleSoustraction du noirPas de PLU. Acquisition sous PISCOPr&eacute;traitement et traitement DDP avec [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]Accentuation et adoucissement sous PSP7&copy;Copyright - Robert CAZILHAC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

NGC 2903, dans le Lion

Foyer d'une lentille : Le foyer est un point fixe par lequel passent tous les rayons lumineux venant de l'infini.
Dans une ellipse, point particulier du demi grand axe : la somme (resp. la différence) des distances d'un point quelconque d'une ellipse (resp. d'une hyperbole) aux foyers est constante. Le Soleil occupe un foyer des ellipses décrites par les planètes autour de lui (1ere loi de Kepler).

Foyer

Un milieu peut être qualifié de transparent lorsque l’énergie transportée par les ondes qui le traversent n’y est pas absorbée. L’air, par exemple, est un milieu transparent aux ondes électromagnétiques qui se situent dans le spectre du visible.
En effet, lorsque la fréquence d’une onde qui traverse un milieu est proche de la fréquence naturelle d’oscillation des molécules qui constituent ce milieu, l’onde interagit avec ce milieu. Plus ces interactions sont fortes, plus l’énergie de l’onde est absorbée. En revanche, en l’absence d’interactions, il n’y a pas d’absorption. Tout se passe presque comme si le milieu ne voyait pas passer l’onde.
Milieu transparent : une notion relative
Dans l’absolu, il est impossible de qualifier un milieu de transparent. La transparence dépend en effet des fréquences et donc des longueurs d’onde auxquelles on soumet le milieu.
Ainsi, la fréquence d’oscillation naturelle du verre se situe autour de 3,1012 Hz. Le verre est-il transparent dans le spectre du visible ? Oui. Toutefois, il perd cette transparence pour devenir opaque lorsqu’il est soumis aux fréquences de l’ultraviolet.
Transparent et translucide : quelle différence ?
Le terme « transparent » ne doit pas être confondu avec « translucide » qui désigne quant à lui un corps transmettant la lumière de manière diffuse ; à travers celui-ci, les objets apparaissent alors flous.

Transparent

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Lugny (02 AISNE) le 07/09/04 vers 01H00 localeCiel lumineux, [popupdefinition id=1646]transparence[/popupdefinition] et [popupdefinition id=999]turbulence[/popupdefinition] m&eacute;diocrePEASE 1 est la seule [popupdefinition id=51]N&eacute;buleusePlan&eacute;taire[/popupdefinition] d&eacute;couverte dans un [popupdefinition id=15]Amas Globulaire[/popupdefinition] ([popupdefinition id=5290]M15[/popupdefinition] dans la [popupdefinition id=6332]constellation de P&eacute;gase[/popupdefinition])La Photo montage permet la comparaison avec une image du [popupdefinition id=2534]T&eacute;lescope Spatial Hubble[/popupdefinition] et donne quelques renseignementssur le champ observ&eacute;Acquisition sous PISCO :Une seule pose de 5s au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Meade LX200 (focale 3000mm) avec la cam&eacute;ra CCD AUDINE KAF 0401E en mode binning 1X1L&eacute;ger masque flou avec [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]Montage avec PSP7&copy;Copyright - Robert CAZILHAC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

PEASE 1 dans M15

C'est un très bel amas globulaire situé dans la constellation de Pégase à 34000 années-lumière. Sous un ciel bien noir, on peut le distinguer à l'oeil nu comme une petite tache floue. M 15 se caractérise par un noyau extrêmement dense ; cette densité est peut-être causée par un objet très massif (trou noir ?) qui pourrait maintenir beaucoup d'étoiles dans un volume relativement réduit.

Méca. Mode d'écoulement d'un fluide dans lequel se superpose au mouvement moyen un mouvement d'agitation aléatoire. La turbulence se caractérise par l'existence de transferts de matière s'effectuant dans des directions différentes de la direction moyenne d'écoulement (diffusion).
Dans un écoulement turbulent, la vitesse à un instant donné peut varier, de façon importante et imprévisible, pour des points rapprochés. La turbulence est un phénomène lié à la viscosité, dont l'étude, très complexe, fait intervenir des concepts et méthodes issus de la physique statistique (cf. libre parcours moyen) ou des systèmes dynamiques. 
Météo. La turbulence se manifeste dans l'atmosphère, en particulier dans le phénomène du vent. Son existence participe à la difficulté d'effectuer des prévisions météorologiques au-delà de cinq jours. 
Astro. Phénomène affectant la qualité de l'image obtenue avec un instrument d'obervation visuelle ou photographique. Dû principalement à des phénomènes thermiques (ondes de chaleur) ou dynamiques (mouvements de poussières) se produisant dans l'atmosphère.
lien sur la turbulence.

Turbulence

Les nébuleuses planétaires sont nommées ainsi parce qu'autrefois, les astronomes les prenaient pour des planètes. Elles font partie des plus beaux objets astrophysiques que l’on peut admirer dans le cosmos avec un télescope. Ce sont de grands nuages de gaz créés par des étoiles géantes en fin de vie qui deviennent instables et se mettent à éjecter leurs couches supérieures. Elles constituent finalement une enveloppe de gaz en expansion autour d'une naine blanche. Le rayonnement ultraviolet des étoiles mourantes, en excitant les atomes et molécules de ces nuages, est responsable de leurs couleurs si particulières. Les nébuleuses planétaires se dispersent en 50.000 ans, voire moins.Extrait du documentaire Du Big bang au Vivant. Jean-Pierre Luminet parle de l'évolution des étoiles de type solaire, leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © ECP ProductionsLes nébuleuses planétaires, des formes variéesPuisque les étoiles en fin de vie quittent la séquence principale (dans le diagramme de Hertzsprung-Russell), et qu'il s’agit d’un moment bref en comparaison des dix milliards d'années d'espérance de vie moyenne pour des étoiles naines comme le Soleil, la probabilité d’observer un tel événement semble bien faible. Mais notre Galaxie compte environ 200 milliards d’étoiles, si bien qu’environ 1.500 nébuleuses planétaires sont connues. On peut alors observer une étonnante variété de formes complexes et de couleurs, correspondant à différentes périodes de l’évolution dynamique et chimique des couches supérieures de l’enveloppe d’une étoile, qu’elle éjecte alors qu’elle se déplace sur la branche asymptotique des géantes (AGB).

Nébuleuse planétaire

Constitués de quelques centaines de milliers d’étoiles rassemblées dans une sphère dont le diamètre n’est que de quelque centaines d’années-lumière tout au plus, les amas globulaires sont des concentrations très denses d'étoiles de forme sphérique en orbite autour des noyaux des galaxies. Ils ont joué un rôle décisif en astronomie lorsque Harlow Shapley a entrepris, à partir de 1914, d’utiliser ceux en orbite autour de la Voie lactée pour déterminer la taille de la Galaxie et la position qu’y occupait le Soleil. Il arriva finalement au résultat escompté en 1918. 
Dans le cas de la Voie lactée, on connaît à présent 158 amas globulaires, mais il est probable qu’il en existe 10 à 20 fois plus. On sait qu’ils sont majoritairement formés d’étoiles âgées d’au moins 10 milliards d’années et ayant atteint un stade d’évolution similaire. Pauvres en métaux, c'est-à-dire, dans le jargon des astrophysiciens, en éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium, ces étoiles ont dû se former en même temps et sont contemporaines des plus vieilles étoiles de la Galaxie. L'un des plus célèbres amas globulaires est celui d'Hercule (M13), vers lequel le fameux message d'Arecibo a été envoyé en 1974. 
Cette magnifique vue de l'amas globulaire Messier 55 dans la constellation du Sagittaire a été obtenue en lumière infrarouge avec le télescope VISTA dédié aux sondages de l'univers à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. Cette grande boule composée de vieilles étoiles se situe à environ 17 000 années-lumière de la Terre. © ESO, J. Emerson, Vista, Cambridge Astronomical Survey Unit
On connaît dans les grandes lignes les étapes de la formation des galaxies dans l’univers, mais il existe des variantes dans les détails et les observations qui montrent que bien des choses restent encore incomprises. Plusieurs scénarios plus précis sont à l’étude, notamment par des simulations numériques comme celles de MareNostrum.
Cependant, il semble clair que les amas globulaires des galaxies se sont formés très tôt dans l’histoire de l’Univers observable à partir de surdensités dans les nuages de gaz d’hydrogène et d’hélium primitifs, tout comme les premières galaxies, il y a plus de 13 milliards d’années. On peut donc penser qu’ils sont en quelque sorte des fossiles de ces temps reculés. Contrairement aux galaxies qui ont subi de multiples collisions et fusions, avec en plus une évolution chimique importante dominée par les explosions de supernovae, les amas globulaires doivent garder une mémoire bien plus lisible de la formation des galaxies.

Amas globulaire 

La première idée d’un télescope spatial en orbite date de 1923 quand Hermann Oberth, un des pionniers de l’astronautique, publia un article. L’idée est reprise en 1946 par l’astronome Lyman Spitzer puis prend forme en 1975 avant que le Congrès américain donne son feu vert en 1977 au programme du Large Space Telescope (LST). Pendant son développement, ce programme sera rebaptisé « Hubble » du nom de Edwin Hubble (1889–1953), l’un des grands pionniers de l’astronomie moderne.En 1977, l’Agence spatiale européenne (ESA) et la Nasa officialiseront leur partenariat dans le cadre d'un accord au terme duquel l’ESA fournira la caméra pour objets faiblement lumineux (FOC) et les panneaux solaires. En échange de cette contribution, l’ESA aurait dû recevoir 15 % du temps d’utilisation d’Hubble mais dans les faits, en raison de la qualité des demandes d’observation des astronomes européens, la part allouée aux scientifiques européens a été d'environ 20 %.Hubble, le plus célèbre de tous les observatoires spatiauxHubble est un télescope spatial de long de 13,2 mètres, d'un diamètre de 4,2 mètres et doté d’un miroir primaire de 2,4 mètres. À son lancement, sa masse était d’environ 11,1 tonnes. Initialement prévu en 1983 et reporté en 1985, puis 1986, il sera finalement placé en orbite autour de la Terre le 24 avril 1990 par la navette spatiale Discovery. Le report de 1986 s’explique par la perte de la navette Challenger qui explose lors de son décollage le 28 janvier 1986.Polissage du miroir primaire d'Hubble d'un diamètre de 2,4 mètres. © Perkin-Elmer CorporationHubble : dans les coulisses du télescope spatial avec Roger-Maurice BonnetAujourd’hui, Hubble évolue à plus ou moins 543 kilomètres d’altitude. Il fait le tour de la Terre en seulement 96 minutes en se déplaçant à 28.000 kilomètres par heure ! Depuis sa mise en service, un total de 12 instruments aura été installé à son foyer et six sont en service aujourd’hui. Les six autres ont été remplacés au gré de quatre missions de service.Ces missions sont un des points forts du programme et expliquent la longévité du satellite. Dès sa conception, le télescope a été pensé pour permettre à des astronautes de lui rendre des visites d’entretien et de service pour remplacer des instruments scientifiques et réparer ou changer des éléments techniques comme cela a été le cas avec les panneaux solaires et les gyroscopes par exemple. La première mission de service se déroulera seulement trois ans après son lancement pour installer le dispositif pour corriger le grave défaut d’optique dont souffrait le miroir.Bloc "Le saviez-vous ?"En matière d’avancées scientifiques, un article ne suffirait évidemment pas pour toutes les décrire. Après 30 ans d’activité, les observations d’Hubble et les données acquises ont révolutionné presque tous les domaines de l’astronomie, de la science planétaire à la cosmologie !Au 1er avril 2020, Hubble aura réalisé plus de 1,4 million d’observations et fourni des données que les astronomes du monde entier ont utilisé pour rédiger plus de 17.000 publications scientifiques à comité de lecture. Cela en fait l’un des observatoires spatiaux les plus prolifiques de l’histoire de l’astronomie. La quantité des données acquises et celles qui seront acquises d’ici 2025, date à laquelle Hubble sera désorbité (faute de carburant), est telle qu’elle va alimenter les futures recherches en astronomie pour de nombreuses années encore. 

Télescope spatial Hubble

Juste à côté de la constellation d'Andromède à laquelle elle est rattachée, la constellation de Pégase forme un grand carré caractéristique facilement repérable dans le ciel boréal en raison de l'absence d'étoiles brillantes autour de lui. 
Dans la mythologie grecque, Pégase était un cheval ailé ; après avoir porté l'impétueux Bellérophon, Pégase devint la monture de Zeus, le roi des dieux. 
A ne pas manquer, l'amas globulaire M 15 et le Quintette de Stephan, un groupe de cinq galaxies.

Constellation de Pégase

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Novembre 2004La Vaivre (Haute-Sa&ocirc;ne)Photo au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un 150/750 Vixen Sensia 200Pose de 20mm&copy;Copyright - R&eacute;gis DUHAUT. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Club Luxovien P&eacute;gase

Double amas de Persée

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Septembre 2004Lieu : Jouy en Pithiverais - Loiret (45)Celestron 8" (203 mm) et 1100 mm de focale soit F/D 5,4Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3CCD SBIG ST-7XMEAutoguidage avec le 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] de la CCDImage N&amp;B : 18 poses de 10 mn soit 3 heures cumul&eacute;es en bining 1x1&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

VdB 142 dans la nébuleuse IC 1396

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Juin 2004Lieu : Jouy en Pithiverais - Loiret (45)Celestron 8" (203 mm) et 1410 mm de focale soit F/D 6,9(NGF-S r&eacute;ducteur Meade 6.3 bague 6,2 cm)Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3CCD SBIG ST-7XME avec tourelle de filtre SBIG CFW-8Autoguidage avec la CCD 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition]Image LRGB (150:20:20:40)[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] :30 poses de 5 mn soit 2 heures 30 minutes en bining 1x1[popupdefinition id=4126]Couleur[/popupdefinition] :R et G : 4 poses de 5 mn soit 20 mn en bining 2x2B : 8 poses de 5 mn soit 40 mn en bining 2x2&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

M 27

La luminance désigne le signal qui détermine les valeurs de contraste d'une image, du noir le plus profond jusqu'au blanc le plus pur. La couleur correspond à l'autre partie du signal, appelée chrominance. Cette grandeur photométrique fondamentale caractérise l'émission intrinsèque d'une source, indépendamment de sa géométrie. La luminance est le flux émis par unité de surface apparente et par unité d'angle solide.
Unité : Cd/m², W/m²/sr, photons/s/m²/sr
On montre que l'éclairement du plan image produit par un système d'imagerie est proportionnel à la luminance de la source. En particulier, l'impression visuelle est proportionnelle à la luminance des objets car l'éclairement de la rétine de l'œil est proportionnel à la luminance.

Luminance

La couleur, c'est ce qui permet de différencier deux objets de formes et de structures identiques, par exemple le drapeau italien du drapeau français. C'est aussi ce qui n'est ni blanc, ni gris, ni noir. Le blanc et le noir étant les bornes de la gamme des gris neutres.
Quelquefois, la couleur est utilisée pour désigner un objet, comme dans le cas d’un tube de rouge pour parler du rouge à lèvres, par exemple. La couleur est aussi parfois confondue avec la tonalité. Par exemple dans un ton vert, il y a plusieurs couleurs vertes, plus ou moins claires ou foncées. Une couleur est unique.
Il existe deux systèmes trichromatiques (trois couleurs primaires) :
par synthèse additive, dont les couleurs primaires sont rouge, vert et bleu (RVB) ;et par synthèse soustractive, dont les couleurs primaires sont cyan, magenta et jaune (CMJ).
La couleur du physicien
La couleur, c’est aussi la sensation produite par un rayonnement physiquement défini appelé stimulus. Celui-ci pénètre dans l'œil et est capté par des millions de cônes répartis dans la rétine mais surtout concentrés dans sa partie centrale, la fovéa, siège de la vision la plus distincte.
Pour le physicien, le terme de couleur renvoie donc à la couleur spectrale, c’est-à-dire à la perception sensorielle de l’œil humain en fonction de la longueur d’onde de la lumière qu’il reçoit. Ainsi, une lumière de longueur d’onde 550 nm est perçue comme étant de couleur verte. Le spectre visible est composé des sept couleurs de l’arc-en-ciel, soit rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet. Le vert étant la couleur à laquelle l’œil humain est le plus sensible.
 L’œil humain peut différencier près de huit millions de nuances de couleurs. Pourtant, cet organe si avancé ne donne que peu d’informations à notre cortex pour créer une image. Alors que se passe-t-il exactement lorsque nous voyons ? Unisciel et l’université de Lille 1 nous expliquent, avec le programme Kézako, le fonctionnement de ce surprenant organe. © Unisciel
La production des couleurs
C’est en interagissant (absorption, diffusion, réfraction, interférences ou diffraction) avec la matière que la lumière produit des couleurs. La couleur bleue du ciel est ainsi le résultat d'une combinaison de plusieurs de ces phénomènes.
L’absorption de lumière est l’un des principaux mécanismes qui entrent dans le jeu des couleurs dans la vie courante. En effet, la plupart des matériaux ont pour particularité d’absorber certaines longueurs d’ondes de la lumière. Si, par exemple, les carottes nous apparaissent orange, c’est qu’elles contiennent du bêtacarotène qui absorbe les longueurs d’ondes comprises entre le violet et le vert et réfléchit la partie du spectre allant du rouge au vert.
La couleur du physicien des particules
Le physicien des particules utilise le terme « couleur » pour désigner un nombre quantique attribué aux quarks et aux gluons. Ainsi, les quarks existent en trois couleurs : rouge, bleu et vert. Les hadrons, quant à eux, sont de couleur neutre, c’est-à-dire blancs. Cependant, aucun rapport ici avec une perception visuelle que nous pourrions en avoir.
La notion de charge de couleur a été introduite pour expliquer la coexistence des quarks au sein des hadrons, tout en satisfaisant le principe d’exclusion de Pauli. Aujourd’hui, la chromodynamique quantique joue un rôle important dans le modèle standard de la physique des particules.

Couleur

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Septembre 2004Lieu : Jouy en Pithiverais - Loiret (45)Celestron 8" (203 mm) &agrave; 1100 mm de focale soit F/D 5,4Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3CCD SBIG ST-7XMEAutoguidage avec le 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] de la CCDImage LRGB (360 : 40 : 40 : 40)[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] 36 poses de 10 mn soit 6 heures cumul&eacute;es en bining 1x1[popupdefinition id=4126]Couleur[/popupdefinition] : 4 poses de 10 mn soit 40 minutes avec chaque filtre RGB en bining 2x2&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

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Le 31 Mai 2003 vers 01h HL &agrave; Comines (Nord)C8 et r&eacute;ducteur 3.3 - filtre IRB Baadercam&eacute;ra : [popupdefinition id=3982]Webcam[/popupdefinition] Vesta pro modifi&eacute;e longue pose avec un [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] Noir et Blanc Sony (icx098bl)Compositage de 159 images de 20sSoustraction Dark Intelligent sous le [popupdefinition id=561]logiciel[/popupdefinition] Astrosnap[popupdefinition id=13200]Application[/popupdefinition] d'un masque flou sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

Correspondance mathématique entre un ensemble de départ (ou objet ou source) et un ensemble d'arrivée (ou image ou but) telle que chaque élément de l'objet est en relation à un unique élément de l'image. Si A est un ensemble objet et B un ensemble image, pour noter que l'élément a de A est relié à l'élément b de B par l'application f, on écrit b=f(a).

Application

Le mot logiciel a été reconnu par l’Académie française au début des années 1970. C’est un mot-valise qui signifie logique et matériel. Il était destiné à remplacer l’anglais software, le distinguant ainsi de hardware qui est la partie matérielle d’un appareil informatique.Le logiciel, cerveau de l’appareil qu’il commande ?Le logiciel est ensemble d’instructions, de programmes informatiques qui indiquent à un ordinateur, un smartphone, une tablette, une console de jeux, etc. comment ils doivent fonctionner. Il peut s’agir :
d’un système d’exploitation ;
d’un système d’application (logiciel bureautique, navigateur, jeu, éditeur, etc.) ;
d’un progiciel à finalité professionnelle.
Le logiciel standard et le logiciel spécifiqueLe logiciel peut être classé en fonction de son degré de standardisation :
le logiciel standard, destiné au grand public,
le logiciel spécifique conçu pour un usage particulier et un type de client. Il répond à des besoins spécifiques.
La grande majorité d’entre eux sont des logiciels applicatifs. Certaines sociétés informatiques se sont spécialisées dans la fabrication de logiciels spécifiques, sur un mode artisanal. Elles fournissent des programmes conformes aux exigences d’un client particulier. C'est un logiciel personnalisé, développé sur commande pour une entreprise et réservé à un usage particulier. Il s’agit, par exemple, de faire fonctionner un appareil médical, de créer un Intranet d’entreprise, de gérer des chambres d’hôtel, ou de piloter une voiture autonome.Quels sont les types de logiciels ? Il est devenu difficile de classer les différents types de logiciels tant ils sont nombreux. On peut néanmoins les distinguer selon leurs usages qu’ils soient d’ordre juridique ou technologique.Les finalités technologiques des logicielsOn peut établir une hiérarchie des logiciels :
les logiciels de programmation sont conçus pour élaborer de nouveaux programmes et de nouveaux logiciels ;
le logiciel système établit une relation entre l’être humain et la machine, comme Android, Linux, Windows, MacOs et iOs ;
les logiciels d’application exécutent des tâches précises (calculatrices, éditeurs, applications de réseaux sociaux, lecteurs vidéo et musicaux, navigateurs, etc.).
Certains d’entre eux remplissent plusieurs fonctions à la fois et il n’est pas toujours facile de les classer. Ainsi, le navigateur de Chrome OS peut être considéré comme logiciel système et d’application. Les éditeurs de textes qui servent à produire du code sont des logiciels de programmation et d’application.L’exploitation des logiciels et le droit Le droit a reconnu l’existence de plusieurs types de logiciels selon leur contrat de licence : 
le logiciel propriétaire : seul son auteur a le droit de le modifier et de le diffuser ;
le logiciel libre ou open source : n’importe quel utilisateur peut le modifier et le distribuer ;
le gratuiciel est un logiciel propriétaire distribué gratuitement ;
le partagiciel : l’auteur permet à autrui de le diffuser.
Comment fonctionne un logiciel ?Le logiciel est stocké dans des fichiers informatiques, du papier, une clé USB ou une disquette. Les différents programmes qu’il contient sont également appelés séquences d’instruction.Les différentes composantes d’un logiciel Ses programmes : le logiciel en compte toujours plusieurs.
ils existent sous forme de codes binaires ou de codes sources ;
le système d’exploitation dirige le logiciel, organise les fichiers et fait office d’interface entre l’être humain et la machine ;
les images, les procédures automatiques, les fichiers de configurations qui rendent possible l’exécution des programmes.
Le processus d’exécutionC’est généralement grâce au système d’exploitation et aux bibliothèques d’exécution que le processus est mis en œuvre. Exemples de logiciels applicatifs
Traitement de texte et édition (Word, Evernote, Pages, Adobe Acrobat Reader…)
Tableurs (Excel, Calc, Numbers…)
Gestion de bases de données (SQL, Access…)
Comptabilité (Ciel, EBP Compta…)
Sécurité (antivirus, sauvegarde et restauration)
Navigateur Internet (Edge, Chrome, Safari, Firefox…)
Communication et messageries (Skype, Outlook, Slack…)
Lecteurs multimédia (Windows Media Player, Real Player, QuickTime…)
Photo et dessin (Photoshop, Paint, Illustrator…)

Montage vidéo (Final Cut Pro, Adobe Premiere, iMovie…)
Conception 3D (Blender, SketchUp, Vrai, Photoshop…)
Jeux.

Logiciel

L'astéroïde Vesta a été découvert le 29 mars 1807 par l'astronome allemand Heinrich Olbers qui avait débusqué Pallas 5 ans plus tôt. Après Cérès en 1801 et Junon, Vesta devenait ainsi le quatrième membre de la ceinture d'astéroïdes qu'on rencontre entre Mars et Jupiter. Avec un diamètre moyen de 500 kilomètres, Vesta représente à lui tout seul 9% de la masse totale de cette ceinture d'astéroïdes. 
Vesta recevra en 2011 la visite de la sonde américaine Dawn qui se satellisera à 2500 kilomètres de l'astéroïde. Dawn permettra sans aucun doute de mieux connaître cet étrange astéroïde. Vesta intrigue en effet beaucoup les scientifiques. Des mesures spectroscopiques de sa surface indiquent que comme la Lune, elle est principalement composée de pyroxène. Mais à la différence de notre satellite, l'action abrasive du vent solaire ne semble pas intervenir sur Vesta ; les chercheurs ont émis l'hypothèse que l'astéroïde pourrait posséder un champ magnétique le protégeant des ions solaires. 
Autre singularité, le relief de Vesta : la cartographie réalisée par le télescope Hubble révèle la présence d'une dizaine de collines et surtout d'un gigantesque cratère de 460 kilomètres de diamètre dont le pic central s'élève à 18 kilomètres d'altitude. L'impact à l'origine de ce cratère a projeté une multitude de fragments dans l'espace dont certains ont fini leur course sur Terre sous forme de météorites après un très long voyage.

Vesta

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18 Mai 2004 &agrave; Comines (Nord)Capture de 189 images de 25s avec un C8 r&eacute;duc 3.3 filtre IRB [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] pro N&amp;B mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition]Traitement par masque flou sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 4631, la Galaxie de la Baleine

RAW désigne un format d’images numériques contenant les données brutes issues du capteur d’un appareil photo numérique ou d’un scanner. À la différence du Jpeg, le format RAW ne traite pas l’image et ne réalise aucune transformation irréversible. Par conséquent, ces fichiers occupent un espace disque conséquent, mais offrent aux graphistes bien plus de liberté dans le traitement et la retouche de l’image.Il existe une grande variété de formats RAW propriétairesChaque fabricant de matériel photographique développe son format RAW en fonction du matériel, ce qui fait qu’on peut trouver des fichiers RAW de très nombreuses extensions différentes. Pour citer les plus grandes marques, chez Canon, on utilise le .crw, le .cr2 et le .cr3. Nikon se base sur le .nef et le .nrw tandis que Sony génère un fichier .arw et Panasonic un .rw2. Tous ces fichiers RAW contiennent des métadonnées EXIF et une image non compressée, souvent en AIFF.L’inconvénient de cette variété de formats propriétaires est que les systèmes d’exploitation ne peuvent pas traiter nativement tous ces fichiers. Les photographes souhaitant tirer profit du RAW doivent donc récupérer les codecs correspondant à leur matériel pour manipuler ces documents sur ordinateur. Pour les systèmes d’exploitation Microsoft Windows et MacOS, cela ne représente pas de problème car les constructeurs fournissent les logiciels nécessaires. C’est un obstacle plus important pour manipuler des fichiers RAW avec une distribution de Linux, dans la mesure où peu de fabricants pensent à prodiguer les programmes requis pour rendre lisibles leurs images brutes sur ce système d’exploitation libre.Pour lutter contre cette variété de formats RAW propriétaires, Adobe propose le DNG (Digital Negative). Quelques constructeurs vendent du matériel compatible avec ce format et des logiciels sont dédiés à la conversion des fichiers RAW propriétaires en DNG, ce qui permet de les conserver, de les traiter et de les partager de façon moins contraignante.

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25 Janvier 2004 dans la r&eacute;gion de Gen&egrave;ve (Suisse)Compositage de 2 x 60" 6 x 30" avec Canon[popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

EOS (Earth Observation System), pièce maîtresse du programme de sciences de la Terre de la NASA, est un ensemble de systèmes spatiaux et d'études scientifiques interdisciplinaires destinés à faire progresser notre compréhension du changement global.Le plus important satellite de EOS, Terra (autrefois EOS AM-1), fournit des mesures essentielles concernant les propriétés physiques et radiatives des nuages, les échanges d'énergie, de carbone, et d'eau air/terre et air/mer, les gaz en traces et les volcans. 
Les recherches en cours dans le cadre de EOS regroupent un large éventail de disciplines, incluant la chimie atmosphérique, l'hydrologie, l'utilisation des sols, et les écosystèmes marins.

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05 Ao&ucirc;t 20044 &agrave; Duran (Gers)C8, [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] NB [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition], r&eacute;ducteur 3.3filtre IRBS&eacute;lection et traitement de 174 images de 15s&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M 16, Nébuleuse de l'Aigle

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05 Ao&ucirc;t 2004 &agrave; Duran (Gers)C8, [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] NB [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition], r&eacute;ducteur 3.3filtre IRBS&eacute;lection et traitement de 89 images de 20s&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M 17, Nébuleuse Oméga

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08 Juillet 2004 &agrave; Comines (Nord)[popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] directement au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un C8 F/D 10 filtre IRBS&eacute;lection de 155 images de 10s Traitement par un Richardson [popupdefinition id=16964]Lucy[/popupdefinition]&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M 57, la nébuleuse annulaire de la Lyre

Lucy est un australopithèque de l’espèce Australopithecus afarensis dont le squelette a été découvert en 1974 à Hadar, dans les dépressions de l’Afar en Éthiopie, au bord de la rivière Awash. Son nom de code est AL 288-1. Le squelette de Lucy est conservé au Muséum d’Histoire naturelle d’Addis-Abeba en Éthiopie.
L’équipe franco-américaine à l’origine de cette découverte était composée d’une trentaine de chercheurs, codirigés par Yves Coppens, Maurice Taïeb et Donald Johanson. Les scientifiques ont pu extraire 52 fragments osseux représentant 40 % du squelette, ce qui est particulièrement remarquable. Le choix de Lucy comme nom est lié à la chanson des Beatles Lucy in the sky with diamonds, que les scientifiques écoutaient dans leur tente au moment de leur découverte.
Lucy, un australopithèque bipède au mode de vie en partie arboricole
Le squelette de Lucy date d’environ 3,2 millions d’années. Parmi les os mis à jour, il y avait des os du bassin : le sacrum et deux os iliaques. La forme de ces os, par leurs points communs avec l’espèce humaine (bassin évasé…), suggère une bipédie. Bien qu’elle marchait sur ses deux jambes, Lucy devait aussi vivre dans les arbres. En 2016, l’analyse au scanner des os de Lucy a suggéré qu’elle serait morte en tombant d’un arbre, mais cette thèse est contestée. Le corps aurait rapidement été recouvert de sédiments, ce qui expliquerait sa bonne conservation. 
Les australopithèques vivaient entre -4,2 millions et -2,2 millions d’années en Afrique. Ils mesuraient entre 1,10 m et 1,40 m. D’autres squelettes d’Australopithecus afarensis ont été trouvés, comme celui de Selam en Éthiopie.

Lucy

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04 Novembre 2004 - Comines (Nord)FS102 filtre H-Alpha[popupdefinition id=3982]Webcam[/popupdefinition] vesta pro r&eacute;ducteur webcamTraitement et S&eacute;lection de 130 images de 40s&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

IC 434, "La Tête de Cheval"

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07 D&eacute;cembre 2003 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B (modif longue pose) modif SETWC(http://www.astrosurf.com/polo/setwc/index.html)r&eacute;ducteur 3.3 et filtre [popupdefinition id=1106]large bande[/popupdefinition] Oaks opticalAcquisitions des images avec AstrosnapS&eacute;lection de 218 images de 30 secondes avec AcdseeSoustraction d'un dark sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]Traitement par Richardson-Lucy sous IrisFinition sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M1 - La nébuleuse du Crabe

Expression utilisée pour désigner les réseaux à haut débit (débits de l'ordre de plusieurs Mbit/s au moins).
Qualifie la capacité d'une liaison à haut débit, comme la fibre optique. Dans un sens relatif, une liaison ADSL peut aussi être qualifiée de large bande par rapport à une liaison par la ligne téléphonique reliée à un modem à 56 Kbit/s.

Large bande

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26 Mars 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection et Traitement de 200 images de 15 secondes&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

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24 Mars 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection de 198 images de 25 secondesSoustraction d'un dark - Masque flou&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M63 (Sunflower galaxy ou Galaxie du

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12 Avril 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection et Traitement de 248 images de 20 secondes - Masque flou&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M64, la Galaxie de l'Oeil

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22 F&eacute;vrier 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre [popupdefinition id=1106]Largebande[/popupdefinition] Oaks Optical r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection et traitement de 109 images de 40 secondesMasque flou et R&eacute;glages des niveaux sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

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25 Janvier 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection de 87 images de 40 secondes sous ACDseeSoustraction d'un DarkTraitement sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition] - Logarithme et masque flouR&eacute;glages des courbes et niveaux sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 2683

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21 F&eacute;vrier 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition]filtre [popupdefinition id=1106]Large bande[/popupdefinition] Oaks Optical r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection de 95 images de 40 secondes sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]R&eacute;glages des niveaux sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 2903

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17 D&eacute;cembre 2003 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B (modif longue pose) en mode SETWC filtre [popupdefinition id=1106]Large Bande[/popupdefinition] r&eacute;ducteur 3.3Acquisitions de 110 images de 60 secondes avec AstrosnapS&eacute;lection de 91 images sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]Soustraction d'un DarkMasque flou sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 7479

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19 Octobre 2003 &agrave; Comines (Nord)C8 [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] pro S.C &agrave; [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N&amp;B r&eacute;ducteur 3.3 filtre [popupdefinition id=1106]Large bande[/popupdefinition] (Oaks Optical)Capture de 140 images de 60s avec AstrosnapS&eacute;lection de 120 images avec AcdseeFabrication d'un Dark Intelligent selon lam&eacute;thode d'Etienne Bonduelle !Soustraction du Dark sous AstrosnapR&eacute;gistration, logarithme sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]Masque flou sous PhotoshopAtt&eacute;nuation des [popupdefinition id=15141]gradients[/popupdefinition] sous PhotoshopR&eacute;glages des courbes&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 891

De manière générale, le terme de « gradient » est employé pour qualifier la variation d’une grandeur dans l’espace.
Le gradient en mathématiques, un vecteur
Pour les mathématiciens, le terme de gradient désigne un vecteur représentant la variation d’une fonction par rapport à la variation de ses différents paramètres. Ainsi le gradient d’une fonction f en un point M est le vecteur dont les composantes sont les dérivées partielles de f calculées au point M.
Le gradient en biologie
En biologie, le gradient désigne une variation de la concentration d’une substance ou d’une propriété physiologique. Il est souvent question de gradient de concentration de part et d’autre d’une membrane. Pour se déplacer dans le sens du gradient, c'est-à-dire de l’endroit où la concentration est la plus élevée vers l’endroit où elle est la plus faible, les molécules n’ont pas besoin d’un apport d’énergie.
Le gradient en physique
En physique, on parle, par exemple, de gradient de vitesse lorsque deux couches adjacentes d’un fluide s’écoulent à des vitesses différentes.
Le gradient de température résulte de phénomènes thermodynamiques. La température d’un objet peut ne pas être la même en différents points de sa surface, lorsque celui-ci est relié, d’une part, à un autre objet chaud et, d’autre part, à un objet froid.
Le gradient en météorologie
L’expression gradient de température est également largement employée en météorologie. Elle désigne alors les changements de la température atmosphérique avec l’altitude. Elle est déterminée à l’aide de ballons sondes. Dans la troposphère, le gradient de température moyen est d’environ 0,6 °C / 100 m mais localement, il est très variable.

Gradient

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Genesis barlow X2Kodak 200Pose de 30 minutes&copy;Copyright - LASTROFIEFFE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://lastrofieffe.free.fr

M 8 - La nébuleuse de la Lagune

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TahitiSCT Meade 10" f/d 6.3Pose 10 mn avec Fuji SG 800 isoOm&eacute;ga du Centaure ([popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 5139) est le plus gros [popupdefinition id=15]amas globulaire[/popupdefinition] connu. Situ&eacute; &agrave; 16.500 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], l'amas contientdes millions d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition]. C'est &eacute;galement l'amas le plus brillant du ciel (mag 3.6)&copy;Copyright - Christian RIOU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;shttp://astriou.free.fr

Oméga du Centaure

La distance parcourue par la lumière en une année. Elle vaut 0,3066 parsecs soit 9.461 milliards de km ou encore 63.240 unités astronomiques.

Année-lumière

Le New General Catalogue (NGC) est un répertoire de 7840 objets célestes ; ce sont surtout des galaxies ainsi que des amas d'étoiles et des nébuleuses. 
A la fin du 19ème siècle, le développement des instruments astronomiques et l'astrophotographie naissante avaient permis de découvrir de très nombreux objets du ciel profond qu'il était impératif de classer. Les astronomes ne disposaient à l'époque que du célèbre mais modeste catalogue Messier, élaboré un siècle plus tôt mais qui ne comptait alors que 103 références. En 1888 l'astronome irlando-danois John Dreyer présenta le New General Catalogue, fruit de 10 années de patiente compilation de toutes les sources astronomiques existantes à l'époque. John Dreyer s'appuyait en particulier sur le General Catalogue présenté 25 ans plus tôt, dont les 5000 entrées étaient l'œuvre de John et William Herschel. 
John Dreyer eu l'idée de classer tous les objets du catalogue NGC selon leur ascension droite (l'équivalent sur la sphère céleste de la longitude terrestre) : ce classement permet de sélectionner les objets lorsqu'ils sont observables dans les meilleures conditions, à proximité de leur passage au méridien. Dreyer poursuivit son travail de bénédictin et présenta en 1908 un catalogue complémentaire, l'Index Catalogue (IC) qui porta l'ensemble des astres répertoriés à plus de 13.000. 
Le catalogue NGC a été corrigé en 1973 pour devenir le RNGC (Revised New General Catalogue), puis en 1988 ; il porte désormais le nom de NGC 2000.0.

Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2.
La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5 milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir.
Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. 
La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. 
On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. 
L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique.
Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. 
L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Soleil

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l’ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l’énergie lumineuse qui s’oppose à la contraction de l’étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu’on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.L’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil, qui fait partie des naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la masse est de l'ordre de 1030 kg. Son diamètre est d’environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme Antarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu’elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge, son diamètre n’est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides.Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESOQuel est le rôle des étoiles ?Le rôle d'une étoile dans l'univers est crucial. Les étoiles sont des objets célestes qui produisent de l'énergie par des réactions de fusion nucléaire, principalement la fusion de l'hydrogène en hélium. Cette énergie est libérée sous forme de lumière et de chaleur, ce qui permet à l'étoile d'émettre de la lumière visible et d'irradier son environnement. Les étoiles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution des galaxies, car elles sont les principaux moteurs de la dynamique galactique. Leur gravité influence la structure et la composition des galaxies, tandis que leur lumière éclaire et réchauffe les espaces interstellaires.Les étoiles sont responsables de la synthèse des éléments chimiques lourds tels que le carbone, l'oxygène et le fer, qui sont essentiels à la formation de planètes et de systèmes planétaires. Par conséquent, les étoiles jouent un rôle fondamental dans la création des conditions propices à la vie telle que nous la connaissons. Comprendre le rôle des étoiles est essentiel pour approfondir notre connaissance de l'univers et de son évolution.Évolution chimique des étoiles : de l'hydrogène à la métallicitéAu début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d’hydrogène et d’hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicité. Il s’agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métaux » sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer.Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du deutérium 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © CnesDes systèmes solaires multiples, complexes et binairesIl existe ce qu’on appelle des systèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l’une autour de l'autre sur des orbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouverts, les amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d’étoiles selon les estimations des astronomes.La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L’une des plus anciennes étoiles découvertes est l’étoile de Caffau, dont l’âge serait supérieur à 13 milliards d’années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d’Eddington, qui définit la luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l’espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d’éléments plus lourds que le lithium dans leur composition.La naissance des étoiles et ses mystèresGrâce à une multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Jean-Pierre Luminet et Hubert Reeves répondent à vos questions sur le site du projet Du Big Bang au vivant. © Dubigbangauvivant, ECP Productions, YouTubeLes grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu’on cherche à entrer dans les détails, les mystères s’accumulent. On sait que pour que s’amorce la formation d’une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuage de poussières et de molécules doit avoir, pour s’effondrer, une masse supérieure à ce que l’on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n’est pas possible. Bien souvent, lorsqu’un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c’est ainsi que des centaines d’étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d’un seul nuage moléculaire.Ces nuages sont très froids, avec des températures de l’ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu’à un million de masses solaires et atteindre une taille de l’ordre de 150 années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible… mais pas à la lumière infrarouge.La vie et la mort des étoilesExtrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet aborde notamment l'évolution des étoiles de type solaire et leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © Jean-Pierre Luminet, ECP Production, YouTubeLes étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu’elles n’émettront plus de lumière (l’univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu’il fait partie d’un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l’étoile voisine. Un disque d’accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet évoque l'évolution des étoiles massives qui finiront leur vie en explosant sous forme de supernova et donneront des cadavres stellaires, comme les étoiles à neutrons ou même un trou noir. © Jean-Pierre Luminet, ECP Productions, YouTubeLes étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutrons et parfois des trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu’au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu’une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvins à un moment de sa vie. La « combustion » du carbone en néon, sodium et magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène. 

Étoile

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Juin 2003Mont Cosmos dans la Beauce au Qu&eacute;becFait en piggybackmonture HEQ6 cam&eacute;ra Canon [popupdefinition id=8690]&Eacute;lan[/popupdefinition] 7 [popupdefinition id=7665]lentille[/popupdefinition]Sigma pro. 200mm F/2.8 pose de 5mn.Sans guidageFilm 1600 Konika Santuria&copy;Copyright - Fernand LAPLANTE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.geocities.com/laplantefernand/

NGC 7000 Nébuleuse America

Le mot lentille peut désigner la lentille correctrice (lentille de contact) ou la légumineuse (détaillée ci-dessous).Saison de la lentilleLa lentille se récolte au mois d'août, mais se conserve sèche tout au long de l'année. Elle peut donc se consommer en toute saison. Ce légume se conserve particulièrement bien lorsqu’il est à l’abri de l’humidité et de la lumière, dans un récipient. C’est une plante qui se cultive facilement dans le jardin. Qualités nutritionnelles de la lentilleLégumineuse légère (89 kilocalories pour 100 grammes), riche en glucides complexes et championne des apports en minéraux divers (et en fer), elle rassasie en fournissant une belle quantité de protéines végétales. De plus, elle est pauvre en lipides et riche en fibres. La lentille fait partie des légumineuses ayant une petite taille. Les lentilles sont très appréciés par les végétariens en association avec des céréales. Variétés de lentillesDe la famille des Papilionacées, les lentilles se déclinent en quatre grandes variétés : 
la lentille verte, la plus répandue ;
la lentille blonde, un peu plus grosse mais moins goûteuse ;
la lentille rouge ou lentillon ;
la lentille corail au goût subtil.
Choisir les lentillesVerte, blonde, rouge ou corail, préférez-les bien lisses, intactes et d'une couleur attrayante et brillante. Privilégiez les graines de taille uniforme, ce qui en facilitera la cuisson. On peut aussi consommer les lentilles germées.Les lentilles en FranceEn France, la production des lentilles se développe régulièrement, ces graines sont cultivées principalement dans le Centre, la Champagne-Ardenne et les Pays de la Loire. Cependant, la quantité de lentilles produite n’est pas suffisante pour les besoins de consommation, la France importe une grande quantité, principalement les lentilles blondes et celles qui sont destinées à être mise en conserve. Cuisiner les lentillesLa durée de cuisson des lentilles varie en fonction de la variété choisie, ces graines accompagnent les volailles et les viandes blanches. Pour les lentilles vertes et blondes, démarrez la cuisson à l’eau froide et ajoutez le sel ou le bouillon seulement 10 minutes avant la fin de la cuisson pour que le temps de cuisson soit plus court (environ 30 à 40 minutes). Si vous voulez donner du goût à vos recettes, ajoutez à l’eau de cuisson un oignon, des plantes aromatiques comme le thym ou le laurier et des carottes.Préparer des lentilles corail est différent, commencez par les rincer à l’eau pour éliminer la poussière. Ensuite, versez les lentilles corail dans l’eau froide pour la cuisson et laissez cuire pendant environ 10 minutes à feu doux avec un couvercle. Ajoutez le sel uniquement à la fin de la cuisson. Les lentilles corail sont parfaites pour vos recettes de soupes puisqu’elles se transforment facilement en purée. Il existe une multitude de recettes à base de lentilles, vous pouvez les consommer en soupe, en salade ou pour agrémenter vos plats. 

Lentille

Élan (Linnaeus 1758) - Alces alces
Ordre : ArtiodactylaFamille : CervidaeSous-famille : CapreolinaeGenre : AlcesTaille : 1,80 à 2,50 m (hauteur au garrot 2,00 m – envergure des bois 1,60 m)Poids : 350 à 700 kgLongévité : 15 à 20 ans
Statut de conservation UICN : LC préoccupation mineure
Description de l’élan
L'élan ou orignal est le plus grand représentant de la famille des cervidés. Son corps est haut perché sur des pattes longues et fines, terminées par des sabots larges et palmés qui l'empêchent de s'enfoncer dans la vase, la neige et les tourbières. Ses membres lui permettent de se déplacer aisément dans l'eau et de franchir les abattis ou les ronciers. Le mâle est deux fois plus lourd que la femelle et hormis ses impressionnants bois plats et palmés, il s'en distingue par une sorte de poche de peau pendant sous le cou, que l'on appelle barbe ou cloche. Sa tête est allongée et son museau large est pourvu d'une lèvre supérieure charnue. Il arbore une bosse graisseuse entre les épaules. Le pelage estival présente toutes les tonalités de brun, parfois très sombre, tandis que le poil d'hiver est plus grisâtre. La partie ventrale et les pattes sont grisées.
Élan mâle. © United States Federal Government - domaine public
Habitat de l’élan
L'élan occupe la forêt boréale ou mixte et la toundra de l'hémisphère nord, aussi bien en Europe, qu'en Asie, qu'au Canada et en Alaska. Il fréquente également les rives des lacs et des cours d'eau, ainsi que les marécages où il trouve une partie de sa nourriture en été. Les forêts jeunes lui procurent une nourriture plus abondante et un meilleur abri contre le vent et le froid.
Comportement de l’élan
L'élan est un animal solitaire plutôt placide en règle générale, mais il peut devenir dangereux en période de rut. Il est capable de charger sans prévenir et a déjà été observé en plongée, en train de vouloir renverser des canoës en les soulevant à l'aide de ses bois. De même, après les mises bas, les femelles ne laissent personne approcher leur progéniture à moins de 25 mètres. Il est actif tôt le matin et en fin de journée avant la tombée de la nuit. Malgré sa masse et l'envergure de ses bois, c'est un animal discret qui évolue sur un territoire d'une dizaine d'hectares. Il peut atteindre 55 km/h à la course et franchir de larges cours d'eau à la nage. Des petits groupes peuvent se former en hiver pour être plus forts face aux prédateurs que sont les loups.
Élan femelle. © Derek Ramsey - GNU FDL Version 1.2
Reproduction de l’élan
La période de reproduction a lieu en automne durant les mois de septembre et d'octobre, et c'est la femelle qui choisit le mâle en l'attirant par ses cris. La période de gestation dure environ huit mois et la femelle met bas un seul petit en général. Celui-ci sera écarté à la naissance suivante. L'animal atteint sa maturité sexuelle entre 1 et 2 ans.
Élan femelle et son petit. © Oliver Abels - GNU FDL Version 1.2
Régime alimentaire de l’élan
L'élan se nourrit de végétaux divers : herbes, plantes aquatiques qu'il peut brouter en maintenant la tête sous l'eau, jeunes branches, feuilles et écorces. Il peut compléter ses menus par des champignons, de la mousse et du lichen. Il trouve plus facilement sa nourriture sur les buissons et les jeunes arbres qui sont à sa hauteur et profite des zones où les castors ont recépé (couper près du sol) les arbres. Les rejets qui croissent à ces endroits sont plus vigoureux et contiennent davantage d'éléments nutritifs.
Élan femelle. © Daniel Mayer - GNU FDL Version 1.2
Menaces sur l’élan
L'élan, dont il existe sept sous-espèces, ne fait pas l'objet d'un statut de menace. Bien que règlementée, sa chasse est autorisée.

Élan

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21 Octobre 2004Cam&eacute;ra SBIG ST7 sur C 14 r&eacute;duc 6,3Addition de 69 images de 20 secondes de pose obtenues sans guidage&copy;Copyright - Marcel BESNIER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/besnier.m/

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Lieu : Languidic (Morbihan)Date : Janvier 2004Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300D et T&eacute;l&eacute;objectif russe Maksutov rubinar 500/5.6Compositage de 4 images avec filtre orange (pose 5 min en 800 iso) et de 3 images sansfiltre (pose 6 min en 400 iso)Les 4 premi&egrave;res ont &eacute;t&eacute; moyenn&eacute;es 2 &agrave; 2 puis le r&eacute;sultat additionn&eacute; au 3 suivantes sous Photoshop.L'int&eacute;r&ecirc;t des prises de vue avec filtre orange est de compenser le manque de sensibilit&eacute; du [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] dans le rouge.&copy;Copyright - Matthieu THUILLIER. Tousdroits r&eacute;serv&eacute;s.Contacter l'auteur :thuillier.matthieu@wanadoo.fr

M42 La Nébuleuse d'Orion

705_m42-la-nebuleuse-d-orion

Lieu : Languidic (Morbihan)Date : Janvier 2004Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300D et objectif 200mm f/d 4 provenant d'un appareil moyen formatCompositage de 4 images avec filtre orange et de 4 images sans filtre (pose 5 minchacune en 800 iso)Les images ont &eacute;t&eacute; moyenn&eacute;es 2 &agrave; 2 puis additionn&eacute;es - masque flou afin de soustraire le fond du cielTraitement sous Photoshop&copy;Copyright - Matthieu THUILLIER. Tousdroits r&eacute;serv&eacute;s.Contacter l'auteur :thuillier.matthieu@wanadoo.fr

M42 La Nébuleuse d'Orion et IC 432

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D&eacute;cembre 2003Lieu : Languidic Morbihan)Maksutov rubinar 5 00/5.6Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300D2 X 5 min de pose en 800 iso&copy;Copyright - Matthieu THUILLIER. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.Contacter l'auteur : thuillier.matthieu@wanadoo.fr

M45 Les Pléiades

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Octobre 2004 pr&egrave;s de Gen&egrave;ve[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000 monture HEQ5Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d7 poses de 4'&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

NGC 6888

Unité légale de force (symbole : N).
Isaac Newton a observé que la somme des forces agissant sur un objet est proportionnelle à sa masse et à sa vitesse d’accélération. Cet éminent scientifique a donné son nom à l’unité de valeur du système international : 1 N est la force nécessaire pour imprimer à un objet de 1 kg une accélération de 1 m/s².

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17 Septembre 2004 au col de la Faucille[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d4 poses de 4' &agrave; 800 iso&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Une partie des Dentelles du Cygne

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D&eacute;cembre 2004Cam&eacute;ra SBIG ST7 sur C 14 r&eacute;duc 6,3Addition de 50 images de 15 secondes de pose obtenues sans guidage&copy;Copyright - Marcel BESNIER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/besnier.m/

NGC 1952 (M 1) - La nébuleuse du Crabe

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05 Septembre 2004Photo prise &agrave; Grandfontaine (02330 Baulne en Brie)Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300 D sur Meade LX 50 de 203 mm - r&eacute;ducteur focale 6.3&copy;Copyright - Madjid MAMMAR. Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur de cette photo :mammar@tiscali.fr

M27 (Nébuleuse  Dumbell)

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19 D&eacute;cembre 2004Photo prise &agrave; Grandfontaine (02330 Baulne en Brie)Compositage [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition] de 14 images prises au Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300 D sur Meade LX 50 de 203 mm - r&eacute;ducteur focale 6.3&copy;Copyright - Madjid MAMMAR. Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur de cette photo :mammar@tiscali.fr

La Grande Nébuleuse d'Orion (M42)

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07 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d16 poses de 3'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Ic 5146

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11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d2 poses de 12'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Ic 434

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11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d5 poses de 5'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

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11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d20 poses de 5'Lunette 80/400&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Nébuleuse California

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05 F&eacute;vrier 2005Image [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] du c&eacute;l&egrave;bre trio de [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=5078]constellation du Lion[/popupdefinition]. Elle a&eacute;t&eacute; r&eacute;alis&eacute;e dans la nuit du 5 au 6 f&eacute;vrier 2005 par [popupdefinition id=5208]nouvellelune[/popupdefinition] dans le Quercy.Lunette Takahashi Sky90 (90 mm) &agrave; 400 mm de focale soit F/D 4,45Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3CCD SBIG ST-7XME avec tourelle de filtre SBIG CFW-8Autoguidage avec la CCD 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition]Image LRGB (135:30:30:30)Acquisition avec MaximDL 4.07[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] 27 poses de 5 mn soit 2 heures15 minutes en bining 1x1Couleur : 6 poses de 5 mn soit 30 minutes en bining 2x2 pour chaque filtre R, G et BTemp&eacute;rature du capteur : -35&deg;Pr&eacute;traitement Dark, Flat avec MaximDLAddition avec MaximDLTraitement couche luminance DDP avec MaximDL et renforcement avec CCDopsAssemblage RGB et balance des couleurs aimablement effectu&eacute;s par Florent Poiget avec Prism5Assemblage LRGB avec PhotoshopAjustement niveaux avec Photoshop&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

Le trio du Lion

La constellation du Lion, du latin Leo, fait partie des constellations du zodiaque au nombre de 13, que le Soleil traverse en un an. Elle se trouve entre la constellation de la Vierge à sa gauche, et la constellation du Cancer qui se trouve à sa droite. Les deux étoiles principales qui forment cette constellation sont Régulus et Dénebola. Deux essaims météoritique y sont associés, les delta-Léonides actif du 15 février au 10 mars, et les Léonides, actif du 10 au 23 novembre.
Dans la mythologie grecque, cette constellation représente le lion de Némée venu de la Lune par l'intermédiaire d'une comète. Il était invincible, et il terrorisait la population de la vallée de Némée. Ce fut Hercule qui l'étrangla à mains nues, lors du premier de ses douze travaux. Hercule récupéra sa peau pour s'en faire un habit, et fut ainsi protégé des flèches ennemies. Lorsque qu'Hercule mourut, il fut envoyé au ciel avec le lion où ils formèrent deux constellations voisines. 
A ne pas manquer :
Pas moins de cinq belles galaxies du catalogue Messier sont observables dans cette constellation. Il s'agit de M 65, M 66, M 95, M 96 et M 105.

Constellation du Lion

La nouvelle Lune est une phase lunaire qui se produit quand la Lune se trouve entre la Terre et le Soleil. La partie éclairée de la Lune est la face cachée, et la face que nous présente la Lune est donc invisible. Il est très difficile d'observer la nouvelle Lune, car celle-ci se trouve très proche du Soleil.

Nouvelle Lune

Une galaxie est un ensemble d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation. Les galaxies présentent une grande diversité de taille (entre 2.000 et 500.000 années-lumière de diamètre) et de forme. Le rayonnement provenant des galaxies permet de répartir ces dernières en galaxies normales et galaxies actives, parmi lesquelles se trouvent les quasars. Les regroupements de galaxies que l'on observe dans l'univers sont appelés amas et superamas.
La galaxie à laquelle appartient le système solaire est la Voie lactée. La grande galaxie la plus proche de la Voie lactée, Andromède, est située à 2,3 millions d'années-lumière. Notre galaxie possède toutefois deux petites galaxies satellites (le grand et le petit Nuages de Magellan) situées respectivement à environ 150.000 et 200.000 années-lumière.
Voilà moins d’un siècle que l’on est sûr que des objets comme la galaxie d’Andromède ou M87 sont bien des concentrations d’étoiles similaires à la Voie lactée, mais n’en faisant pas partie. Confirmant les intuitions de Thomas Wright et Emmanuel Kant, cette découverte a été faite par Edwin Hubble au début des années 1920. Plus tard, l’astronome et cosmologiste donna même une classification des galaxies, censée représenter un schéma évolutif. La séquence de Hubble n’est plus considérée comme telle aujourd’hui mais on continue à présenter la classification morphologique des galaxies qu’elle constitue. 
Elle comporte trois grands types. Il y a les spirales, contenant d’importantes quantités de gaz et de poussières, avec un disque où l’on trouve de jeunes étoiles et un bulbe plus ou moins important contenant des vielles étoiles. Viennent ensuite les elliptiques, principalement constituées de vieilles étoiles et pauvres en gaz et poussières, qui ont une structure sphéroïdale. Et enfin les irrégulières, de plus petite taille et riches en jeunes étoiles.
Les collisions de galaxies sont des phénomènes essentiels pour l'apparition de la vie. En effet, ces collisions peuvent entraîner la formation d'un type d'étoile qui fabrique de l'oxygène. Cette vidéo est extraite du projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine www.dubigbangauvivant.com © Groupe ECP-YouTube
Des nuages de gaz aux étoiles dans les galaxies
Les galaxies spirales comme la Voie lactée sont les plus nombreuses. Elles ont la forme d'un disque en rotation autour de son centre, le noyau (ou bulbe), très dense, entouré d'un halo peu dense. Le disque se prolonge fréquemment par un ou deux bras spiralés composés d'étoiles, de poussières et de gaz.
D'après les théories de la formation stellaire, les étoiles, que l'on compte par centaines de milliards au sein des galaxies, sont façonnées par la condensation de nuages moléculaires de gaz. Ce phénomène tend à raréfier ce gaz dans le milieu interstellaire au cours de l'évolution des galaxies. Le gaz est quasiment absent dans les galaxies anciennes. Les positions et les trajectoires des étoiles y dépendent de la classe à laquelle elles appartiennent.
On pense que les elliptiques résultent de la fusion de plusieurs galaxies spirales suite à des collisions entre galaxies. Il s’agirait donc d’un état avancé de l’évolution des galaxies, évolution qui a commencé par la formation de galaxies naines. Pendant les premiers milliards d’années de l’univers observable, les interactions gravitationnelles et les collisions entre ces galaxies naines étaient importantes, donnant lieu à la formation de galaxies irrégulières et de grandes galaxies par fusion.
Lors des collisions avec fusion, des flambées d’étoiles se produisaient, consommant le gaz interstellaire présent. Dans cette logique, on comprend bien que les galaxies les plus évoluées soient aussi les plus pauvres en gaz et poussières, comportant le plus de vieilles étoiles. Ce serait donc bien les elliptiques. Elles forment environ 20 % des galaxies observées contre 77 % pour les spirales.

Galaxie

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Ao&ucirc;t-Septembre 2004Image r&eacute;alis&eacute;e dans la nuit du 21 au 22 ao&ucirc;t 2004 pour la [popupdefinition id=2510]luminance[/popupdefinition] et du 31 ao&ucirc;tau 1er septembre pour la [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition], &agrave; Jouy en Pithiverais dans le Loiret sur le terraind'observation du club [popupdefinition id=16315]POLARIS[/popupdefinition].Celestron 8" D=200mm &agrave; F/D 5.4 sur Losmandy G11 G&eacute;mini 3CCD SBIG ST-7XMEAutoguidage avec la CCDAcquisition et autoguidage avec MaximDL 4.03Image luminance de 12 poses de 5 mn soit 1 h au total en bining 1x1Couleur : RGB : 5 poses de 5 mn en bining 2x2 pour chaque couleur avec filtreTru-Balance T R G B de Don Goldmantemp&eacute;rature du [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] : -25&deg;pr&eacute;traitement Dark, Flat avec MaximDL4addition Sigma-Reject avec plug in MaximDL de Russell Cromantraitement log avec Prism pour la luminanceassemblage RRGB avec CCDopsassemblage final LRRGB et r&eacute;glage niveaux avec Photoshop&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

NGC7635 - Bubble nebula

L’étoile polaire, aussi nommée Polaris, ou Alpha Ursae Minoris, est l’étoile qui marque la position du pôle nord céleste, lequel est une projection dans le ciel du pôle nord terrestre. Parce qu’elle se situe dans le prolongement de l’axe de rotation de la Terre, elle apparaît immobile pour tous les observateurs terrestres de l’hémisphère nord, au contraire des autres étoiles que nous voyons se déplacer du fait que notre Planète tourne sur elle-même.
Navigation et étoile polaire : hémisphères nord et sud
Dans l’Histoire, les navigateurs et aussi nombre de grands voyageurs (nomades dans le désert, sur la Route de la soie, aventuriers, etc.) se transmettaient de génération en génération la position de cette étoile dans le ciel. En effet, en se fiant à elle, ils pouvaient ainsi connaître à la fois la direction du nord et leur position sur le Globe.
Par exemple, si vous la voyez de plus en plus basse au-dessus de l’horizon nord, c’est que vous vous rapprochez de l’équateur. Au contraire, si elle apparaît de plus en plus haute, c’est que vous marchez vers les hautes latitudes… Elle est donc un repère précieux. Toutefois, comme en a fait l’expérience Magellan, lorsque vous passez l’équateur, celle que les marins appellent aussi Stella Maris n’est alors plus visible.
Dans l’hémisphère sud, c’est l’étoile la plus proche du pôle sud céleste qui joue le rôle d’étoile polaire australe. Actuellement, c’est la constellation de la Croix du sud qui s’en rapproche le plus.
Trouver l'étoile polaire
L’étoile polaire n’est pas l’étoile la plus brillante. Il n’est pas rare en effet qu’elle soit confondue avec la non moins célèbre Étoile du berger (Vénus). Aussi, pour tout novice qui souhaite l’identifier parmi des centaines d’autres étoiles du même éclat, il convient de rechercher d’abord la Grande Ourse, pour ensuite relier deux de ses étoiles et prolonger la ligne jusqu’à la rencontrer (voir schéma ci-dessous).
Pour trouver l’étoile polaire, il suffit de relier les deux roues arrière du Grand Charriot, une partie de la Grande Ourse, soit les étoiles Merak et Dubhe, de tracer une ligne droite et d’y reporter cinq fois quatre doigts de la main serrée. © Bonč, Wikimedia Commons, DR
Quelle sera la prochaine étoile polaire ?
Actuellement, Polaris est Alpha Ursae Minoris, l’étoile la plus brillante de la constellation de la Petite Ourse (Ursa Minor). Mais cela n’est pas pour l’éternité car en raison de la précession de l’équinoxe (c’est un peu comme si l’axe de rotation oscille comme une toupie sur une période de 25.900 ans), la position du pôle nord céleste n’a de cesse de changer.
Ainsi, dans l’Égypte ancienne ou au temps de la civilisation babylonienne, l’étoile qui indiquait le nord n’était pas celle d’aujourd’hui mais Thuban, dans le corps du Dragon. Dans quelque 14.000 ans, c’est la brillante Véga qui sera le repère le plus évident, à quelques degrés près, comme cela l’avait été 25.900 ans auparavant… Le plus petit écart entre Alpha Ursae Minoris et le pôle nord céleste sera en 2100. Deux mille ans plus tard, ce sera le tour de l’étoile Alrai (γ Cephei), de la constellation de Céphée, d’être l’étoile polaire.
L’actuelle étoile polaire, Alpha Ursae Minoris, est une étoile triple située à 430 années-lumière de la Terre.

Étoile polaire

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09 F&eacute;vrier 2005Image [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] de la c&eacute;l&egrave;bre [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] obscure situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=5082]constellation d'Orion[/popupdefinition], juste sous l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] Alnitak. Elle a &eacute;t&eacute; r&eacute;alis&eacute;e dans la nuit du 9 au 10 f&eacute;vrier 2005 par [popupdefinition id=5208]nouvelle lune[/popupdefinition] dans le Quercy.Lunette Takahashi Sky90 (90 mm) &agrave; 400 mm de focale soit F/D 4,45Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3CCD SBIG ST-7XME avec tourelle de filtre SBIG CFW-8Autoguidage avec la CCD 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition]Image LRGB (150:30:30:30)Acquisition avec MaximDL 4.07[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] 15 poses de 10 mn soit 2 heures30 minutes en bining 1x1 avec filtre H-alpha AstrodonCouleur : 6 poses de 5 mn soit 30 minutes en bining 2x2 pour chaque filtre R, G et BTemp&eacute;rature du capteur : -35&deg;Pr&eacute;traitement Dark, Flat avec MaximDLAddition avec MaximDLTraitement couche luminance DDP et unsharp avec MaximDLAssemblage RGB et balance des couleurs aimablement effectu&eacute;s par Florent Poiget avec Prism5Assemblage LRGB avec PhotoshopAjustement niveaux avec Photoshop&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/