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Il y a toujours eu chez Godard, cinéaste réputé sérieux, une tentation burlesque. Mais le burlesque, dans ses films, est erratique et discret. Comme chez Tati, avec le même goût du gag visuel et des breaks rythmiques. Godard a aussi rêvé de s'inventer un corps burlesque, celui d'un clown qui jouerait à l'idiot. On circulera entre extraits de Tati et extraits de Godard sur la piste d'une légèreté perdue.
Il y a toujours eu chez Godard, cinéaste réputé sérieux, une tentation burlesque. Mais le burlesque, dans ses films, est erratique et discret. Comme chez Tati, avec le même goût du gag visuel et des breaks rythmiques. Godard a aussi rêvé de s'inventer un corps burlesque, celui d'un clown qui jouerait à l'idiot. On circulera entre extraits de Tati et extraits de Godard sur la piste d'une légèreté perdue.
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La superfamille des récepteurs nucléaires. Structure des récepteursnucléaires. Fonctions hépatiques. Sécrétion biliaire.
La superfamille des récepteurs nucléaires. Structure des récepteursnucléaires. Fonctions hépatiques. Sécrétion biliaire.
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Ce chapitre est une présentation de quelques problèmes de physique sous forme de cours ou d'exercices appliqués au Soleil. Ce chapitre est d'une difficulté plus soutenue, et nécessite une certaine familiarité avec les équations.
Ce chapitre est une présentation de quelques problèmes de physique sous forme de cours ou d'exercices appliqués au Soleil. Ce chapitre est d'une difficulté plus soutenue, et nécessite une certaine familiarité avec les équations.
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Les observations du Soleil se font, dans la plupart des cas, en étudiant la lumière qu'il nous envoie. Il est donc logique que la plus grande partie de la physique permettant la compréhension du comportement du Soleil concerne la façon dont se comporte ce rayonnement. Nous recueillons l'effet - la lumière - et il nous faut donc remonter à la cause - l'émission - pour véritablement comprendre ce qui se passe. Des applications de la physique de base peuvent déjà donner des indications sur la façon dont le Soleil se comporte, comme on le verra dans ce chapitre.
Les observations du Soleil se font, dans la plupart des cas, en étudiant la lumière qu'il nous envoie. Il est donc logique que la plus grande partie de la physique permettant la compréhension du comportement du Soleil concerne la façon dont se comporte ce rayonnement. Nous recueillons l'effet - la lumière - et il nous faut donc remonter à la cause - l'émission - pour véritablement comprendre ce qui se passe. Des applications de la physique de base peuvent déjà donner des indications sur la façon dont le Soleil se comporte, comme on le verra dans ce chapitre.
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Le Soleil nous offre des détails beaucoup plus précis qu'aucune autre étoile : des détails de l'ordre de 70km sont maintenant accessibles depuis des télescopes terrestres. Il est donc nécessaire de définir des systèmes de coordonnées qui permettent de repérer sans équivoque ces structures.
Définir un système de coordonnées pour le Soleil n'est cependant pas aussi simple que cela peut paraître. Comme nous l'avons vu, la vitesse de rotation du Soleil varie avec la latitude, et aucun point fixe (et de durée de vie suffisante) ne peut servir de repère puisque le Soleil est gazeux. D'autre part, le Soleil est une sphère : la troisième dimension de notre étoile doit être prise en compte. Enfin, la plupart des systèmes sont liés à un observateur sur Terre. Il faudra adapter les repères pour des observations faites par des satellites dont la distance au Soleil serait plus réduite. SoHO par exemple est un satellite situé au point de Lagrange - environ 1,5 million de kilomètre de la Terre dans la direction du Soleil - qui voit le Soleil 1% plus gros qu'un observateur sur Terre. Par la suite, nous considèrerons cependant uniquement le point de vue d'un observateur au sol.
Le Soleil nous offre des détails beaucoup plus précis qu'aucune autre étoile : des détails de l'ordre de 70km sont maintenant accessibles depuis des télescopes terrestres. Il est donc nécessaire de définir des systèmes de coordonnées qui permettent de repérer sans équivoque ces structures.
Définir un système de coordonnées pour le Soleil n'est cependant pas aussi simple que cela peut paraître. Comme nous l'avons vu, la vitesse de rotation du Soleil varie avec la latitude, et aucun point fixe (et de durée de vie suffisante) ne peut servir de repère puisque le Soleil est gazeux. D'autre part, le Soleil est une sphère : la troisième dimension de notre étoile doit être prise en compte. Enfin, la plupart des systèmes sont liés à un observateur sur Terre. Il faudra adapter les repères pour des observations faites par des satellites dont la distance au Soleil serait plus réduite. SoHO par exemple est un satellite situé au point de Lagrange - environ 1,5 million de kilomètre de la Terre dans la direction du Soleil - qui voit le Soleil 1% plus gros qu'un observateur sur Terre. Par la suite, nous considèrerons cependant uniquement le point de vue d'un observateur au sol.
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Formation du Soleil, description physique de ses différentes couches
Formation du Soleil, description physique de ses différentes couches
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Ce chapitre porte sur les éclipses de Lune.
Nous allons reprendre une étude analogue à celle faite pour les éclipses de Soleil. Une grande partie des notions nécessaires pour cette étude a donc été développée dans les chapitres sur les éclipses de Soleil : le mouvement de la Terre, le mouvement de la Lune, les révolutions tropique, synodique, draconitique et anomaslistique, la notion de saison d'éclipses et de Saros. Nous insisterons particulièrement sur les différences entre les deux types d'éclipses.
Ce chapitre porte sur les éclipses de Lune.
Nous allons reprendre une étude analogue à celle faite pour les éclipses de Soleil. Une grande partie des notions nécessaires pour cette étude a donc été développée dans les chapitres sur les éclipses de Soleil : le mouvement de la Terre, le mouvement de la Lune, les révolutions tropique, synodique, draconitique et anomaslistique, la notion de saison d'éclipses et de Saros. Nous insisterons particulièrement sur les différences entre les deux types d'éclipses.
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Ce chapitre traite de trois phénomènes liés au système Terre Lune Soleil : Les saisons, les éclipses de Soleil et les éclipses de Lune.
Les saisons climatiques sont liées aux saisons astronomiques. Très tôt les hommes vont essayer de comprendre ce phénomène et vont l'associer à des configurations astronomiques particulières. Les saisons astronomiques, le calcul de leurs retours sont l'origine des calendriers solaires.
Le cours sur les éclipses ne traite que de l'aspect mécanique (céleste) des éclipses, les aspects physiques et astrophysiques ne sont pas traités. Ce cours va nous permettre de répondre aux cinq questions fondamentales suivantes : Comment ? Pourquoi ? Quand ? Où ? et Souvent ?
Le cours sur les éclipses est séparé en quatre parties, les trois premières parties portent sur les éclipses de Soleil et une dernière partie porte sur les éclipses de Lune.
Ce chapitre traite de trois phénomènes liés au système Terre Lune Soleil : Les saisons, les éclipses de Soleil et les éclipses de Lune.
Les saisons climatiques sont liées aux saisons astronomiques. Très tôt les hommes vont essayer de comprendre ce phénomène et vont l'associer à des configurations astronomiques particulières. Les saisons astronomiques, le calcul de leurs retours sont l'origine des calendriers solaires.
Le cours sur les éclipses ne traite que de l'aspect mécanique (céleste) des éclipses, les aspects physiques et astrophysiques ne sont pas traités. Ce cours va nous permettre de répondre aux cinq questions fondamentales suivantes : Comment ? Pourquoi ? Quand ? Où ? et Souvent ?
Le cours sur les éclipses est séparé en quatre parties, les trois premières parties portent sur les éclipses de Soleil et une dernière partie porte sur les éclipses de Lune.
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Dans ce sous-chapitre sont présentés les différents types d'éclipses, leur géométrie et enfin les circonstances générales et locales des éclipses solaires ainsi que leurs paramètres caractéristiques.
Dans ce sous-chapitre sont présentés les différents types d'éclipses, leur géométrie et enfin les circonstances générales et locales des éclipses solaires ainsi que leurs paramètres caractéristiques.
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Ce sous-chapitre décrit les mouvements de la Terre et de la Lune (présentation historique, description des mouvements, présentation des êlêments orbitaux et éléments elliptiques) puis les phases de la Lune.
Ce sous-chapitre décrit les mouvements de la Terre et de la Lune (présentation historique, description des mouvements, présentation des êlêments orbitaux et éléments elliptiques) puis les phases de la Lune.
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