title: Tramway de Strasbourg

text: Pour l'ouverture de la ligne A, vingt-six rames Eurotram à huit essieux sont livrées entre 1994 et 1995. Ces rames longues de peuvent transporter . Elles ont été fabriquées par l'entreprise "Socimi". Chaque rame comporte trois caisses principales et développe une puissance de fournie par douze moteurs. Un deuxième lot de vingt-sept rames est livré à la CTS entre 1998 et 2000. La livraison comprend dix rames à huit essieux et dix-sept rames à dix essieux. Ces derniers tramways dits « "jumbo" » sont longs de et permettent le transport de . Ils comportent quatre caisses principales intermédiaires et pèsent pour une puissance de fournie par seize moteurs. Après la faillite de Socimi, la construction des Eurotram a été reprise par le partenaire du consortium, la société ABB. C'est après différents rachats et fusions que l'Eurotram est entré dans l'offre du constructeur Bombardier.


title: Tramway de Strasbourg

text: L'Eurotram a subi quelques critiques depuis sa mise en exploitation, notamment par rapport aux portes à un seul battant qui ont l'inconvénient d'être longues à l'ouverture et fermeture, allongeant ainsi le temps de stationnement en station. La grande baie vitrée de la cabine conducteur entraîne aussi un échauffement excessif de celle-ci (compensé depuis par l'installation de pare-soleil).


title: Tramway de Strasbourg

text: Fin 2018, douze rames Eurotram à trois caisses livrées en 1994 sont réformées. Les pièces détachées sont récupérées pour servir sur les rames plus récentes et le reste est recyclé. En février 2020, la métropole vote l’autorisation d'une commande de 17 rames supplémentaires afin de réformer les 14 dernières rames de première génération, la date de réforme définitive reste à définir.


title: Tramway de Strasbourg

text: Par ailleurs, la CTS lance la rénovation d'autres rames afin de prolonger leur durée de vie d'une quinzaine d'années. Les premières rames sont visibles dès la fin 2019 avec une rénovation principalement intérieure; à l'extérieur, seul le nez de la rame laisse entrevoir la rénovation avec un passage du vert au noir.


title: Tramway de Strasbourg

text: Pour faire face à l'extension du réseau, la ville lance un appel d'offres pour la fourniture de nouvelles rames de tramway. Le , Alstom remporte le marché avec son Citadis. Les de type Citadis 403 comportant sept caisses sont livrées entre 2005 et 2007. Elles comportent dix essieux et ont une longueur de pour une capacité de . Elles pèsent et sont dotées d'une puissance de répartie sur trois bogies moteurs.


title: Tramway de Strasbourg

text: À la demande de la CTS, la face avant reprend le design de l’Eurotram. L'implantation des essieux est différente sur les Citadis et les Eurotram, et les Citadis comportent ainsi un bogie supplémentaire sous les cabines de conduite pour éliminer le porte-à-faux des extrémités. Un des avantages du Citadis est la présence de portes à double battant, apportant une ouverture et fermeture plus rapides en faveur d'un temps de stationnement plus court en station.


title: Tramway de Strasbourg

text: En novembre 2013, un appel d'offres est passé pour la fourniture de , avec une option pouvant porter la commande jusqu'à de tramway pour le réseau de Strasbourg. C'est Alstom qui remporte le marché en octobre 2014 pour cette nouvelle génération de tramway. Il s'agit d'une évolution de la précédente génération de Citadis circulant sur le réseau, les dimensions et la capacité restent similaires. Ces rames sont adaptés aux exigences de sécurité allemandes pour circuler jusqu'à Kehl sur la future extension de la ligne D. Les douze premières rames sont attendues pour fin 2016 et coûteront d'euros. Après avoir dévoilé le vainqueur, la CTS lance un vote en ligne pour permettre aux usagers de choisir entre deux propositions de design pour ces futures rames. Ce vote s'achève par le choix d'un design futuriste, préféré à une reprise de l'ancien. Les rames en option sont prévues pour remplacer les premières générations d'Eurotram, trop peu capacitaires pour le réseau actuel. La livraison de la première rame se fait le 3 octobre 2016.


title: Tramway de Strasbourg

text: En parallèle, la compagnie lance la rénovation des 41 rames Citadis au Printemps 2016. La rénovation porte sur l'intérieur et certaines parties mécaniques pour un coût de par rame. Le programme devrait s'achever pour l'été 2018.


title: Tramway de Strasbourg

text: Lors des essais des premiers nouveaux Citadis, une levée d'options de 10 rames supplémentaires est confirmée en février 2017. En février 2020, le conseil de l'Eurométropole autorise la CTS à commander 17 rames complémentaires afin de retirer du service les 14 rames Eurotram trois caisses de première génération (1994), la commande est effectué en mars 2020, la première livraison s'effectue fin octobre 2021.


title: Tramway de Strasbourg

text: La tarification est identique sur l'ensemble du réseau CTS. Ainsi un même titre de transport est valable aussi bien sur les lignes de tramway que de bus. Il n'y a pas de subdivision de l'aire de desserte en zones tarifaires : le prix des titres de transport est forfaitaire et indépendant de la distance parcourue. Les tickets pour un voyage doivent être validés et permettent de prendre une correspondance. Ils sont vendus à l'unité et par carnets de dix (15 % de réduction) ou trente tickets (19 % de réduction). Le 19 mars 2018, la CTS met en place un ticket sans contact rechargeable et réutilisable. La période de transition entre les anciens tickets à usage unique et les nouveaux tickets rechargeables s'étend jusqu'en juillet 2018.


title: Tramway de Strasbourg

text: Les seuls abonnements existants sont mensuels et annuels. Les abonnements annuels coûtent l'équivalent de dix abonnements mensuels. Les abonnements sont chargés sur une carte à puce payante dénommée "Badgéo". Cette carte, valable pendant cinq ans, peut également servir de support aux autres titres de transport. Les tickets et abonnements peuvent être achetés soit dans des distributeurs automatiques présents dans les stations, soit en agence. Les carnets de dix tickets sont en outre disponibles dans des points de vente tels que les bureaux de tabac, les bureaux de poste, etc., et certains points de vente permettent également de recharger les cartes "Badgéo".


title: Tramway de Strasbourg

text: Afin de prendre le tram ou le BHNS, l'usager doit valider son ticket sur le quai avant l'accès au véhicule, alors que la validation se fait à l'intérieur des autobus conformément à l'usage général. Pour lutter contre la fraude, des équipes de contrôleurs (appelés "ACV" pour « agent de contrôle voyageurs ») parcourent le réseau. Ils peuvent être assistés des forces de l'ordre ou d'agents de sécurité de la CTS. En 2013, la fraude dans le tramway est estimé à environ 10 % du nombre d'usagers.


title: Tramway de Strasbourg

text: Jusqu'en 2000, d'euros ont été investis dans la construction du réseau, et d'euros ont été prévus en septembre 2002 pour la seconde phase d'extensions, soit environ d'euros par kilomètre de tracé. Cette valeur élevée s'explique par l'importance de l'aménagement et de la requalification urbaine. En Allemagne, seulement d'euros sont dépensés par kilomètre en centre-ville, et d'euros en banlieue. Les rames Eurotram ont coûté d'euros et les rames Citadis d'euros, soit d'euros au total pour le matériel roulant. Le principal moyen de financement des investissements est le versement transport (VT), qui à Strasbourg atteint son taux maximum de 2 % du volume salarial.


title: Tramway de Strasbourg

text: Le prix du ticket moyen par voyageur transporté est de dans neuf agglomérations concernées, mais varie entre et . Cette valeur de correspond pour Strasbourg au prix d'un ticket acheté en carnet de dix (vendu à ). À titre de comparaison, la recette commerciale moyenne par voyage est de à Strasbourg. Avec le chiffre vu plus haut de 24 % de couverture par les recettes commerciales, le coût par voyageur est pratiquement 4 fois plus élevé, soit .


title: Tramway de Strasbourg

text: Sur chaque quai des stations, des écrans informent les voyageurs de la destination des prochaines rames et du temps d'attente respectif. Toutes les stations sont reliées au "poste de commande centralisé" (PCC), depuis lequel sont diffusées des informations vocales en cas de perturbations importantes.


title: Tramway de Strasbourg

text: Depuis les extensions de 2013, des nouveaux écrans LCD sont apparus, permettant d'afficher deux temps d'attentes par ligne.


title: Tramway de Strasbourg

text: Les tramways sont équipés d'un système d'information voyageurs embarqué. Des afficheurs intérieurs indiquent aux voyageurs la destination ainsi que la prochaine station. Entre deux stations, une annonce sonore donne le nom de la prochaine station. Un "jingle" propre à chaque station est associé à l'annonce des stations. C'est Rodolphe Burger qui est l'auteur de l'accompagnement musical.


title: Tramway de Strasbourg

text: Les parcs relais (appelés « P+R ») se situent à proximité de stations de tramway. Ils ont pour but d'inciter les automobilistes à emprunter les transports en commun (principalement le tramway de par sa proximité et sa performance) par le biais d'un aller-retour à un tarif spécifique valable pour tous les occupants du véhicule. Ils sont au nombre de huit sur le réseau et ont une capacité allant de 150 (Robertsau Boecklin) à (Elsau).


title: Tramway de Strasbourg

text: En 2007, lorsqu'il y avait encore neuf "P+R" (celui d"'Aristide Briand" ayant fermé le pour faire place à un projet immobilier), les parcs relais ont hébergé près de dans l'année. Un nouveau parc relais de "Rotonde" a remplacé le précédent en 2011. Il s'agit d'une structure proposant vingt places supplémentaires (soit un total de ) sur une surface plus réduite (le reste étant promis à une urbanisation) et intégrant un parc à vélos. Un parc relais supplémentaire devait voir le jour à la gare de Kehl dans le cadre de l’extension de la ligne D en 2017-2018 mais n'a pas vu le jour. Un dixième parc relais verra le jour à Koenigshoffen en 2020 lors de l'extension de la ligne F, avec une capacité de à proximité de la sortie d'autoroute et de la station "Parc des Romains"


title: Tramway de Strasbourg

text: À noter qu'il existe un parc relais au terminus de la ligne G du BHNS, listé sur l'article concerné.


title: Tramway de Strasbourg

text: De nombreux prolongements restent à créer. Le , le Conseil de Communauté a adopté le nouveau schéma directeur des transports collectifs 2010-2025. D'après ce schéma directeur, les extensions ont été prévues en trois étapes et certaines lignes sont programmées en bus à haut niveau de service (BHNS).


title: Tramway de Strasbourg

text: La première étape voit la réalisation de cinq extensions du réseau, ainsi que la création d'une première ligne de BHNS. La ligne A est prolongée à ses deux extrémités. Au nord, à partir de la station "Hautepierre Maillon" renommée « "Cervantès" » par la création de deux nouveaux arrêts dont la station terminus « "Parc des Sports" » mise en service en novembre 2013. La desserte d"'Oberhausbergen Sud", initialement prévue par cette extension, est décalée dans le temps. La seconde extension se fait au sud à partir de Illkirch Lixenbuhl. La ligne parcourt pour se rendre au centre d'Illkirch-Graffenstaden, la mise en service étant effective le 23 avril 2016.


title: Tramway de Strasbourg

text: Dans le cadre de l'extension de la ligne A vers le centre d'Illkirch-Graffenstaden, la ligne E est prolongée jusqu'au Campus d'Illkirch sur les infrastructures existantes, avec toutefois la création d'un débranchement de pour permettre aux rames de rebrousser.


title: Tramway de Strasbourg

text: La ligne D est également étendue lors de cette première étape. Dans un premier temps, elle poursuit son parcours jusqu'à "Dante" où elle se débranche de la ligne A actuelle en direction du quartier des Poteries avec un terminus au bout de l'avenue François Mitterrand. Le tronçon voit le jour en même temps que l'extension nord de la ligne A, en novembre 2013, ces deux branches coutant près de d'euros pour deux kilomètres de nouvelles infrastructures et cinq stations et sont déjà mises en service. À l'origine annoncée pour 2015, une extension est réalisée jusqu'à la gare de Kehl en Allemagne en passant par le quartier du "Port du Rhin" en 2017. Depuis "Aristide Briand", cette extension représente . Le projet est estimé à d'euros, en partie financée par la partie allemande.


title: Tramway de Strasbourg

text: En 2013, le Conseil de Communauté propose la création d'une nouvelle ligne de tramway entre Vendenheim à Wolfisheim, après avoir envisagé la technologie du tramway sur pneumatiques en 2011. Une enquête publique se déroule en 2013 sur la base de cet avant-projet. Les travaux devaient être engagés en 2014 mais à la suite d'arbitrages budgétaires, le projet est reporté.


title: Tramway de Strasbourg

text: Après l’extension du tram D vers la gare de Kehl, la municipalité allemande souhaite poursuivre le tracé de la ligne jusqu'à la mairie. Cette dernière est inaugurée le 23 novembre 2018.


title: Tramway de Strasbourg

text: La ligne E se voit ajouter supplémentaire et trois stations la menant au cœur du quartier de la Robertsau au niveau du centre socio-culturel l'Escale. Cette extension, d'un coût de d'euros, est mise en service le 17 juin 2019.


title: Tramway de Strasbourg

text: Fin 2015, la métropole décide de relancer le projet en desservant prioritairement le quartier Koenigshoffen. Pour cela, il a été décidé de débrancher le réseau depuis Faubourg National et d'atteindre l'Allée des Comtes par le biais de trois stations, via la ligne F. Le coût est évalué à avec une mise en service en août 2020.


title: Tramway de Strasbourg

text: La ligne A devrait se voir ajouter une branche à voie unique en direction du Zénith et utilisée uniquement à l'occasion d'évènements. Cette branche devrait rejoindre le tracé au niveau de l'extension réalisée en 2013, mais n'a toutefois pas de date de réalisation.


title: Tramway de Strasbourg

text: Cette dernière étape entraînera l'extension de la ligne C vers le Neuhof Stockfeld sur .


title: Tramway de Strasbourg

text: En raison des surcharges sur les tronçons du centre de la ville, un maillage devrait être réalisé. Cela permettra de créer des itinéraires alternatifs évitant les nœuds centraux (principalement Homme de Fer). Certaines parties de ce maillage seront effectuées en BHNS tandis que d'autres seront faites en tramway, le tout représentant près de de sites propres.


title: Tramway de Strasbourg

text: La municipalité élue en 2020 décide de procéder aux lancements de plusieurs études pour des nouvelles lignes et extensions d'ici 2025 et au-delà.


title: Tramway de Strasbourg

text: Ainsi, l'extension de la ligne C au Stockfeld devrait être étudiée et préparée, d'ici à 2025, mais ne sera lancée, que lors de la mandature suivante, pour un montant avoisinant d'euros.


title: Tramway de Strasbourg

text: La ligne G voit aussi son projet d'extension au place de l’Étoile remis à l'ordre du jour après avoir été lancé par la précédente équipe municipale puis retardé avant d'être envisagé pour une mise en service en 2021. La nouvelle municipalité relance le projet, qui n'avait finalement pas été lancé, et souhaite pousser la ligne jusqu'au quartier "Danube" en passant par la station "Étoile Bourse" via un tracé de , d'ici 2023, pour être en correspondance avec les lignes A/D et C/E du réseau tram.


title: Tramway de Strasbourg

text: La ligne F verra son tracé prolongé, de la station "Comtes" jusqu'à son futur nouveau terminus à Wolfisheim, via la station "Poteries" (terminus de la ligne D), fin 2025. Préalablement envisagée en deux phases : "Poteries" puis "Wolfisheim", il a finalement été décidé que l'extension se fera directement sans phasage. Une concertation publique nommée "Tram vers l'ouest" a été ouverte (du 19 janvier au 18 février 2021) en demandant l'avis des habitants sur les trois variantes proposées entre les stations "Comtes" et "Poteries". La phase après "Poteries" passera totalement par la route de Wasselonne, avec trois nouvelles stations dont son terminus "Wolfisheim" en commun avec la future VLIO.


title: Tramway de Strasbourg

text: Les études pour une nouvelle ligne desservant le Nord de l’agglomération devraient être lancées durant cette mandature. La présidente de l'Eurométropole Pia Imbs pense présenter trois variantes de tracés pour desservir Schiltigheim et Bischheim, pour un budget avoisinant d'euros, en visant la aussi, une mise en service en 2025.


title: Tramway de Strasbourg

text: Il est également envisagé de prolonger l'extrémité orientale de la ligne F vers le Port du Rhin via une courte section nouvelle pour rejoindre la D. Pas de date encore évoquée mais une estimation de d'euros a été faite pour cette extension. Les études et la préparation du projet seront aussi lancées durant ce mandat.


title: Tramway de Strasbourg

text: Le 3 décembre 2021, la municipalité annonce la création d'une branche vers le nord et Schiltigheim. Cette branche devrait être occupé par le tramway C. Dans le même temps, un tronçon faisant office de ceinture par l'Avenue des Vosges et la rue de Wissembourg est annoncé. Ainsi le réseau devrait être réformé : si la ligne C est aujourd'hui privilégié pour le prolongement vers Schiltigheim, et qu'une dérivation de la ligne E vers la Gare Centrale et le passage de la ligne H en tramway vers "Robertsau L'Escale" sont évoqués, les tracés ne sont pas définis et feront l'objet d'études futures. Ce projet de ceinture est la cause de l'opposition des riverains à travers plusieurs collectifs comme "Neustadt apaisée" qui avance que le trajet le plus choisi lors de la consultation citoyenne passait par les quais et la rue de Sébastopol.


title: Tramway de Strasbourg

text: Outre les projets du schéma directeur non réalisés, plusieurs ébauches d'extensions ou de création de lignes ont été abordés par différentes municipalités au fil des années.


title: Tramway de Strasbourg

text: À l'occasion de l'inauguration de l'extension de "Robertsau Boecklin" à "Robertsau l'Escale" en juin 2019, il est précisé par les autorités que la ligne a vocation à se rendre jusqu'à la clinique Sainte-Anne au nord de la Robertsau.


title: Tramway de Strasbourg

text: Il est aussi possible de l'extension de la ligne B vers "Lingolsheim Gare", après l'horizon 2030-2040.


title: 5 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 5 juillet dans les chemins de fer.


title: Traînarde bleue

text: En astrophysique, une (étoile) traînarde bleue est une étoile de la séquence principale d'un amas ouvert ou globulaire à la fois plus lumineuse et plus bleue que celles du point où les étoiles de l'amas quittent la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, lequel trace la luminosité des étoiles en fonction de leur température effective. Les traînardes bleues ont été découvertes en 1953 par Allan Sandage à la faveur de mesures photométriques dans l'amas globulaire M3 ., dans la constellation des Chiens de chasse.


title: Traînarde bleue

text: Les théories standard de l'évolution des étoiles considèrent que la position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR) est déterminée avant tout par l'âge et la masse initiale de l'étoile. Dans un amas stellaire, les étoiles se forment à peu près toutes en même temps, de sorte que la position sur le diagramme HR des étoiles d'un amas donné ne devrait dépendre que de leur masse initiale, ce qui correspond à une courbe précise du diagramme HR. Cependant, avec une masse deux à trois fois supérieure à celle des autres étoiles de la séquence principale, les traînardes bleues semblent faire exception à cette règle. La résolution de cette difficulté est très certainement à rechercher dans les interactions entre étoiles dans les régions denses des amas stellaires où ce type d'étoiles se rencontre.


title: Traînarde bleue

text: Plusieurs explications ont été avancées pour rendre compte de l'existence des traînardes bleues. La plus simple est qu'elles se seraient formées plus tard que les autres étoiles de l'amas stellaire, mais les éléments appuyant cette idée sont minces. Une autre explication simple est que ces étoiles seraient étrangères à ces amas stellaires, soit parce qu'elles n'y sont pas physiquement liées, situées dans le champ mais sur un plan différent de celui de ces amas, soit parce qu'elles y ont été capturées de l'extérieur ; ceci semble cependant également peu probable, étant donné que ces étoiles sont observées préférentiellement dans les régions les plus centrales des amas stellaires qui les abritent, rendant au contraire quasi certaine leur intégration physique de longue date à ces systèmes.


title: Traînarde bleue

text: Une autre théorie repose sur le fait que les traînardes bleues résulteraient de la collision de deux étoiles ou d'astres de masse stellaire .. En fait, les deux explications les plus satisfaisantes avancées pour rendre compte de l'existence des traînardes bleues impliquent l'interaction de deux corps appartenant à un amas stellaire.


title: Traînarde bleue

text: L'une de ces explications est que ces étoiles sont ou ont été des étoiles binaires en cours de fusion ou ayant fusionné. La fusion de deux étoiles donnerait naissance à une étoile unique plus massive, éventuellement plus massive que les étoiles quittant la séquence principale du diagramme HR dans l'amas considéré. Ainsi, une étoile de masse équivalente qui se serait formée en même temps que l'amas serait sortie de la séquence principale, mais la fusion de deux corps plus petits générant une nouvelle étoile de cette masse au sein de l'amas continuerait à briller dans la séquence principale, donnant une étoile bleue massive qui semble évoluer plus lentement que les autres. Ce scénario semble confirmé par le fait que les traînardes bleues semblent être bien plus nombreuses dans les régions les plus denses des amas, là où les collisions et les interactions entre étoiles sont " les plus probables. Les simulations numériques sont par ailleurs cohérentes avec le nombre de traînardes bleues effectivement observé.


title: Traînarde bleue

text: Une façon de valider cette hypothèse est d'étudier les pulsations de traînardes bleues variables. Les propriétés astrosismologiques d'étoiles résultant d'une fusion devraient être sensiblement différentes de celles d'étoiles variables typiques de masse et de luminosité comparables. Cependant, la mesure des pulsations de ce genre d'étoiles est très délicate en raison de l'extrême rareté des traînardes bleues, de l'amplitude photométrique très faible de leurs pulsations et de la grande densité d'étoiles dans le champ où elles se trouvent. Cependant, certaines traînardes bleues observées sont animées d'un mouvement de rotation très rapide, l'une d'entre elles, observées dans l'amas , tournant plus vite que le Soleil, ce qui est conforme à ce qu'on attend d'une étoile formée par la collision de deux astres distincts.


title: Traînarde bleue

text: L'autre explication fait intervenir des transferts de matière entre deux étoiles d'un système stellaire multiple. L'étoile la plus massive évolue plus vite et atteint le stade de géante la première, débordant de son lobe de Roche et transférant par conséquent de la matière à son compagnon. Ce processus est assez rapide et rendrait également compte du fait que les traînardes bleues se rencontrent préférentiellement dans les régions denses des amas stellaires. Certaines traînardes bleues ont révélé une photosphère appauvrie en carbone et en oxygène, ce qui est en accord avec l'hypothèse d'une accrétion à partir des couches internes d'un compagnon.


title: Traînarde bleue

text: D'une manière générale, l'observation corrobore aussi bien l'hypothèse d'une formation par collision que l'hypothèse d'une formation par transfert de matière entre compagnons d'étoiles binaires. Dans l'amas globulaire M3, les deux mécanismes semblent à l'œuvre, les collisions survenant préférentiellement au cœur de l'amas tandis que les transferts de matières auraient lieu préférentiellement à la périphérie de ces amas .. La découverte de naines blanches de faible masse autour de deux traînardes bleues observées par le télescope spatial Kepler suggère que ces deux étoiles ont acquis de la masse par transfert ..


title: Servier

text: Servier est un groupe pharmaceutique français. Fondé en 1954, il est présent dans 150 pays et compte près de 22 500 salariés. Juridiquement le groupe Servier est gouverné par une Fondation néerlandaise, la Firs (Fondation internationale de recherche Servier) sans capital et sans but lucratif. Elle a le pouvoir de nommer ou de révoquer les dirigeants du groupe.


title: Servier

text: La croissance du groupe repose sur la recherche constante d’innovation dans cinq domaines (maladies cardiovasculaires, immuno-inflammatoires et neurodégénératives, cancers et diabète) et sur la production de médicaments génériques. Servier propose également des solutions de e-santé allant au-delà du développement de médicaments.


title: Servier

text: Le groupe a été mis en cause dans plusieurs affaires, dont la plus connue est celle du Mediator.


title: Servier

text: Le laboratoire a été créé en 1954 à Orléans par Jacques Servier et neuf autres personnes, par rachat d'une entreprise de fabrication de sirop. Un an plus tard, l'entreprise lance ses deux premiers produits, un anti-hypertenseur et un antidiabétique. La croissance se fait au fil des années par la recherche.


title: Servier

text: Dans les années 1960, les laboratoires mettent sur le marché deux nouvelles molécules, la fenfluramine ("Pondéral" et "Isoméride") et le benfluorex ("Mediator").


title: Servier

text: En 1973, ils lancent un médicament contre la toux à base de fenspiride. En 1974, ils obtiennent l'autorisation de mettre le "Mediator" sur le marché. En 1978, ils lancent sous le nom de "Survector" l'amineptine, un antidépresseur qui sera retiré du marché français en janvier 1999 en raison d'un risque d'hépatotoxicité et de pharmacodépendance.


title: Servier

text: En 1989, leur centre de recherche et développement compte 1000 chercheurs.


title: Servier

text: En 2005, Servier présente un médicament antiangoreux à base d'ivabradine, "Procoralan". En 2007, le médicament antihypertenseur "Coversyl" (perindopril) compte parmi les médicaments les plus vendus en France.


title: Servier

text: En , Servier annonce le rachat des 49 % d'Egis, une entreprise hongroise. Servier possédait déjà 51 % d'Egis depuis 1995.


title: Servier

text: En , Servier annonce une réorganisation qui va se traduire par la suppression nette de sur 690 dans ses activités de marketing médical en France. Cette réorganisation devrait se mettre en place au second semestre 2016. En , lancement de WeHealth by Servier, la branche du groupe Servier spécialement dédiée à la e-santé.


title: Servier

text: En , Servier acquiert les activités oncologiques de Shire pour 2,4 milliards de dollars. En : lancement du projet d'unité de production de bio-médicaments dans le Loiret.


title: Servier

text: En , Servier annonce l'acquisition des activités d'oncologie d'Agios Pharmaceuticals pour de dollars.


title: Servier

text: Plus d'un milliard de boîtes de médicaments ont été produites en 2017. Le chiffre d'affaires consolidé pour l'exercice 2019/2020 est de 4,69 milliards d'euros. Le groupe emploie 22 500 salariés dans le monde. Il compte 2 800 salariés dans le secteur Recherche et Développement . Il dispose de centres de recherche en France (Suresnes, Croissy, Orléans, Gidy et Bolbec) et en Hongrie, à Budapest, ainsi que de seize centres internationaux de recherche thérapeutique.


title: Servier

text: Le groupe est présent dans 150 pays et plus de 90% de la consommation des médicaments Servier est faite à l'international.


title: Servier

text: Les médicaments Servier en France sont :


title: Servier

text: Arcalion (sulbutiamine), Artex (tertatotolol chlorhydrate), Bipreterax (indapamide, périndopril arginine), Cosimprel (bisoprolol hémifumarate, périndopril arginine), Coveram (amlodipine bésilate, périndopril arginine), Coversyl (périndopril arginine), Daflon (fraction flavonoïque purifiée micronisée), Diamicron (gliclazide), Fludex (indapamide), Hyperium (rilménidine phosphate), Lonsurf (trifluridine, tipiracil chlorhydrate), Muphoran (fotémustine), Natrixam (amlodipine bésilate, indapamide), Pixuvri (pixantrone dimaléate), Preterax (indapamide, périndopril arginine), Preterval (indapamide, périndopril arginine), Procoralan (ivabradine chlorhydrate), Stablon (tianeptine sodique), Triplixam (amlodipine bésilate, indapamide, périndopril arginine), Trivastal (piribédil), Valdoxan (agomélatine), Vastarel (trimétazidine dichlorhydrate), Vectarion (almitrine dimésilate).


title: Servier

text: En 2005, l'Agence française de sécurité sanitaire des produits de santé (Afssaps) a achevé la réévaluation des médicaments contenant des antibiotiques et administrés par le nez, la gorge ou en bains de bouche. Cette expertise a conclu à l'inefficacité de l'antibiothérapie locale (pulvérisations, pastilles, gommes ou comprimés à sucer, et solutions pour bain de bouche) dans le traitement des rhinopharyngites, des angines, des infections buccales ou la prévention de leurs complications. De plus, l'utilisation inadaptée d'antibiotiques favorise l'apparition de bactéries résistantes. Ainsi, compte tenu de l'absence d'intérêt thérapeutique et du risque que représente l'émergence de souches bactériennes résistantes aux antibiotiques, l'Afssaps a considéré que ces médicaments (dont le Locabiotal avec fusafungine) ne devaient pas être maintenus sur le marché. Elle a demandé aux laboratoires concernés d'organiser l'arrêt de commercialisation de ces médicaments.


title: Servier

text: Les laboratoires Servier ont alors commercialisé un Locabiotal sans fusafungine, le Locabiotal 0,25 %, solution pour pulvérisation nasale ou buccale (huile essentielle de menthe poivrée en France).


title: Servier

text: Lorsqu’en 2016 le Locabiotal avec fusafungine a été retiré du marché dans les autres pays hors France, les laboratoires Servier (pour éviter toute confusion liée à son nom de marque) ont procédé, en accord avec l’ANSM, à l’arrêt de la distribution du Locabiotal 0.25% solution pour pulvérisation nasale ou buccale (huile essentielle de menthe poivrée), qui était uniquement commercialisé en France.


title: Servier

text: En , l'Agence nationale de sécurité du médicament et des produits de santé (ANSM), en France, considère que En attendant la décision du « Groupe de coordination pour la reconnaissance mutuelle et les procédures décentralisées - médicaments à usage humain » (CMDh), l'ANSM recommande aux prescripteurs de ne plus initier de traitement par almitrine. Le 24 juillet 2013, l'interdiction est effective.


title: Servier

text: Le groupe dépense chaque année près de 25 % de son chiffre d'affaires en recherche et développement. 49 médicaments ont été enregistrés en 30 ans, tous issus de ses laboratoires de recherche et développement ou de partenariats. Il est un des tout premiers partenaires privés de l’INSERM et un partenaire privilégié du CNRS.


title: Servier

text: De nombreux partenariats de recherche et de développement ont été conclus avec des institutions de recherche publiques ou privées. En 2013, on recense notamment des accords de collaboration avec miRagen Therapeutics, avec AMGEN et avec Xention. En mai 2020, Ose Immunotherapeutics et Servier annoncent qu'il vont démarrer la phase 2 d'une étude sur l'utilisation de OSE-127 contre une maladie auto-immune, le Syndrome de Gougerot-Sjögren.


title: Servier

text: En juin 2021, Servier s'associe également à BioLabs pour ouvrir et gérer un futur centre de recherche à Paris-Saclay en 2023.


title: Servier

text: Il est également représenté dans le domaine des génériques par sa filiale Biogaran.Jacques Servier est resté à la tête de l'entreprise jusqu'à son décès, en 2014. Sa fortune est estimée à 3,8 milliards € en 2009 ( de France).


title: Servier

text: Fin avril 2014, Olivier Laureau, responsable de la Direction financière du groupe, est nommé président de la fondation et du groupe Servier.


title: Servier

text: Jacques Servier avait créé une fondation de droit néerlandais à laquelle il a transféré le capital de sa société pour garantir son indépendance future.


title: Servier

text: Elle porte le nom de Fondation internationale de recherche Servier (Firs) et a pour président Olivier Laureau, nommé à ce poste après le décès de Jacques Servier.


title: Servier

text: Cette structure juridique originale avait été constituée à la fin des années 1990 pour permettre la pérennité du groupe et son indépendance, ce qui impliquait de dissocier la gouvernance, c'est-à-dire le pouvoir, du capital.


title: Servier

text: Sans but lucratif, la FIRS (Fondation Internationale de Recherche Servier) n'a pas de capital et est donc incessible. Elle a pour mission d'assurer à la fois la gouvernance et le pouvoir sur le capital, la société holding du groupe, Servier SAS, qui détient à 100% les sociétés du groupe. La holding est détenue par trois associations et par des sociétés en auto-contrôle et n'a aucune personne physique dans son capital.


title: Servier

text: La fondation est dirigée par un comité exécutif, présidé par Olivier Laureau, et qui comprend des personnes choisies par M. Servier. Ce comité exécutif est assisté par un conseil de fondation, qui donne un avis sur la politique de développement du groupe, et un conseil de surveillance.


title: Servier

text: Le conseil de fondation et le comité exécutif se réunissent tous les cinq ans pour renouveler le comité exécutif. Cette structure a été mise en place juste après le décès de J. Servier.


title: Servier

text: Plusieurs dossiers sont en justice pour le Mediator (benfluorex). Le Mediator a été commercialisé en France par les laboratoires Servier dès 1976. En 1974, ils obtiennent l'autorisation de mettre le Mediator sur le marché jusqu'en novembre 2009, date à laquelle il a été interdit. Réservé à l'origine aux diabétiques en surcharge pondérale, il a été ensuite prescrit aux patients désireux de perdre du poids. Il aurait causé en France entre 500 et décès selon une étude faite par des épidémiologistes mandatés par l'Agence nationale de sécurité du médicament et des produits de santé, et de hospitalisations. Selon une lettre publiée par le "Figaro", l'Agence du médicament avait été prévenue par des médecins, professeurs de la Caisse d'assurance maladie dès le sur le risque lié à l'utilisation non contrôlée de ce médicament, alors que des médicaments au principe actif chimiquement voisin faisaient l'objet de restrictions dans leur prescription. Les mêmes effets indésirables avaient déjà conduit au retrait de la fenfluramine et de la dexfenfluramine, puisqu'après la prise de dexfenfluramine (Isoméride), de fenfluramine (Pondéral) ou de benfluorex (Mediator), chacune de ces molécules est métabolisée en un produit cardiotoxique, la norfenfluramine, et ce à des concentrations similaires.


title: Servier

text: De leur côté, les laboratoires Servier se disent victimes d'une « manipulation » et s'étonnent qu'aucune observation n'ait jamais été formulée concernant le Mediator depuis sa mise sur le marché. En définitive, c'est une affaire qui met en évidence des conflits d'intérêts patents entre l'industrie pharmaceutique, qui commercialise les produits, le monde médical, chargé de les tester puis de les prescrire, et, dans une certaine mesure, le monde politique, qui légifère dans ce domaine. Le procès du Mediator est donc celui de la tromperie d'un laboratoire, mais aussi celui des conflits d’intérêts latents entre le secteur économique privé et le secteur public. Lorsque Irène Frachon publie son livre "Mediator : combien de morts ?" en juin 2010, les laboratoires Servier obtiennent la censure de "« combien de morts ? »", décision annulée en janvier 2011. D'après "Le Monde", en 2016 Jacques Servier reconnaît seulement trois décès imputables au médicaments.


title: Servier

text: Le ministère de la Santé français indique que le Mediator a provoqué la mort d'au moins 500 personnes. Le maintien du Mediator sur le marché aurait été possible principalement en raison des pratiques de corruption à grande échelle pratiquées par les groupes pharmaceutiques et par la collusion avec certaines des plus hautes autorités du système de santé français. Jacques Servier entretenait de nombreuses relations, et avait notamment confié la défense de ses intérêts au cabinet d'avocats dont Nicolas Sarkozy était l'un des associés.


title: Servier

text: Le 22 octobre 2015, le laboratoire est condamné pour la première fois au civil dans cette affaire. En 2020, les caisses d'assurance maladie exigent le remboursement de 450 millions d'euros.


title: Servier

text: Le procès terminé en , la décision des juges sur la responsabilité des prévenus, ainsi que sur les demandes d'indemnisation des victimes et des organismes de protection sociale, est rendue en . Le , les laboratoires Servier sont condamnés à 2,7 millions d'euros d'amende, et l'Agence du médicament (ANSM) à d'amende, pour « tromperie aggravée » et « homicides et blessures involontaires ».


title: Servier

text: Le parquet de Paris fait appel de la relaxe partielle des laboratoires Servier (« obtention indue d’autorisation de mise sur le marché » et d’« escroquerie ») .Les laboratoires Servier font appel de leur condamnation.


title: Servier

text: Une instruction pour « homicides et blessures involontaires » est toujours en cours et devrait donner lieu à un second procès.


title: Servier

text: L'Isoméride (dexfenfluramine, vendue aux États-Unis sous le nom de Redux) était un médicament coupe-faim qui fut pris par plus de 7 millions de Français entre 1985 et 1997. Dans les années 1980, de nombreux médecins, experts et scientifiques le soupçonnèrent d'entraîner des complications pulmonaires graves, en particulier de l'hypertension artérielle pulmonaire, affection souvent mortelle. L'A.M.M. de l'Isoméride sera suspendue en France le 17 septembre 1997.


title: Servier

text: En 2010, les laboratoires Servier ont été condamnés par le tribunal de Nanterre à verser € de dommages et intérêts à une patiente qui, traitée par ce médicament, se plaignait de graves problèmes cardiaques.


title: Servier

text: En juillet 2014, la Commission européenne a prononcé des amendes d’un total de 427.7 millions d’euros à l'encontre du groupe Servier et de cinq génériqueurs pour abus de position dominante et entente afin de retarder l’entrée en Europe de génériques du Périndopril, l’antihypertenseur du groupe français. Servier et sa filiale spécialisée dans les génériques Biogaran ont été condamnés à payer une amende de 331 millions d’euros. En septembre 2014, le tribunal de l’UE a été saisi par Servier d’un recours en annulation de la décision de la Commission.


title: Servier

text: Le 12 décembre 2018, le même tribunal a rendu un arrêt par lequel il a réduit à 102.7 millions d’euros l’amende de Servier/Biogaran. Par aileurs, tout en confirmant l’objet anti-concurrentiel de quatre des cinq accords conclus par Servier, il a aussi conclu à l’absence d’abus de position dominante de la part du groupe français.


title: Servier

text: Les méthodes de recrutement de Servier ont fait l'objet d'une enquête de la CNIL, laquelle a relevé le fichage d'informations sur les opinions politiques et l'orientation sexuelle de candidats à l'embauche. La CNIL a dénoncé les faits au parquet de Nanterre, lequel a classé le dossier sans suite.


title: Servier

text: One Voice, association française militant pour le bien-être animal, a organisé en 2006 une manifestation contre l’augmentation du nombre de chiens dans le laboratoire du centre de toxicologie « Biologie Servier » après que le laboratoire eut déposé un projet dans ce but - à contre-courant de l'engagement de l'Europe à diminuer le nombre d’expériences sur les chiens et les chats et au développement des méthodes substitutives.


title: Servier

text: L'usine du groupe Servier ORIL située à Bolbec, en Seine-Maritime, a été en 2012, selon le ministère de l'Écologie, à l'origine d'une pollution de l'eau du robinet par la N-Nitrosomorpholine, substance classée « cancérogène probable » par le CIRC. La molécule a été détectée sur le captage de Gruchet-le-Valasse, alimenté par la rivière le "Commerce".


title: 6 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne des événements qui se sont déroulés un 6 juillet dans les chemins de fer.


title: Simple messieurs du tournoi de Wimbledon 2003

text: Résultats détaillés du simple messieurs de l'édition 2003 du tournoi de Wimbledon.


title: 7 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 7 juillet dans les chemins de fer.


title: 8 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 8 juillet dans les chemins de fer.


title: Instanton

text: En mécanique quantique et en théorie quantique des champs, un instanton est une solution classique des équations du mouvement c'est-à-dire correspondant à un extremum local de l'action qui définit la théorie, mais pas à un minimum global. Puisque la théorie perturbative considère la plupart du temps un développement en puissance de la constante de couplage de la théorie au voisinage du minimum global de l'action, appelé l'état fondamental, les instantons sont inaccessibles à ce développement et constituent de ce point de vue des phénomènes non-perturbatifs.


title: Instanton

text: Les instantons ont été introduits par Gerard 't Hooft en 1975.


title: Instanton

text: Bien que la théorie de la gravitation ne soit pas encore formulée de façon quantique (c'est le but des théories de gravité quantique en cours d'élaboration), on parle par extension d'instanton gravitationnel pour désigner des solutions aux équations d'Einstein pour lesquelles l'action d'Einstein-Hilbert est un minimum local mais pas global.


title: Instanton

text: Le formalisme d'intégrale de chemin implique que lorsque l'on cherche des solutions de type instanton il est nécessaire de changer la signature de la coordonnée temporelle. On appelle ce procédé la rotation de Wick. Ainsi les instantons gravitationnels ne sont pas des métriques avec la signature lorentzienne usuelle formula_1 (3 dimensions d'espace et 1 dimension temps) mais plutôt euclidienne (4 dimensions de genre espace) formula_2. Un instanton est donc une métrique euclidienne.


title: 12 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 12 juillet dans les chemins de fer.


title: Jacques Tarbé de Saint-Hardouin

text: Jacques Tarbé de Saint-Hardouin (né le , mort à Neuilly-sur-Seine le ) est un diplomate et ministre français. Il joua un rôle pendant la Seconde Guerre mondiale.


title: Jacques Tarbé de Saint-Hardouin

text: Fils de Georges Tarbé de Saint-Hardouin, ingénieur, et de Renée Étienne, il est licencié ès lettres et en droit et diplômé de l’École libre des sciences politiques. Il est admis au concours d'entrée dans les carrières diplomatique et consulaire, le (5e/18). Il fut fait commandeur de la Légion d'honneur.


title: Jacques Tarbé de Saint-Hardouin

text: Veuf d'Isabelle Nesrine Djelal-Noury (1908-1947), épousée en premières noces, il se remaria avec Hélène Operholfer. Sa dépouille repose à Reims, au Cimetière du Nord.


title: 13 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 13 juillet dans les chemins de fer.


title: 14 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 14 juillet dans les chemins de fer.


title: Jean-François Duval

text: Jean-François Duval, né en 1947 à Genève, est un écrivain et journaliste suisse qui vit actuellement à Genève.


title: Jean-François Duval

text: Après des études de lettres (maîtrise en littérature médiévale) à l'Université de Genève où il suit les cours de Jean Starobinski, Roland Barthes, Roger Dragonetti et Jean Rousset, il devient journaliste, voyage, écrit. Dès 1977, comme journaliste, il publie dans l'hebdomadaire suisse "Construire - "devenu Migros Magazine par la suite - de nombreux grands reportages et des entretiens avec Cioran, Robert Pinget, Juan Rulfo, Charles Bukowski, Kurt Vonnegut, Ray Bradbury, William Styron, Naguib Mahfouz, Allen Ginsberg, etc. Parallèlement, il collabore à diverses publications, telles "Le Monde", "Libération", "Le Magazine littéraire", la revue "Autrement", "Philosophie Magazine". Il participe également à plusieurs ouvrages collectifs.


title: Jean-François Duval

text: Écrivain, il est l'auteur de romans et récits dans lesquels il mêle de façon originale la fiction romanesque, l'écriture voyageuse, le récit intimiste, l'interrogation amoureuse et philosophique : « Les Proscrits » (L'Aire, 1986), « La Voix fantôme » (Zoé, 1993), « Boston Blues » (Phébus, 2000, Prix Schiller), « L'Année où j'ai appris l'anglais » (Ramsay, 2006, Zoé Poche 2012, Prix Pittard de l'Andelyn 2008).


title: Jean-François Duval

text: Critique littéraire, chroniqueur, essayiste, spécialiste de la Beat Generation, il publie en 1998 « Buk et les Beats : essai sur la Beat Generation » (Michalon, 1998, rééd. augm. 2014), traduit aux États-Unis, en Italie, en Turquie, en Tchéquie et en Allemagne, ainsi que « Kerouac et la Beat Generation : une enquête » (Puf, 2012), traduit en Espagne et en Tchéquie.


title: Jean-François Duval

text: Il est également l'auteur de petites proses littéraires et philosophiques : « Et vous, faites-vous semblant d'exister? » (Puf, 2010), « Bref aperçu des âges de la vie » (Michalon, 2017)


title: Éclipse lunaire

text: Une éclipse lunaire, ou éclipse de Lune, est une éclipse se produisant à chaque fois que la Lune se trouve dans l'ombre de la Terre. D'un point de vue lunaire, il s'agit d'une occultation du Soleil par la Terre. Cela se produit uniquement lorsque la Lune est éclairée, et quand le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés ou proches de l’être. Le type et la taille d'une éclipse lunaire dépendent de la position relative de la Lune par rapport à ses nœuds orbitaux.


title: Éclipse lunaire

text: Une éclipse lunaire se produit lorsque l’ombre de la Terre se projette sur la Lune. Deux conditions sont requises pour que cela arrive. D’abord, la Lune doit être pleine, c'est-à-dire que, par rapport au Soleil, elle doit se trouver juste derrière la Terre. Toutefois, comme le plan orbital de la Lune est incliné de 5° par rapport au plan orbital de la Terre (l'écliptique), la plupart des pleines lunes se produisent quand la Lune est au Nord ou au Sud de l'ombre de la Terre. Ensuite, une deuxième condition pour qu'une éclipse lunaire advienne est que la Lune doit être à proximité d'un des deux points d'intersection que son orbite fait avec l'écliptique. Ces deux points nodaux sont appelés respectivement nœud ascendant lunaire et nœud descendant lunaire. Chaque année il y a au moins deux éclipses lunaires.


title: Éclipse lunaire

text: L'ombre terrestre peut être décomposée en deux parties distinctes : l'ombre et la pénombre. Dans l'ombre, il n'y a pas de rayonnement solaire direct. Toutefois, du fait de l'importance du diamètre angulaire du Soleil, l'éclairement solaire est partiellement arrêté dans la partie externe de l'ombre terrestre que l'on nomme pénombre. Une éclipse pénombrale se produit quand la Lune traverse uniquement la pénombre de la Terre. La pénombre ne provoque aucun obscurcissement notable de la surface lunaire, pourtant certaines personnes affirment qu'elle jaunit un peu. Certaines éclipses pénombrales sont totales, durant lesquelles la Lune se trouve entièrement dans la zone de pénombre de la Terre. Les éclipses totales pénombrales sont rares, et quand elles se produisent, la partie la plus proche de l'ombre peut apparaître plus sombre que le reste de la Lune.


title: Éclipse lunaire

text: Une éclipse partielle se produit uniquement quand une partie de la Lune entre dans l'ombre.  Quand la Lune traverse complètement l'ombre terrestre, on peut observer une éclipse totale.


title: Éclipse lunaire

text: Une éclipse totale se produit lorsque l'entièreté du globe lunaire est plongé durant un laps de temps dans le cône d'ombre de la Terre. La Lune prend alors des teintes cuivrées, plus ou moins sombres selon l'alignement Soleil-Terre-Lune.  Une éclipse totale centrale se produit lorsque la Lune passe par le centre de l'ombre de la Terre. Cela arrive une, ou quelques fois par décennie.


title: Éclipse lunaire

text: Le , il se produira une éclipse totale centrale assez particulière : c'est le centre de la Lune qui passera quasiment par le centre de l'ombre de la Terre. C'est-à-dire que le Soleil, la Terre et la Lune seront quasi-parfaitement alignés au maximum de l'éclipse. De plus, la Lune sera proche de son périgée, ce qui pourrait produire une teinte assez sombre pour la Lune éclipsée. Ce phénomène n'arrive qu'une fois par siècle en moyenne.


title: Éclipse lunaire

text: La vitesse de la Lune à travers l'ombre est de l'ordre du kilomètre par seconde, et la totalité peut durer jusqu'à près de (un peu plus d'). Néanmoins, la durée totale entre le premier et le dernier contact de la Lune avec l'ombre est beaucoup plus long (jusqu'à 6 heures). La plus longue éclipse lunaire totale sur la période allant de à aura eu une durée de , et eut lieu le . La distance relative de la Lune de la Terre durant une éclipse peut affecter la durée d'une éclipse. En particulier, quand la Lune est proche de son apogée (c'est-à-dire le point le plus éloigné par rapport à la Terre sur son orbite) sa vitesse orbitale est plus lente. Le diamètre de l'ombre ne décroît pas plus avec la distance. Ainsi, une Lune totalement éclipsée se produisant près de l'apogée prolongera la durée de la totalité.


title: Éclipse lunaire

text: À la différence des éclipses solaires, les éclipses lunaires sont inoffensives à observer à l'œil nu.


title: Éclipse lunaire

text: Au cours d'une éclipse totale de la Lune, les rayons lumineux passant dans l'atmosphère terrestre sont déviés par la réfraction atmosphérique et éclairent la Lune. Ce flux lumineux est plus proche au centre de la Lune et se traduit par une coloration rougeâtre, qui rappelle un peu la couleur du ciel terrestre au moment du coucher de soleil. Les autres régions de la Lune sont peu colorées, d'une teinte généralement grise. L'aspect, les couleurs et l'intensité de l'éclairement sont très variables d'une éclipse à l'autre, sont imprévisibles et dépendent fortement des conditions météorologiques atmosphériques sur le terminateur terrestre.


title: Éclipse lunaire

text: L'échelle de Danjon a été établie pour évaluer la luminosité résiduelle et la coloration de la Lune lors d'une telle éclipse.


title: Éclipse lunaire

text: Chaque année, il y a au moins deux éclipses lunaires. En connaissant la date et l'heure d'une éclipse, on peut en prévoir d'autres grâce aux cycles d'éclipses, tel que le cycle Saros. À la différence d'une éclipse solaire (annulaire ou totale), qui ne peut être vue que sur une zone très restreinte du monde, une éclipse lunaire est visible n'importe où sur la Terre dans son côté nuit.


title: 16 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 16 juillet dans les chemins de fer.


title: 18 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 18 juillet dans les chemins de fer.


title: Persécution d'Aurélien

text: La persécution d'Aurélien serait la neuvième persécution de chrétiens sous l'empire romain en partant de celles de Néron, mais son historicité reste sujette à débats. On en retrouve des traces chez des auteurs chrétiens, et dans les Actes des Martyrs, mais l'authenticité de ces sources est douteuse.


title: Persécution d'Aurélien

text: L’épisode de la reconquête d’Antioche et de la décision impériale d’Aurélien (règne de 270 à 275), défavorable à l’évêque hérétique Paul de Samosate, laisse penser que le Prince était favorable aux chrétiens, au moins dans la première partie de son règne. De grands hommes du gouvernement d’Aurélien, par exemple le consul de 272, Postumius Quiétus, étaient probablement de religion chrétienne (sa famille jouissait d'un grand prestige sous Aurélien et à la fin du ).


title: Persécution d'Aurélien

text: Pourtant, l’idée d’une persécution d’Aurélien se retrouve dans les textes d’un certain nombre d’auteurs ecclésiastiques, y compris Eusèbe de Césarée (vers 265-339), qui relate longuement l’épisode d’Antioche. Le polémiste Lactance (vers 250, vers 325) évoque pour la première fois cette persécution supposée dans le "De Mortibus Persecutorum", VI: "“Aurélien, Prince d’un naturel follement emporté, n’ignorait pas la captivité de Valérien, mais oubliant les crimes et le châtiment de ce dernier, il provoqua la colère de Dieu par ses cruautés. À vrai dire, il n’eut même pas le loisir de faire exécuter complètement les projets qu’il avait formés : la mort le surprit au milieu des premiers accès de sa fureur. Ses édits sanguinaires n’étaient pas encore parvenus dans les provinces les plus éloignées, que déjà, il gisait tout sanglant sur le sol de , bourg de Thrace, assassiné par ses familiers sur la foi de faux soupçons”".


title: Persécution d'Aurélien

text: Eusèbe, qui publie son "Histoire ecclésiastique" à la même époque, parle davantage d’une persécution restée sur le papier, et qui n’aurait pas été décidée, interrompue sans doute par la mort du Prince (L.VII, XXX, 20): "“Déjà, il allait la décider, et pour ainsi dire il avait presque signé les édits contre nous, lorsque la justice divine l’atteignit et le retint comme par le bras”".


title: Persécution d'Aurélien

text: Le lancement par Aurélien d’une neuvième persécution (en partant de Néron), se retrouve chez Saint Jérôme (340-420) ("Chronique", 2294), Orose (380-418) ("Histoire contre les païens", 23, 6) et au Jordanès ("Histoire des Goths", 291). Ces auteurs ne s’étendent d’ailleurs guère sur le sujet, mais Jérôme introduit l’idée qu’un présage divin se serait produit alors: la foudre serait tombée près d’Aurélien et ses compagnons. Saint Augustin ("La cité de dieu", VIII, 4, 2) parle encore au de la persécution d’Aurélien. Pourtant, Sulpice Sévère ("Chronique", II, 32), parle au contraire de cinquante ans de paix de l’Église entre Valérien et Dioclétien.


title: Persécution d'Aurélien

text: L'historien Léon Homo a repris les actes des martyrs attribués à Aurélien, et conclut à leur inauthenticité. En effet, les actes s’étalent sur toute l’année 275, alors que l’édit, s’il a bien été signé, n’aurait été envoyé que peu de temps avant sa mort (septembre 275). De plus, on trouve des martyrs dans des provinces aussi éloignées que les Gaules, tandis que dans l'hypothèse de l’édité, il n’aurait dû y avoir que des martyrs isolés et en petit nombre, en Thrace, où se trouvait alors Aurélien.


title: Persécution d'Aurélien

text: Il faut donc en conclure à l’impossibilité d’une persécution effective d’Aurélien, soit que l’édit n’ait pas pu être appliqué, soit qu’il n’ait pas été signé comme semble l’affirmer le texte d’Eusèbe, tous les actes des martyrs de la persécution d’Aurélien sont a priori à rejeter comme inauthentiques. Par ailleurs, des études récentes sur ces textes tendraient à montrer que les actes des martyrs de Gaule attribués à Aurélien seraient en fait le fruit du travail de descendants de familles gallo-romaines victimes des "purges" d'Aurélien lorsqu'il reconquit l'Empire des Gaules dissident. Ceux d'autres provinces pourraient également venir d'une confusion dans la traduction du nom de l'empereur Marc Aurèle, confondu avec celui d'Aurélien.


title: Persécution d'Aurélien

text: Ils sont soit fabriqués de toutes pièces à des époques postérieures, soit des actes d’autres persécutions, notamment sous Marc Aurèle, dont le nom est proche de celui d’Aurélien, et faussement datés.


title: 19 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 19 juillet dans les chemins de fer.


title: 21 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 21 juillet dans les chemins de fer.


title: 23 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 23 juillet dans les chemins de fer.


title: Étoile Be

text: Une étoile Be est une étoile de type spectral B et qui en plus montre des raies spectrales en émission. Les étoiles Be sont des étoiles qui ont une très grande vitesse de rotation (plusieurs centaines de kilomètres à la seconde à l'équateur), et qui ont un disque autour d'elles. C'est le disque qui est responsable des raies en émission.


title: Étoile Be

text: Les étoiles Be sont ainsi désignées à la suite d'un rapport que la première assemblée générale de l'Union astronomique internationale (UAI) a adopté à Rome le .


title: Étoile Be

text: Des étoiles comme γ Cassiopeiae, λ Eridani, ou α Eridani (Achernar), sont des exemples d'étoiles Be.


title: Étoile Be

text: Une étoile Be peut faire partie d'une binaire X. Dans ce cas elle est considérée comme étant une binaire X à forte masse. Sa période orbitale avec son compagnon compact est dans ce cas supérieure à 15 jours et son excentricité orbitale très faible (c'est-à-dire que son orbite est quasiment circulaire). Dans le cas où l'objet compact accompagnant l'étoile Be est une étoile à neutrons détectée sous forme de pulsar X, on observe empiriquement une relation de proportionnalité entre la période orbitale du système et la période de rotation du pulsar.


title: Étoile Be

text: Alors qu'il développe une classification des spectres d'étoiles (1863-1866), le père Angelo Secchi, directeur de l'Observatorio del Collegio Romano du Vatican, remarque que la raie Hformula_1 de l'étoile γ Cassiopeiae est en émission. Il publie alors cette découverte dans le journal "Astronomische Narichten" en 1866 et qualifie cette émission de « "particularité curieuse de l'étoile γ Cassiopeiae " » (Secchi, 1866). Cette découverte marque le début de la recherche de nouvelles étoiles Be et des premiers modèles pour expliquer leurs particularités.


title: Étoile Be

text: Le premier modèle physique cohérent permettant d'expliquer ces raies en émission nous vient d'Otto Struve (Struve 1931) ; il s'appuie sur plusieurs résultats d'observation.


title: Étoile Be

text: Dans un premier temps, Struve remarque que les étoiles B à émission se trouvent aux mêmes endroits sur la séquence principale du diagramme HR que les étoiles B. Il reproduit avec succès les raies photosphériques présentes dans le spectre des étoiles B en émission en appliquant la théorie déjà utilisée pour les étoiles B. Par conséquent, l'origine des raies en émission ne peut être due à des changements dans les conditions d'excitation des niveaux atomiques, et donc de la formation des raies photosphériques, mais provient de différences dans les structures superficielles des étoiles. Ainsi, par analogie avec les nébuleuses gazeuses, Struve suggère la présence d'une enveloppe gazeuse autour des étoiles B en émission.


title: Étoile Be

text: Dans un second temps, il met en évidence le fait que les raies en émission apparaissent dans les étoiles en rotation très rapide pour lesquelles les raies se trouvent élargies par effet Doppler. De plus, les résultats de Sir James Jeans (Jeans 1928), démontrant qu'un corps gazeux en rotation rapide prend une forme aplatie et peut éjecter de la matière à son équateur, sont en adéquation avec l'hypothèse de la présence d'un disque circumstellaire dans les étoiles Be. L'inclinaison du disque de l'étoile par rapport à la ligne de visée permet d'expliquer les diverses formes des raies en émission observées. En effet, si l'on observe le disque avec une inclinaison de 90°, on observe deux composantes en émission autour de la raie en absorption.  Quant à la variation d'intensité observée dans les composantes des raies en émission, Struve suggère que le mouvement des atomes dans le disque n'est pas circulaire mais elliptique et que la rotation de la ligne des apsides des orbites elliptiques peut rendre compte d'une variation périodique de l'intensité des composantes.


title: Étoile Be

text: Jusque dans les années 1970, plusieurs classes d'objets ont été nommés Be (Bidelman & Weitenbeck 1976) sans qu'une véritable définition ait été mise en place. Ainsi, des étoiles à rotation rapide, des binaires en interactions, des supergéantes, des étoiles de Herbig Ae/Be, de même que des nébuleuses quasi planétaires ont pu être qualifiées occasionnellement de Be. Partant du constat que les spectre des étoiles Be dites « normales » ou « classiques » sont ceux des étoiles B de classe de luminosité allant de à et dont les raies de la série de Balmer (et parfois de Fe) présentent de l'émission, Slettebak (1979) conclut que seules des étoiles en rotation rapide ou quelques étoiles binaires en interaction peuvent correspondre à cette définition.


title: Étoile Be

text: En effet, les supergéantes, bien qu'ayant parfois la raie Hα en émission, sont très différentes des étoiles Be dites « classiques ». De même, les étoiles Herbig Ae/Be sont des objets très jeunes, de la pré-séquence principale. Enfin, les nébuleuses quasi planétaires ont été souvent classifiées Bep mais sont très différentes des étoiles Be : elles ont une enveloppe circumstellaire très étendue et émettent dans le domaine radio.


title: Étoile Be

text: Collins (1987) reprend la terminologie de Jaschek (1981) pour définir les étoiles Be : « "Une étoile Be est une étoile de type B non supergéante qui a été observée au moins une fois avec au moins une raie de Balmer en émission" ». Son argument est basé sur l'idée que la définition d'un étoile Be ne doit pas être utilisée pour distinguer entre des groupes d'étoiles ayant des propriétés physiques similaires, mais seulement pour caractériser les propriétés d'un spectre. Cependant, cette définition n'exclut pas certaines étoiles B en émission comme les Herbig Ae/Be ou les Algols (binaires à éclipses). Pour cela, la dénomination « Be classique » ne concerne que les étoiles Be sur la séquence principale ou légèrement évoluées. Certaines étoiles de type O tardif ou A précoce peuvent également présenter le phénomène Be et être ainsi considérées comme une extension des étoiles « Be classiques ». Dans la suite de cet article, le terme « étoile Be » fera toujours référence à une étoile Be classique.


title: Étoile Be

text: Les étoiles Be sont des étoiles de la séquence principale du diagramme HR ou légèrement évoluées. Elles sont plus particulièrement situées à cheval sur les zones où se situent les étoiles β Cephei et les étoiles SPB (Slowly Pulsating B stars).


title: Étoile Be

text: Ces étoiles possèdent une température effective allant de à pour les sous-types B9 à B0 respectivement. Leurs masses vont de 3 à 20 masses solaires et leur luminosité de celle du Soleil. Une de leurs caractéristiques importante est qu'elles sont des rotateurs très rapides ; elles forment une classe d'objets qui tournent près de la vitesse critique à laquelle la force centrifuge contrebalance la gravité.


title: Étoile Be

text: La principale caractéristique des étoiles Be classiques est de présenter au sein de leur spectre certaines raies en émission superposées aux raies en absorption qu'on s'attend à trouver dans une étoile B. On appelle cette caractéristique le phénomène Be. Dans le domaine visible, il s'agit principalement des raies de la série de Balmer : Hformula_2 (), Hformula_1 (), .. ainsi que certaines raies d'éléments plus lourds comme le HeI (, , ), FeII (, , ) qui ne pourront apparaitre que si le disque est suffisamment dense, et plus rarement Si II () et Mg II ().


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text: Dans le domaine infrarouge, on peut aussi observer les raies de Paschen et Brackett en émission, le triplet IR de Ca II, la raie de O I à , et ce, principalement dans les étoiles Be des premiers types (B0-2e). La figure de ce lien (lien vers Fig. 1 de Porter et Rivinius 2003) montre la variété des profils de raies en émission que l'on peut rencontrer au sein des étoiles Be. En effet, certaines étoiles Be vont présenter des raies en émission à simple pic, à double pic, ou à double pic avec, au centre, une raie fine en absorption. Ces différences sont dues à l'inclinaison de l'étoile (et du disque) par rapport à l'observateur (voir aussi Figure 3, Slettebak 1979, fichier pdf). Une étoile Be observée depuis le pôle ne présentera qu'un seul pic en émission, on appelle ces étoiles Be des étoiles « "pole-on" » (Slettebak 1949). Une étoile Be observée par l'équateur présentera une raie fine d'absorption au centre de la raie en émission, on l'appelle alors « Be-shell » selon la dénomination de Slettebak (1949). Entre ces deux inclinaisons, le profil de raie sera à double pic. Les composantes des doubles pics sont nommées V pour le pic décalé vers le violet et R pour le pic décalé vers le rouge.


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text: Les étoiles B étant des étoiles massives, elles sont sujettes à des vents radiatifs, au moins pour celles des premiers sous-types. Les grands relevés menés à l'aide du satellite IUE (International Ultraviolet Explorer) ont montré que les vents stellaires sont plus forts dans les étoiles Be que dans les étoiles B de type spectral similaire (Snow 1987).


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text: Ces derniers ont été découverts dans les années 1970 par Bohlin (1970) dans l'étoile γ Cas. L'origine de ces vents radiatifs s'explique par le fait que la force radiative qui s'exerce sur diverses raies métalliques est responsable de l'accélération de la matière (Castor 1975). Les étoiles chaudes actives (dont les étoiles Be) ont la particularité de posséder des vents radiatifs particulièrement anisotropes . Les taux de perte de masse typiques pour les étoiles Be se situent entre Ṁ = formula_4 et Ṁ = formula_5 Mformula_6 par an ; ces valeurs dépendent de la méthode utilisée pour la détermination de la perte de masse. Les taux de perte de masse déduits des raies UV sensibles au vent (Si IV, C IV, N V) sont en général plus faibles (Snow 1981 ; Grady 1987) que ceux déduits des excès IR (Waters 1986, par ex.) et des mesures interférométriques dans le domaine de Hformula_2 (Stee 1996), ces derniers étant en général en bon accord.


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text: Les étoiles Be sont sujettes à de nombreuses variations sur différentes échelles de temps. Elles subissent, en effet, des variations périodiques à court terme dues à des pulsations et à la rotation, des variations à plus long terme qui sont reliées à la présence d'un vent et du disque, et des variations épisodiques associées à des éjections de matière de l'étoile vers son disque. Les principales origines de variabilités des étoiles Be sont exposées dans ce paragraphe. Plus de détails peuvent être trouvés dans Hubert (2007), Baade (2000) ou encore Baade & Balona (1994).


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text: L'intensité relative des deux composantes V et R des doubles pics en émission observés au sein des spectre des étoiles Be varie avec une échelle de temps allant de quelques années à plusieurs décennies. La moyenne statistique des périodes de variation du rapport V/R est de 7 ans (Hirata & Hubert-Delplace 1981).


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text: Okazaki (1991) a expliqué la variation du rapport V/R par l'existence d'ondes de densité à un bras. Ces ondes de densité précessent dans le sens de la rotation du disque (prograde). En effet, bien qu'Okazaki (1991) ait proposé un sens de précession rétrograde, Papaloizou (1992) et Telting (1994) ont démontré par leurs études que le sens de rotation de cette onde de densité est prograde.


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text: La figure 1 de l'article de Telting (1994) montre comment une zone de surdensité en précession dans le sens de rotation du disque de l'étoile permet d'expliquer la variation à long terme du rapport V/R. La zone de surdensité effectue une rotation avec la période de variation de V/R. Lorsque la zone de surdensité se rapproche de l'observateur (Fig. 1-I de Telting 1994), le pic V est plus important. Lorsqu'elle passe devant l'étoile, on observe une absorption plus importante au centre des composantes V et R (Fig. 1-II de Telting 1994). Lorsque la zone de surdensité s'éloigne de l'observateur (Fig. 1-III de Telting 1994), le pic R est plus important. Enfin, lorsqu'elle passe derrière l'étoile, on observe les deux composantes V et R comme s'il n'existait pas de surdensité (Fig. 1-IV de Telting 1994).


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text: Des variations périodiques photométriques et des profils de raies avec des échelles de temps allant de quelques heures à quelques jours sont observées au sein des étoiles Be, avec une plus grande amplitude dans les étoiles les plus massives et plus chaudes (type précoce). Elles sont généralement attribuées à des pulsations non radiales et/ou à de la modulation rotationnelle. La figure 1 de l'article de Vogt & Penrod (1983) montre un exemple de variations dans les profils de raies pour l'étoile ζ Ophiuchi. On voit clairement se déplacer une perturbation de la raie du bleu vers le rouge.


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text: La modulation rotationnelle a aussi bien été attribuée à la présence d'inhomogénéités de la surface que l'on voit se déplacer avec la rotation de l'étoile (des régions de température plus basse/élevée que les zones environnantes de la photosphère) qu'à des nuages en corotation avec l'étoile et maintenus par un champ magnétique (Baade & Balona 1994).


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text: Les pulsations non radiales permettent de mettre en mouvement la matière grâce aux oscillations de la photosphère. La figure 16 de l'article de Vogt & Penrod (1983) montre comment des pulsations non radiales peuvent créer les perturbations observées sur les profils de raies. Selon la période de rotation de l'étoile et selon que ce sont des modes progrades ou rétrogrades, ces perturbations se déplacent soient du bleu vers le rouge, soit dans l'autre sens.


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text: Il est assez difficile de différencier les effets des pulsations non radiales des effets de la modulation rotationnelle. Seule la détection de multipériodicités au sein d'étoiles comme μ Centauri favorisent les pulsations non radiales comme explication des variations des profils de raies dans ces étoiles.


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text: Dans les étoiles Be, la force des raies en émission peut varier fortement, jusqu'à la disparition complète de celles-ci, passant ainsi à une phase d'étoile B normale. Les raies en émission peuvent éventuellement revenir bien plus tard (jusqu'à plusieurs décennies).


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text: La figure 20 de l'article de Koubský (2000) représente l'évolution de la raie Hα pour l'étoile Be 60 Cygni sur une période d'environ six ans ainsi qu'un spectre synthétique de cette étoile. On peut voir que la raie Hα passe d'une phase en absorption (étoile B normale) à une phase en émission à double pic (étoile Be classique). Ces variations sont dues à l'apparition du disque de l'étoile Be.


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text: Une fois la période d'éjection de matière terminée, le disque entre dans une phase d'évolution au cours de laquelle les parties internes du disque vont devenir de plus en plus fines (du fait de la pression de rayonnement de l'étoile), transformant ainsi le disque en anneau dont le rayon interne grandit. Si de nouveaux épisodes d'éjection n'interviennent pas dans ce processus, le disque va finir par se dissiper entièrement, laissant ainsi les raies de Balmer apparaître en absorption, comme au sein d'une étoile B normale (Meilland 2006).


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text: Une seconde hypothèse permettant d'expliquer la dissipation du disque circumstellaire est également possible. La perte de masse de l'étoile pourrait décroître lentement du fait, par exemple, de la diminution de la force radiative liée à un changement de l'opacité à la base de la photosphère. Cette diminution de la perte de masse permettrait ainsi la disparition du disque circumstellaire (Meilland 2006).


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text: Les étoiles Be sont également sujettes à de nombreuses variabilités photométriques. Les variabilités à court terme (≤ 3,5 jours) sont présentes dans la quasi-totalité des étoiles Be précoces (86 %), dans 40 % des étoiles Be de sous-types intermédiaires (B4 - B5e) et dans seulement 18 % des étoiles tardives (Hubert & Floquet 1998).


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text: Une des caractéristiques photométriques des étoiles Be est l'existence de sursauts de lumière, appelés « "outbursts" » ( éruptions), liés à une éjection discrète de matière depuis la surface de l'étoile. Ils ont été plus fréquemment observés dans les étoiles Be des premiers sous-types. Ce phénomène apparaît de manière aléatoire, avec des forces et des durées variables. Trois classes d"outbursts" peuvent être distinguées (Hubert & Floquet 1998) :


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text: Les observations interférométriques des environnements circumstellaires des étoiles Be ont permis de se rendre compte de la forme des étoiles Be et de leur disque.


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text: On peut citer Quirrenbach (1997) qui ont effectué ce type d'observations interférométriques afin de mieux connaître la géométrie des disques des étoiles Be. Ils ont pu conclure que les disques des étoiles Be ne pouvaient pas être épais et que leur angle d'ouverture possède une valeur maximale de 20°. Ils ont également remarqué que les enveloppes de certaines des étoiles observées ne sont pas symétriques puisque leurs observations montrent qu'elles ont une élongation.


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text: Meilland (2007) ont étudié grâce à l'interférométrie la géométrie et la cinématique du disque des étoiles Be. Grâce à leurs observations de l'étoile α Arae effectuées avec l'interféromètre du Very Large Telescope (VLTI, Chili), ils ont pu montrer pour la première fois que le disque de l'étoile est en rotation képlérienne et que la géométrie de celui-ci correspond à un disque fin additionné de forts vents polaires. La figure 8 de l'article de Meilland (2007) montre le résultat du meilleur modèle obtenu pour cette étoile. On peut voir clairement une zone au centre plus lumineuse correspondant au disque et une zone de part et d'autre des pôles plus diffuse correspondant à la présence d'un vent polaire assez étendu.


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text: Domiciano de Souza (2003) ont observé l'étoile α Eridani (Achernar) grâce au VLTI et ont mesuré le rapport entre les diamètres angulaires dans la direction équatoriale et polaire : 2a/2b = 1,56 ± 0,005. Étant donné que les raies Hα d'Achernar n'étaient quasiment pas en émission lors des observations, et donc que le disque était très peu dense à cette période, ce rapport correspond à l'étoile elle-même et indique que l'étoile α Eridani est fortement déformée par la rotation rapide (voir figure 2 de l'article de Domiciano de Souza 2003)


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text: Martayan (2009) ont effectué des études statistiques sur les amas ouverts dans les nuages de Magellan. Dans les amas des nuages de Magellan (plus particulièrement le SMC), les étoiles B et Be ont une vitesse de rotation plus élevée que dans la Voie Lactée du fait de la métallicité plus faible (Martayan 2007). Ceci peut s'expliquer par le fait qu'à faible métallicité, les vents radiatifs sont moins puissants induisant ainsi des pertes de moment angulaire plus faibles (Maeder & Meynet 2001). On s'attend donc à observer une quantité d'étoiles Be plus importante dans les nuages de Magellan que dans la Voie Lactée.


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text: En comparant avec les travaux de McScain & Gies (2005) et de Zorec et Frémat (2005), Martayan (2009) trouvent qu'effectivement le nombre d'étoiles Be croît lorsque la métallicité diminue. Selon leur type spectral, les étoiles Be dans les nuages de Magellan sont deux à quatre fois plus abondantes que dans la Voie Lactée. Les études statistiques montrent en effet qu'au sein de la Voie Lactée, selon le type spectral, on observe qu'entre 10 % et 25 % des étoiles de type B sont des étoiles Be et qu'au sein des nuages de Magellan ce taux monte jusqu'à environ 35 %. Cependant, on retrouve la même distribution des étoiles Be en fonction de leur type spectral dans les nuages de Magellan et dans la Voile Lactée, avec un maximum pour les étoiles de type B2 (voir Figure 3 de l'article de Martayan 2009). Les travaux de Matthew (2008) sur les amas jeunes de notre Galaxie confirment la statistique obtenue pour les proportions d'étoiles Be au sein de notre Galaxie.


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text: Il faut cependant garder à l'esprit que ces statistiques ne peuvent être que des limites inférieures. En effet, les étoiles Be n'étant pas toujours au cours d'une phase où elle possèdent un disque lors des observations, les détections sont donc moins nombreuses que le taux réel d'étoiles Be.


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text: Bien que les étoiles Be aient été découvertes il y a 150 ans, beaucoup de questions les concernant restent encore sans réponse. Ce paragraphe a pour objectif de passer en revue les différents axes de recherche concernant les étoiles Be. Des détails seront donnés dans la section suivante.


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text: Les étoiles Be possèdent un disque de matière éjectée. De ce constat, plusieurs questions sont naturellement soulevées : Comment la matière est-elle éjectée de l'étoile Be ? Quelles sont les propriétés du disque ? La rotation rapide ne suffisant pas à expliquer l'éjection de matière dans la plupart des cas, quels sont les phénomènes permettant d'obtenir un supplément de moment angulaire pour rendre possible l'éjection de matière ? Pourquoi les étoiles Be sont-elles des rotateurs rapides ?


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text: De ces questions sont nées plusieurs théories que différentes équipes de recherche tentent d'approfondir : le champ magnétique peut-il permettre d'éjecter la matière ? Les oscillations stellaires pourraient-elles permettre cette éjection de matière ? D'autres mécanismes peuvent-ils fonctionner ?


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text: Plus on va dans les détails, plus on a de questions à répondre... Il reste donc encore beaucoup de travail pour comprendre les étoiles Be !


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text: La plupart des axes de recherche concernant les étoiles Be dont concentrés sur les mécanismes d'éjection de la matière en sus de la rotation rapide. Néanmoins, les étoiles Be sont des laboratoires uniques mettant en avant de nombreuses branches de la physique stellaire : les processus de perte de masse, les processus d'évolution du moment angulaire, l'astérosismologie, les champs magnétiques, etc. Par conséquent, les études sur les étoiles Be nous apprennent également beaucoup sur les étoiles massives en général.


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text: Il est admis que les étoiles Be présentent un disque de manière récurrente, néanmoins les mécanismes donnant lieu à sa formation restent encore à définir. Deux principaux phénomènes permettent actuellement d'expliquer en partie l'origine du disque : la rotation rapide (sous-critique) des étoiles Be et les vents radiatifs importants dans les étoiles chaudes. De plus, d'autres mécanismes, tels que les pulsations non radiales ou le champ magnétique pourraient jouer un rôle important pour augmenter le moment angulaire jusqu'à permettre l'éjection de matière. Les travaux actuels tentent de déterminer quelles instabilités jouent un rôle dans l'éjection de matière et donc dans la création d'un disque circumstellaire. Ainsi, plusieurs modèles ont été proposés pour expliquer l'origine du disque et sa forme. Une présentation sommaire en est faite ci-dessous.


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text: Une des principales caractéristiques des étoiles Be est d'avoir une rotation rapide proche de la vitesse critique. La vitesse critique est définie de la manière suivante :


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text: où R est le rayon à l'équateur, M la masse de l'étoile (Smith 1987). L'étoile, déformée par la rotation, n'est plus sphérique. On a ainsi R ≠ R. Le tableau ci-après fait la synthèse des paramètres rencontrés pour chaque sous-type d'étoiles B : la masse, le rayon et la vitesse critique (Porter 1996) en supposant R = 2/3 R. Les étoiles Be ne tournent pas toutes juste sous la vitesse critique. Certes, les étoiles Be de type tardif atteignent plus facilement des vitesses proches de la vitesse critique mais selon Cranmer (2005), les étoiles de type précoce ne pourraient tourner qu'à seulement 40 % de la vitesse critique.


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text: Porter (1996) s'est penché sur le problème de la détermination du rapport de la vitesse de rotation à la vitesse critique afin de permettre aux modèles d'utiliser non plus la quantité "v sin i" mais la quantité "w = v / v". En effet, la quantité "v sin i" ne rend pas compte de la valeur vraie de la vitesse de l'étoile et deux valeurs égales peuvent être dues à une inclinaison différente de l'étoile sur notre ligne de visée. Pour cela, il s'est basé sur l'étude de la vitesse de rotation des étoiles Be-Shell. Ces étoiles ont la particularité d'avoir une inclinaison proche de π/2 permettant ainsi de considérer que "v sin i = v". La distribution observée est piquée autour de "w" = 70 %.


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text: Il existe cependant une incertitude sur la détermination de la vitesse de rotation. En effet, pour les étoiles en rotation rapide, il existe une distribution en température à leur surface due à la loi d'assombrissement gravitationnel (von Zeipel 1924) ; la majeure partie du flux radiatif provient des régions polaires. Ces régions, de rotation plus lente, contribuent donc plus majoritairement au spectre contrairement aux régions équatoriales plus rapides (voir Figure 1 de Rivinius 2005). Cela implique donc que la vitesse de rotation soit constamment sous-estimée (Townsend 2004). De plus, la rotation de l'étoile joue sur les régions de formation des raies : certaines raies, selon la vitesse de rotation, ne vont se former qu'autour de l'équateur ou des pôles, faussant ainsi les mesures si l'on ne tient pas compte de cet effet (voir Figure 2 de Rivinius 2005).


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text: Une étude plus récente menée par Frémat (2005) prenant en compte l'effet de l'assombrissement gravitationnel dans leurs calculs place désormais la valeur de "w" à 88 %. De plus, les observations interférométriques de l'étoile α Eridani (Achernar) (Domiciano de Souza 2003) montrent que la rotation de cette étoile doit être très rapide et certainement plus proche de la vitesse critique que ce que les statistiques ont pu montrer jusqu'à aujourd'hui. De même, les observations interférométriques de l'étoile α Arae ont permis d'estimer le rapport entre la vitesse de rotation et la vitesse critique à "V/V = 91%" (Meilland 2007).


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text: Cependant, cette rotation rapide, bien que proche de la vitesse critique n'est pas suffisante pour éjecter de la matière. On pense qu'elle représente néanmoins le facteur clé nécessaire aux "outbursts" des étoiles Be. En effet, associée à d'autres facteurs qui augmentent localement la vitesse, on peut parvenir à éjecter de la matière. A titre d'exemple, à une vitesse de rotation à l'équateur égale à 0,95 fois la vitesse critique, de la matière peut être éjectée de l'étoile en ajoutant une vitesse du même ordre de grandeur que la vitesse du son (Townsend et al. 2004). Ainsi, dès que l'étoile est relativement proche de sa vitesse critique, beaucoup d'instabilités jouent un rôle important sur l'éjection de matière, par exemple, les effets d'un champ magnétique ou d'oscillations internes de l'étoile.


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text: Aujourd'hui, on peut considérer que les étoiles Be typiques tournent à une vitesse proche de la vitesse de rotation critique. Nous vient alors la question de l'origine de cette rotation rapide.


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text: Plusieurs théories ont été proposées afin d'expliquer l'origine de cette rotation rapide : Des analyses statistiques des étoiles Be permettent de déterminer dans quelles circonstances et à quel stade d'évolution le phénomène Be intervient le plus souvent et ainsi d'appuyer l'une ou l'autre de ces théories.


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text: Dans toutes les étoiles massives (y compris les étoiles Be), le vent produit une perte de masse qui est plus importante lorsque l'étoile est plus chaude. Certains modèles expliquent comment confiner ou comprimer le vent afin de former un disque autour de l'étoile. Un récapitulatif des principaux modèles et présenté ci-dessous.


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text: Ce modèle introduit par Bjorkman & Cassinelli (1993) fut le premier à avoir convaincu nombre de chercheurs. Il a depuis été démontré qu'il ne pouvait fonctionner. Le principe de ce modèle se base sur le fait que les vents radiatifs provenant des pôles convergeraient vers l'équateur du fait de la rotation rapide de l'étoile. Les hypothèses de ce modèle sont que le flux polaire est contant, axi-symétrique et isotherme et que sa vitesse est supersonique.


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text: La figure 10 de l'article de Bjorkman & Cassinelli (1993) illustre la convergence des vents radiatifs polaires sous l'effet de la rotation rapide de l'étoile. Une zone de forte densité apparaît ainsi à l'équateur. Cependant, des travaux ultérieurs (Owocki 1996) ont montré que les composantes non-radiales du vent peuvent inhiber la convergence du vent et donc la formation du disque. De plus, la rotation étant assez sous-critique, le manque de moment angulaire ne permet pas au disque d'être assez dense et donc de reproduire l'intensité des raies de Balmer en émission observées. De plus, ce modèle ne permet pas à la matière de rester autour de l'étoile plus de quelques jours, ce qui est en contradiction avec les observations.


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text: Ce modèle établi par Cassinelli (2002) se base sur le modèle du WCD et fait entrer en jeu un champ magnétique axi-symétrique et dont l'axe est aligné avec celui de la rotation. Dans les régions où le champ magnétique est important, les lignes de flux du vent suivent les lignes de champ magnétique; Près de l'équateur, les lignes de champ magnétique forment des boucles. De ce fait, les flux provenant de part et d'autre de l'équateur entrent en collision à l'équateur (voir figure 1 de l'article de Cassinelli et al. 2002). Ces régions de chocs produisent ainsi le disque. Des tests de ce modèle pour des étoiles sans rotation montrent qu'effectivement un disque peut être créé par la compression du champ magnétique. En revanche, des tests effectués avec des étoiles en rotation ne permettent pas de créer le type de disque qui correspond aux observations.


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text: Townsend & Owocki (2005) ont établi une approche hydrodynamique dans le cas où le champ magnétique est fort. Dans ce modèle, la principale hypothèse est que le champ magnétique est suffisamment fort pour pouvoir considérer que les lignes de champ sont rigides (c'est-à-dire que les lignes de champ ne sont pas affectées par le plasma qui se déplace le long de ces lignes de champ). Les vents provenant des deux hémisphères magnétiques entrent en collision au sommet des boucles magnétiques, créant ainsi un choc puissant chauffant la matière. Le plasma se refroidit ensuite en émettant des rayons X puis, soit il retombe sur l'étoile si la rotation n'est pas suffisante, soit il va s'accumuler dans un disque en corotation avec l'étoile. Lorsque le dipôle magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation, la distribution de densité est plus importante sur un plan situé entre les équateurs magnétique et de rotation.


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text: Comme il a été présenté dans la section précédente, le champ magnétique peut être un des facteurs permettant de favoriser la formation d'un disque de matière autour des étoiles Be.


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text: Sa détection peut être soit directe, soit indirecte. Lorsqu'une étoile abrite un champ magnétique sous la forme d'un dipôle, la rotation stellaire va modifier l'angle de vue sous lequel on observe ce dipôle magnétique. Cela produit des modulations rotationnelles des profils de raies dans le visible ou de raies sensibles au vent dans l'UV que l'on peut ainsi observer (détection indirecte).


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text: Pour détecter directement le champ magnétique d'une étoile, il faut observer en spectropolarimétrie la signature de l'effet Zeeman dû à ce champ magnétique via le paramètre de Stokes V (polarisation circulaire de la lumière). Cependant, la détection directe du champ magnétique n'est pas aisée à obtenir. Dans un premier temps, la détection est difficile parce que les étoiles Be ont peu de raies photosphériques à partir desquelles les mesures du paramètre de Stokes V sont possibles. Les étoiles Be, de plus, sont des étoiles pulsantes et les pulsations distordent les raies. Et enfin, la rotation rapide des étoiles Be élargit fortement les raies, noyant ainsi la signature Zeeman.


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text: Un exemple illustrant la difficulté de détection est l'étoile Be ω Orionis. Du champ magnétique avait été détecté indirectement pour cette étoile (Neiner 2003c) mais les récents résultats obtenus avec MiMeS n'ont pas pu apporter de détection directe pour cette étoile.


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text: Actuellement, du champ magnétique a pu être détecté (et confirmé) dans seulement cinq étoiles de type B pulsantes :


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text: Dans les cinq cas, le champ magnétique détecté présente des similitudes. L'axe magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation et l'amplitude du champ magnétique longitudinal est d'environ , ce qui implique des champs aux pôles de quelques centaines de Gauss. Aucune détection directe de champ magnétique n'a pu être obtenue pour une étoile Be.


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text: Le mécanisme qui génère le champ magnétique dans ces étoiles massives est encore non identifié. En effet, les étoiles comme le Soleil possèdent une enveloppe convective au sein de laquelle le champ magnétique est créé par effet dynamo. Cet effet permet à un champ magnétique très faible de se renforcer grâce à la distorsion des lignes de champ (sous l'effet de la rotation différentielle). Cependant, les étoiles massives telles que les étoiles Be ne possèdent qu'une fine couche convective sur leur enveloppe radiative (en plus de leur cœur convectif) ne permettant pas aux mécanismes à l'origine de l'effet dynamo d'entrer en jeu. Plusieurs hypothèses ont été émises concernant l'origine du champ magnétique dans les étoiles massives :


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text: En mettant en mouvement la photosphère, les oscillations sont l'un des candidats complémentaires de la rotation rapide pour expliquer les éjections de matière. Parmi les oscillations, les oscillations non radiales permettent de favoriser bien plus les éjections de matière puisqu'elles concentrent l'énergie cinétique dans des zones beaucoup plus réduites que pour les oscillations radiales qui mettent en mouvement l'étoile tout en conservant sa symétrie sphérique.


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text: De plus, Lee & Saio (1993) ont pu montrer que les pulsations non-radiales des étoiles massives de la séquence principale peuvent transporter du moment angulaire du cœur de l'étoile jusqu'à son enveloppe.


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text: Rivinius (1998) ont pu montrer que les pulsations non radiales observées dans l'étoile μ Centauri présentent des battements dont la périodicité est reliée aux "outbursts" visibles dans les profils de raies. De ce fait, on pense que les battements entre plusieurs modes de pulsation de fréquences proches pourraient aider l'éjection de matière.


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text: Enfin, Huat (2009) ont pu établir pour la première fois en photométrie qu'il existe un lien clair entre les pulsations de l'étoile HD 49330 et une éjection de matière observée par le satellite CoRoT. En effet, lors de l'observation de l'étoile HD 49330, une éjection de matière a eu lieu entre le et la fin de l'observation. Cette éjection de matière se traduit par une augmentation brutale de la luminosité de l'étoile (voir figure ci-dessous).  L'analyse de Fourier de la courbe de lumière a mis en avant une évolution des fréquences de pulsation de l'étoile durant l'évolution de la luminosité de cette dernière. Ainsi, lors de la phase calme de l'étoile et lors de la phase d'éjection de matière, les groupes d'oscillations sont complètement différents. Ce résultat démontre qu'il existe un lien clair entre les pulsations de l'étoile et l'éjection de matière.


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text: La grande majorité de cet article est extrait du premier chapitre de ma thèse sur la sismologie des étoiles Be (voir référence Huat, A.L. 2009 ci-dessous).


title: Étoile Be

text: Baade, D. 2000, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vil. 214, IAU Colloquium 175 : The Be phenomenon in Early-Type Stars, ed. M.A.Smith, H.F. Henrichs, & J. Fabregat, 178 Baade, D. & Balona, L.A. 1994, in IAU Symposium, Vol. 162, Pulsation ; Rotation ; and Mass Loss in Early-Type Stars, ed. L.A.Balona, H.F. Henrichs, & J.M. Le Contel, 311 Bidelman, W. P. & Weitenbeck, A. J. 1976, in IAU Symposium, Vol. 70, Be and Shell Stars, ed. A. Slettebak, 29 Bjorkman, J.E. & Cassinelli, J.P. 1993, Astrophysical Journal, 409, 429 Bohlin, R.C. 1970, Astrophysical Journal, 162, 571 Braithwaite, J. & Spruit, H.C. 2004, Nature, 431, 819 Cassinelli, J.P., Brown, J.C., Maheswaran, M. et al. 2002, Astrophysical Journal, 578, 951 Castor, J.I., Abbott, D.C., & Klein, R.I. 1975, Astrophysical Journal, 195, 157 Charbonneau, P. & MacGregor, K.B. 2001, Astrophysical Journal, 559, 1094 Cranmer, S.R. 2005, Astrophysical Journal, 634, 585 Domiciano de Souza, A., Kervella, P., Jankov S. et al. 2003, Astronomy & Astrophysics, 407, L47 Frémat, Y., Zorec, J., Hubert, A.M., & Floquet, M. 2005 Astronomy & Astrophysics, 440, 305 Grady, C.A., Bjorkman, K.S. & Snow, T.P. 1987, Astrophysical Journal, 320, 376 Heinrichs, H.F., de Jong, J.A., Donati, J.F., et al. 2000, in Astronomical society of the pacific Conference Series, Vol. 254, IAU Colloq. 175 : The Be phenomenon in early-type stars, ed. M.A. Smith, H.F. Henrichs, & J. Fabregat, 324w Heinrichs, H.F., Neiner, C., Schnerr, R.S. et al. 2009, in IAU Symposium, Vol. 259, IAU Symposium, 393-394 Hirata, R. & Hubert-Delplace, A.M. 1981, in Pulsating B-Stars, ed. Sterken & Groupe Etoiles Variables de l'Observatoire de Nice, 217 Huat, A.L. 2009 : Thèse sur la Sismologie des étoiles Be avec le satellite CoRoT, Ecole doctorale d'Astronomie et d'Astrophysique d'Ile de France, GEPI, Observatoire de Paris. Huat, A.L., Hubert, A.M., Baudin, F., et al. 2009, Astronomy & Astrophysics, 506, 95 Hubert, A.M. & Floquet, M. 1998, Astronomy & Astrophysics, 335, 565 Hubert, A.M. 2007, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 361, Active OB-Stars : Laboratories for Stellar and Circumstellar Physics, ed. A.T. Okazaki, S.P. Owocki & S. Stefl, 27 Jaschek, M. Slettebak, A. & Jaschek, C. 1981, Be star terminology Jeans, J. 1928, Astronomy & Cosmology, 257 Koubský, P., Harmanec, P., Hubert, A.M. et al. 2000, Astronomy & Astrophysics, 356, 913 Lee, U. & Saio, H. 1993, MNRAS, 261, 415 Maeder, A. & Meynet, G. 2001, Astronomy & Astrophysics, 373, 555 Martayan, C., Frémat, Y., Hubert, A.M., et al. 2007, Astronomy & Astrophysics, 462, 683 Martayan, C., Baade, D. & Fabregat, J. 2009 in IAU Symposium, Vol. 256, IAU Symposium, ed. J.T. Van Loon & J.M. Oliviera, 349-354 Mathew, B., Subramaniam, A. & Bhatt, B.C. 2008, MNRAS, 388, 1879 McSwain, M.V. & Gies, D.R. 2005, ApJS, 161, 118 Meilland, A., Stee, P., Zorec, J. & Kanaan, S. 2006, Astronomy & Astrophysics, 455, 953  Meilland, A., Stee, P., Vannier, M. et al. 2007, Astronomy & Astrophysics, 464, 59 Neiner, C., Geers, V.C., Henrichs, H.F. et al. 2003a, Astronomy & Astrophysics,406, 1019 Neiner, C., Henrichs, H.F., Floquet, M., 2003b, Astronomy & Astrophysics, 411, 565 Neiner, C., Hubert, A.M., Frémat, Y., et al. 2003c, Astronomy & Astrophysics, 409, 275 Okazaki, A.T. 1991, PASJ, 43, 75 Owocki, S.P., Cranmer, S.R., & Gayley, K.G. 1996 Astrophysical Journal, 472, L115 Papaloizou, J.C., Savonije, G.J. & Henrichs, H.F. 1992, Astronomy & Astrophysics, 265, L45 Porter, J.M. 1996, MNRAS, 280, L31 Porter, J. M. & Rivinius, T. 2003, PASP, 115, 1153 Quirrenbach, A., Bjorkman, K.S, Bjorkman, J.E., et al. 1997 Astrophysical Journal, 479, 477 Rivinius, T., Baade, D., Štefl, S., et al. 1998, Astronomy & Astrophysics, 333, 125 Rivinius, T. 2005, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 337, The nature and evolution of disks around hot stards, ed. R. Ignace & K.G. Gayley, 178 Secchi, A. 1866, Astronomische Nachichten, 68, 63 Silvester, J., Neiner, C., Henrichs, H.F., et al. 2009, MNRAS, 1027 Slettebak, A. 1949, Astrophysical Journal, 110, 498 Slettebak, A. 1979, Space Science Reviews, 23, 541 Snow, T.P. 1981, Astrophysical Journal, 110, 498 Snow, T.P. 1987, in IAU Colloquium 92 : Physics of Be Stars, ed. A. Slettebak & T.P. Snow, 250-260 Stee, P. 1996, Astronomy & Astrophysics, 311, 945 Struve, O. 1931, Astrophysical Journal, 73, 94 Telting, J.H, Heemskerk, M.H.M, Henrichs, H.F. & Savonije, G.J. 1994, Astronomy & Astrophysics, 288, 558  Townsend, R.H.D., Owocki, S.P., & Howarth, I.D., 2004, MNRAS, 250, 189 Townsend, R.H.D. & Owocki, S.P. 2005, MNRAS, 357, 251 Vogt, S.S. & Penrod, G.D. 1983, Astrophysical Journal, 275, 661  Von Zeipel, H. 1924, MNRAS, 84, 665 Waters, L.B.F.M. 1986, Astronomy & Astrophysics, 162, 121 Zorec & Frémat, Y. 2005, in SF2A-2005 : Semaine de l'Astrophysique Française, et. F. Casoli, T. Contini, J.M. Hameury, & L. Pagani, 361


title: 24 juillet dans les chemins de fer

text: Cette page concerne les événements qui se sont déroulés un 24 juillet dans les chemins de fer.


title: 25 juillet dans les chemins de fer

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title: Étoile naine

text: En astronomie, une étoile est dite « naine » quand sa classe de luminosité est . Cela signifie que l'étoile se trouve, dans le diagramme HR, sur la séquence principale. Comparées aux géantes, ce sont des étoiles relativement petites qui présentent une faible luminosité. Le Soleil est une étoile naine de type G, c'est-à-dire une naine jaune.


title: Étoile naine

text: Il ne faut pas la confondre avec les étoiles appelées naines blanches ou naines brunes qui sont toutes les deux des états de l'évolution stellaire complètement différents.


title: Étoile naine

text: Par ordre décroissant de température de surface :


title: 26 juillet dans les chemins de fer

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title: 29 juillet dans les chemins de fer

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title: 30 juillet dans les chemins de fer

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