Erreurs dans « kstars_telescopes.po »
Le fichier kstars_telescopes.po comporte :
- aucune violation de règles de traduction.
- 33 fautes d'orthographe.
Fautes d'orthographe :
Message n°4,
Original : | Invented in Holland at the beginning of the 17th century, telescopes are the tools used by astronomers and astrophysicists for their observations. With the development of modern science, telescopes are nowadays used for observing in all ranges of the electromagnetic spectrum, inside and outside Earth's atmosphere. Telescopes work by collecting light with a large surface aerie called objective that makes the incoming light to converge. The final image will be viewed by using an eyepiece. |
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Traduction : | Inventé en Hollande au début du 17<superscript>e</superscript> siècle, les télescopes sont les outils utilisés par les astronomes et les astrophysiciens pour leurs observations. Avec le développement de la science moderne, les télescopes sont aujourd'hui utilisés pour observer dans toutes les plages du spectre électromagnétique, à l'intérieur ou à l'extérieur de l'atmosphère terrestre. Les télescopes fonctionnent en collectant la lumière sur une aire de grande surface qui fait converger la lumière entrante. L'image finale sera vue en utilisant un oculaire. |
Message n°17,
Original : | &kstars; has a tool to find and display (on the virtual sky) a true field of view called the <guilabel>FOV Indicator</guilabel>. Launch it by heading under the <menuchoice><guimenu>Settings</guimenu> <guisubmenu>FOV Symbols</guisubmenu> <guimenuitem>Edit FOV Symbols...</guimenuitem></menuchoice> menu item. Clicking <guibutton>New...</guibutton> will open a dialog with four different tabs: <guilabel>Eyepiece</guilabel>, <guilabel>Camera</guilabel>, <guilabel>Binocular</guilabel> and <guilabel>Radiotelescope</guilabel>. To compute the field of view, select the tab that applies and enter the specifications of the equipment. Finally, clicking <guibutton>Compute FOV</guibutton> will calculate and display the field of view immediately below. &kstars; can now also display this as a shape of that size on the virtual sky. To do so, enter a name for this particular field of view (such as <userinput>20mm eyepiece</userinput> or <userinput>DSLR with refractor</userinput>) and select a shape and color to be displayed. For <guilabel>Eyepiece</guilabel>, use <guimenuitem>Circle</guimenuitem> or <guimenuitem>Semitransparent circle</guimenuitem> as the shape since an eyepiece's field is round. For <guilabel>Camera</guilabel>, use <guimenuitem>Square</guimenuitem> (which is actually a rectangle) assuming the sensor or film is rectangular or square. When using multiple eyepieces and/or telescopes, it is good to distinguish them with different colors. Click <guibutton>OK</guibutton> to close the dialog. To show the shape on the screen, go back under the <menuchoice><guimenu>Settings</guimenu> <guisubmenu>FOV Symbols</guisubmenu></menuchoice> submenu, then select the new menu item with the name of whatever it was given. To disable it again, click the menu item again. |
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Traduction : | &kstars; possède un outil pour trouver et afficher (sur un ciel virtuel) un champ de vision réel, appelé <guilabel>l'indicateur CdV</guilabel>. Lancez le par sa rubrique sous <menuchoice><guimenu>Configuration</guimenu> <guisubmenu>Symboles CdV</guisubmenu><guimenuitem>Modifier les symboles CdV</guimenuitem></menuchoice>. Un clic sur <guibutton>Nouveau</guibutton> ouvrira une boîte de dialogue avec quatre onglets différents : <guilabel>Oculaire</guilabel>, <guilabel>Appareil photo</guilabel>, <guilabel>Binoculaire</guilabel> et <guilabel>Radio-télescope</guilabel>. Pour calculer le champ de vision, sélectionnez l'onglet correspondant et saisissez les caractéristiques de l'équipement. Enfin, un clic sur <guibutton>Calculer le CdV</guibutton> calculera et affichera le champ de vision immédiatement en dessous. &kstars; peut maintenant l'afficher dans une forme de cette taille sur le ciel virtuel. Pour le faire, saisissez un nom pour ce champ de vision spécifique (comme <userinput>oculaire de 20 mm </userinput> ou <userinput>APN avec réfracteur</userinput>) et sélectionnez une forme et une couleur pour affichage. Pour <guilabel>Oculaire</guilabel>, utilisez <guilabel>Cercle</guilabel> ou <guilabel>Cercle semi-transparent</guilabel> comme forme puisque qu'un oculaire est circulaire. Pour <guilabel>Appareil photo</guilabel>, utilisez <guilabel>Carré</guilabel> (qui est plutôt un rectangle), en supposant que le capteur ou le film est rectangulaire ou carré. Lors de l'utilisation d'oculaires et/ou de télescopes multiples, il est bon de les distinguer par des couleurs différentes. Cliquez sur <guibutton>Ok</guibutton> pour fermer la boîte de dialogue. Pour afficher la forme sur l'écran, retournez sur les menus <menuchoice><guimenu>Configuration</guimenu> <guisubmenu>Symboles CdV</guisubmenu></menuchoice> et ensuite sélectionnez le nouvel élément de menu avec le nom qui lui a été donné. Pour le désactiver, cliquez une nouvelle fois sur l'élément de menu. |
Message n°23,
Original : | The largest refracting telescope in the world is at the <firstterm>Yerkes Observatory</firstterm> in Williams Bay, Wisconsin. Built in 1897, it has a 1.02-m (40-in) objective and a focal length of 19.36 m. |
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Traduction : | Le plus grand télescope réfracteur dans le monde est celui de <firstterm>l'observatoire Yerkes</firstterm> à Williams Bay, Wisconsin. Construit en 1897, il possède un objectif de 1,02 m (40 pouces) et une longueur de focale de 19,36 m. |
À la ligne 179
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Suggestions :
- « Jerkes »
- « Yèbles »
- « Jerke »
- « Jerké »
- « Dierkes »
Message n°23,
Original : | The largest refracting telescope in the world is at the <firstterm>Yerkes Observatory</firstterm> in Williams Bay, Wisconsin. Built in 1897, it has a 1.02-m (40-in) objective and a focal length of 19.36 m. |
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Traduction : | Le plus grand télescope réfracteur dans le monde est celui de <firstterm>l'observatoire Yerkes</firstterm> à Williams Bay, Wisconsin. Construit en 1897, il possède un objectif de 1,02 m (40 pouces) et une longueur de focale de 19,36 m. |
Message n°24,
Original : | <firstterm>Reflecting Telescopes</firstterm>, on the other side, use mirrors instead of lenses in order to obtain the final image. By replacing the objective lens with a mirror, we obtain a focal point that lies on the path of the incoming light. An observer situated at this point could see an image, but he would block part of the incoming light. The focal point of the principal mirror is called <firstterm>prime focus</firstterm>, and this is also the name of the first category of reflecting telescopes. Thus, prime focus telescopes use a mirror in order to collect light from a celestial object and by reflection the image of the object may be observed from the prime focus of the telescope. Other types of reflecting telescopes are <firstterm>Newtonian</firstterm>, <firstterm>Cassegrain</firstterm> and <firstterm>Coude</firstterm>. |
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Traduction : | Les <firstterm>télescopes réflecteur</firstterm>, d'un autre coté, utilisent des miroirs au lieu de lentilles pour obtenir l'image finale. En remplaçant la lentille de l'objectif avec un miroir, le point focal est obtenu sur le trajet de la lumière entrante. Un observateur situé sur ce point pourrait voir une image, mais il ne pourrait recevoir qu'une partie de la lumière entrante. Le point focal du miroir principal est appelé <firstterm>foyer primaire</firstterm> et ceci est aussi le nom de la première catégorie de télescopes à réflecteurs. Ainsi, les télescopes à foyer primaire utilisent un miroir pour collecter la lumière d'un objet céleste et, par réflexion, l'image de l'objet peut être observée à partir du foyer principal du télescope. Les autres types de télescopes réflecteurs sont <firstterm>Newtonien</firstterm>, <firstterm>Cassegrain</firstterm> et <firstterm>Coude</firstterm>. |
À la ligne 186
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Suggestions :
- « Néronien »
- « Estonien »
- « Nestorien »
- « Néroniens »
- « Newton »
Message n°24,
Original : | <firstterm>Reflecting Telescopes</firstterm>, on the other side, use mirrors instead of lenses in order to obtain the final image. By replacing the objective lens with a mirror, we obtain a focal point that lies on the path of the incoming light. An observer situated at this point could see an image, but he would block part of the incoming light. The focal point of the principal mirror is called <firstterm>prime focus</firstterm>, and this is also the name of the first category of reflecting telescopes. Thus, prime focus telescopes use a mirror in order to collect light from a celestial object and by reflection the image of the object may be observed from the prime focus of the telescope. Other types of reflecting telescopes are <firstterm>Newtonian</firstterm>, <firstterm>Cassegrain</firstterm> and <firstterm>Coude</firstterm>. |
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Traduction : | Les <firstterm>télescopes réflecteur</firstterm>, d'un autre coté, utilisent des miroirs au lieu de lentilles pour obtenir l'image finale. En remplaçant la lentille de l'objectif avec un miroir, le point focal est obtenu sur le trajet de la lumière entrante. Un observateur situé sur ce point pourrait voir une image, mais il ne pourrait recevoir qu'une partie de la lumière entrante. Le point focal du miroir principal est appelé <firstterm>foyer primaire</firstterm> et ceci est aussi le nom de la première catégorie de télescopes à réflecteurs. Ainsi, les télescopes à foyer primaire utilisent un miroir pour collecter la lumière d'un objet céleste et, par réflexion, l'image de l'objet peut être observée à partir du foyer principal du télescope. Les autres types de télescopes réflecteurs sont <firstterm>Newtonien</firstterm>, <firstterm>Cassegrain</firstterm> et <firstterm>Coude</firstterm>. |
À la ligne 186
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Suggestions :
- « Casse grain »
- « Casse-grain »
- « Casse-graine »
- « Casserai »
- « Casserais »
Message n°26,
Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
À la ligne 200
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Suggestions :
- « Casse grain »
- « Casse-grain »
- « Casse-graine »
- « Casserai »
- « Casserais »
Message n°26,
Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
À la ligne 200
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Suggestions :
- « Casse grain »
- « Casse-grain »
- « Casse-graine »
- « Casserai »
- « Casserais »
Message n°26,
Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°27,
Original : | <firstterm>The Coude</firstterm> type consists of more than one mirror that reflects the light to a special room, the Coude room, which is located below the telescope. The advantages of using a Coude telescope are varied, from obtaining a long focal length useful in different fields of astronomy and astrophysics, like spectroscopy to avoiding the usage of a massive instrument. But there are also disadvantages in using a Coude telescope, because the more mirrors are placed in the system, the less amount of light arrives at the detector. This happens because by using Aluminum mirrors, only 80 % of the incident light gets reflected. |
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Traduction : | Le télescope de type <firstterm>Coude</firstterm> consiste en plus d'un miroir qui réfléchit la lumière dans une chambre spéciale, la chambre de Coude, qui est située sous le télescope. L'utilisation d'un télescope de Coude présente de multiples avantages, comme obtenir une longueur focale importante utile dans différents champs de l'astronomie et de l'astrophysique comme la spectroscopie pour éviter l'utilisation d'instruments encombrants. Mais il a aussi des inconvénients dans l'utilisation de télescopes de type Coude car plus il y a de miroirs dans le système, moins il y a de lumière qui arrive dans le détecteur. Cela est causé par l'utilisation de miroirs en aluminium pour lesquels seulement 80 % de la lumière incidente est réfléchie. |
Message n°27,
Original : | <firstterm>The Coude</firstterm> type consists of more than one mirror that reflects the light to a special room, the Coude room, which is located below the telescope. The advantages of using a Coude telescope are varied, from obtaining a long focal length useful in different fields of astronomy and astrophysics, like spectroscopy to avoiding the usage of a massive instrument. But there are also disadvantages in using a Coude telescope, because the more mirrors are placed in the system, the less amount of light arrives at the detector. This happens because by using Aluminum mirrors, only 80 % of the incident light gets reflected. |
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Traduction : | Le télescope de type <firstterm>Coude</firstterm> consiste en plus d'un miroir qui réfléchit la lumière dans une chambre spéciale, la chambre de Coude, qui est située sous le télescope. L'utilisation d'un télescope de Coude présente de multiples avantages, comme obtenir une longueur focale importante utile dans différents champs de l'astronomie et de l'astrophysique comme la spectroscopie pour éviter l'utilisation d'instruments encombrants. Mais il a aussi des inconvénients dans l'utilisation de télescopes de type Coude car plus il y a de miroirs dans le système, moins il y a de lumière qui arrive dans le détecteur. Cela est causé par l'utilisation de miroirs en aluminium pour lesquels seulement 80 % de la lumière incidente est réfléchie. |
À la ligne 207
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Suggestions :
- « spectroscope »
- « spectroscopes »
- « spectroscopique »
- « spectroscopiques »
Message n°28,
Original : | <firstterm>Catadioptrics</firstterm> are types of telescopes that use systems of both lenses and mirrors for making the light to converge. The most popular catadioptric is the <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm> telescope. It has the advantage of providing a large angle field of view. In order to minimize coma, it uses a primary spheroidal mirror with a thin correcting lens that removes spherical aberrations. The secondary mirror is placed in the center of the correcting lens, reflecting light through a hole made in the primary mirror. Not as famous as the Schmidt-Cassegrain telescope but common though is the <firstterm>Maksutov</firstterm> telescope that also uses a correcting lens with the primary mirror, this time their surfaces being concentric. |
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Traduction : | Les télescopes <firstterm>catadioptriques</firstterm> sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm>. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm>Maksutov</firstterm> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. |
À la ligne 214
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Suggestions :
- « Casse grain »
- « Casse-grain »
- « Casse-graine »
- « Casserai »
- « Casserais »
Message n°28,
Original : | <firstterm>Catadioptrics</firstterm> are types of telescopes that use systems of both lenses and mirrors for making the light to converge. The most popular catadioptric is the <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm> telescope. It has the advantage of providing a large angle field of view. In order to minimize coma, it uses a primary spheroidal mirror with a thin correcting lens that removes spherical aberrations. The secondary mirror is placed in the center of the correcting lens, reflecting light through a hole made in the primary mirror. Not as famous as the Schmidt-Cassegrain telescope but common though is the <firstterm>Maksutov</firstterm> telescope that also uses a correcting lens with the primary mirror, this time their surfaces being concentric. |
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Traduction : | Les télescopes <firstterm>catadioptriques</firstterm> sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm>. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm>Maksutov</firstterm> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. |
À la ligne 214
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Suggestions :
- « Casse grain »
- « Casse-grain »
- « Casse-graine »
- « Casserai »
- « Casserais »
Message n°28,
Original : | <firstterm>Catadioptrics</firstterm> are types of telescopes that use systems of both lenses and mirrors for making the light to converge. The most popular catadioptric is the <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm> telescope. It has the advantage of providing a large angle field of view. In order to minimize coma, it uses a primary spheroidal mirror with a thin correcting lens that removes spherical aberrations. The secondary mirror is placed in the center of the correcting lens, reflecting light through a hole made in the primary mirror. Not as famous as the Schmidt-Cassegrain telescope but common though is the <firstterm>Maksutov</firstterm> telescope that also uses a correcting lens with the primary mirror, this time their surfaces being concentric. |
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Traduction : | Les télescopes <firstterm>catadioptriques</firstterm> sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm>. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm>Maksutov</firstterm> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. |
À la ligne 214
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Suggestions :
- « Maputo »
- « Mazoutons »
- « M'ajoutons »
- « M'aboutons »
- « M'amputons »
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
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Message n°30,
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
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Suggestions :
- « Vaseline »
- « Vaseliné »
- « Vaseliner »
- « Vaselines »
- « Vaselinés »
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
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Suggestions :
- « Interféromètre »
- « Interférométrie »
- « Interféromètres »
- « Interférométries »
- « D'interféromètre »
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
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Suggestions :
- « Katakana »
- « Tarama »
- « Tracana »
- « Agaçâmes »
- « Atanas »
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
À la ligne 228
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Suggestions :
- « Millimètre »
- « Millimétré »
- « Millimètres »
- « Millimétrés »
- « Millimétrée »
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
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Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
À la ligne 228
Rapporter un faux positif
Suggestions :
- « katakana »
- « t'agaçâmes »
- « tracana »
- « t'attaquâmes »
- « d'attaquant »
Message n°32,
Original : | Because Earth-based observations are affected by extinction due Earth's atmosphere, observations carried out in space are more successful. We mention the <firstterm>Hubble Space Telescope (HST)</firstterm> that has a 2.4, f/24 primary mirror, the smoothest mirror ever constructed. The Hubble Space Telescope is placed on a low-orbit around Earth and because of the lack of atmosphere it can observe very faint objects. Another Space Telescope is the <firstterm>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm> which is planned to be launched in 2018. It will have a 6.5m primary mirror and it will orbit around a gravitation stable point on the Sun-Earth line known as the Second Lagrange Point (L2). Here the gravitational attractions due to both Sun and Earth balances the centrifugal force of an object set in motion around the Sun. This point has the special property that if an object is placed here, it is in equilibrium with respect to the Sun-Earth system. The second Lagrange Point lies on the line connecting Sun and Earth, on the other side of the Earth. So a telescope placed here will receive less thermal radiation, which will improve Infrared Observations. |
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Traduction : | Puisque les observations sur Terre sont affectées par l'atténuation due à l'atmosphère, les observations réalisées à partir de l'espace sont plus performantes. Le <firstterm>télescope spatial Hubble (HST)</firstterm> possède un miroir primaire de 2,4 m à f/24, le plus lisse de tous les miroirs jamais construits. Le télescope spatial Hubble est placé sur une orbite basse autour de la Terre. Grâce à l'absence d'atmosphère, il peut observer des objets très petits. Un autre télescope spatial est le télescope <firstterm>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm> dont le lancement était prévu en 2018 (finalement lancé en 2022). Il possédera un miroir primaire de 6,5 mètres et sera placé sur une orbite autour d'un point stable pour la gravitation sur la ligne entre le Soleil et la Terre, connu sous le nom de second point de Lagrange (L2). À cet endroit, les attractions gravitationnelles à la fois du soleil et de la Terre équilibrent la force centrifuge d'un objet en mouvement autour du Soleil. Ce point possède une propriété spéciale qui, pour un objet y étant placé, le maintient en équilibre grâce au système Terre-Soleil. Le deuxième point de Lagrange se trouve sur une ligne reliant le Soleil et la Terre de l'autre coté de la Terre. Ainsi, si un télescope est placé ici recevra moins de radiations thermiques, ce qui améliorera les observations infrarouges. |
Message n°32,
Original : | Because Earth-based observations are affected by extinction due Earth's atmosphere, observations carried out in space are more successful. We mention the <firstterm>Hubble Space Telescope (HST)</firstterm> that has a 2.4, f/24 primary mirror, the smoothest mirror ever constructed. The Hubble Space Telescope is placed on a low-orbit around Earth and because of the lack of atmosphere it can observe very faint objects. Another Space Telescope is the <firstterm>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm> which is planned to be launched in 2018. It will have a 6.5m primary mirror and it will orbit around a gravitation stable point on the Sun-Earth line known as the Second Lagrange Point (L2). Here the gravitational attractions due to both Sun and Earth balances the centrifugal force of an object set in motion around the Sun. This point has the special property that if an object is placed here, it is in equilibrium with respect to the Sun-Earth system. The second Lagrange Point lies on the line connecting Sun and Earth, on the other side of the Earth. So a telescope placed here will receive less thermal radiation, which will improve Infrared Observations. |
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Traduction : | Puisque les observations sur Terre sont affectées par l'atténuation due à l'atmosphère, les observations réalisées à partir de l'espace sont plus performantes. Le <firstterm>télescope spatial Hubble (HST)</firstterm> possède un miroir primaire de 2,4 m à f/24, le plus lisse de tous les miroirs jamais construits. Le télescope spatial Hubble est placé sur une orbite basse autour de la Terre. Grâce à l'absence d'atmosphère, il peut observer des objets très petits. Un autre télescope spatial est le télescope <firstterm>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm> dont le lancement était prévu en 2018 (finalement lancé en 2022). Il possédera un miroir primaire de 6,5 mètres et sera placé sur une orbite autour d'un point stable pour la gravitation sur la ligne entre le Soleil et la Terre, connu sous le nom de second point de Lagrange (L2). À cet endroit, les attractions gravitationnelles à la fois du soleil et de la Terre équilibrent la force centrifuge d'un objet en mouvement autour du Soleil. Ce point possède une propriété spéciale qui, pour un objet y étant placé, le maintient en équilibre grâce au système Terre-Soleil. Le deuxième point de Lagrange se trouve sur une ligne reliant le Soleil et la Terre de l'autre coté de la Terre. Ainsi, si un télescope est placé ici recevra moins de radiations thermiques, ce qui améliorera les observations infrarouges. |
À la ligne 242
Rapporter un faux positif
Suggestions :
- « La grange »
- « La-grange »
- « Lag range »
- « Lag-range »
- « Largage »
Message n°32,
Original : | Because Earth-based observations are affected by extinction due Earth's atmosphere, observations carried out in space are more successful. We mention the <firstterm>Hubble Space Telescope (HST)</firstterm> that has a 2.4, f/24 primary mirror, the smoothest mirror ever constructed. The Hubble Space Telescope is placed on a low-orbit around Earth and because of the lack of atmosphere it can observe very faint objects. Another Space Telescope is the <firstterm>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm> which is planned to be launched in 2018. It will have a 6.5m primary mirror and it will orbit around a gravitation stable point on the Sun-Earth line known as the Second Lagrange Point (L2). Here the gravitational attractions due to both Sun and Earth balances the centrifugal force of an object set in motion around the Sun. This point has the special property that if an object is placed here, it is in equilibrium with respect to the Sun-Earth system. The second Lagrange Point lies on the line connecting Sun and Earth, on the other side of the Earth. So a telescope placed here will receive less thermal radiation, which will improve Infrared Observations. |
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Traduction : | Puisque les observations sur Terre sont affectées par l'atténuation due à l'atmosphère, les observations réalisées à partir de l'espace sont plus performantes. Le <firstterm>télescope spatial Hubble (HST)</firstterm> possède un miroir primaire de 2,4 m à f/24, le plus lisse de tous les miroirs jamais construits. Le télescope spatial Hubble est placé sur une orbite basse autour de la Terre. Grâce à l'absence d'atmosphère, il peut observer des objets très petits. Un autre télescope spatial est le télescope <firstterm>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm> dont le lancement était prévu en 2018 (finalement lancé en 2022). Il possédera un miroir primaire de 6,5 mètres et sera placé sur une orbite autour d'un point stable pour la gravitation sur la ligne entre le Soleil et la Terre, connu sous le nom de second point de Lagrange (L2). À cet endroit, les attractions gravitationnelles à la fois du soleil et de la Terre équilibrent la force centrifuge d'un objet en mouvement autour du Soleil. Ce point possède une propriété spéciale qui, pour un objet y étant placé, le maintient en équilibre grâce au système Terre-Soleil. Le deuxième point de Lagrange se trouve sur une ligne reliant le Soleil et la Terre de l'autre coté de la Terre. Ainsi, si un télescope est placé ici recevra moins de radiations thermiques, ce qui améliorera les observations infrarouges. |
À la ligne 242
Rapporter un faux positif
Suggestions :
- « La grange »
- « La-grange »
- « Lag range »
- « Lag-range »
- « Largage »
Dernière vérification : Sun Apr 21 21:25:33 2024 (actualisée une fois par semaine).