Résolution d'un certain nombre de warning.

Annexe-Exercices/Annexe-Exercices.tex

@@ -950,7 +950,7 @@ Attention, cette ``procédure\index{procédure}'', qui présente beaucoup d'avan
 	La masse m constitue évidemment le système. On choisit un système d'axes vertical et horizontal dirigé vers le haut et dans le sens de l'accélération.
 	
 	Les forces extérieures exercées sur la masse sont au nombre de trois~: son poids P, la réaction du plan R et la force F.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Force inclinée]{Une force inclinée}\label{forceinclinee}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -991,7 +991,7 @@ Attention, cette ``procédure\index{procédure}'', qui présente beaucoup d'avan
 	Quelles sont les tensions exercées par chaque câble sur les murs ? Réponses~: \SI{77,63}{\newton} et \SI{84,24}{\newton}.
 	\begin{solos}
 	Commençons par trouver les forces exercées par les câbles sur la lampe. Considérons donc la lampe comme système. Pour des câbles souples la force est exercée le long du câble. La situation est donc celle de la figure \ref{lampe}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Lampe suspendue]{Une lampe suspendue}\label{lampe}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -1032,7 +1032,7 @@ Attention, cette ``procédure\index{procédure}'', qui présente beaucoup d'avan
 
 \begin{exos}
 	Soient deux masses, la première, de valeur M=\SI{5}{\kilo\gram}, posée sur un plan horizontal sans frottements et la seconde, m=\SI{2}{\kilo\gram}, reliée à la première par une corde sans masse et pendant dans le vide, comme présenté sur la figure \ref{pendante}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Masse pendante]{La masse pendante}\label{pendante}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -1088,7 +1088,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	
 	\medskip
 	Une autre manière de résoudre le problème est de procéder avec méthode. Le système qu'on doit choisir est bien évidemment la masse m, puisque c'est de celle-ci qu'on cherche l'accélération pour en trouver la vitesse au bout de \SI{2}{\second}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Plan incliné]{Le plan incliné}\label{incline}
 	\medskip
@@ -1261,7 +1261,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 
 \begin{exos}
 	Une poulie est accrochée au plafond par son axe de rotation. D'un côté elle soutient une masse m de \SI{5}{\kilo\gram} et de l'autre une autre poulie par l'intermédiaire d'une corde accrochée au plafond. À l'axe de rotation de cette dernière est suspendu une autre masse M de \SI{5}{\kilo\gram}. La figure \ref{deuxpoulies} présente la situation.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Deux poulies]{Deux poulies}\label{deuxpoulies}
 	\medskip
@@ -1275,7 +1275,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	
 	\medskip
 	Imaginons une poulie suspendue à une corde qui dépasse de celle-ci des deux côtés d'une longueur L, comme présenté sur la figure \ref{cordepoulie}. La demi-circonférence de la poulie vaut aussi L.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde poulie]{Corde et poulie}\label{cordepoulie}
 	\medskip
@@ -1289,7 +1289,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	
 	\smallskip
 	Pour le déterminer, il faut considérer qu'en tirant sur la corde pour la faire monter d'une hauteur L, on amène le point A qui est à l'origine au contact de la poulie	à la place du point B du haut de la corde (voir figure \ref{cordepoulie}). Si la poulie restait à sa place, on aurait la situation de la figure \ref{cordepoulietiree}). Mais, elle est en réalité libre de monter. Ce qui reste fixe est le point C de la figure \ref{cordepoulie}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde tirée poulie]{Corde tirée et poulie}\label{cordepoulietiree}
 	\medskip
@@ -1297,7 +1297,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	\input{Annexe-Exercices/Images/cordepoulietiree.eps_tex}
 	\end{figure}
 	On a donc a répartir une longueur 2L de corde entre le point A de la figure \ref{cordepoulietiree} et le point C de la figure \ref{cordepoulie}. Comme la demi-circonférence de la poulie vaut L, il reste une longueur L à répartir des deux côtés de la poulie, soit L/2 de chaque côté, comme le montre la figure \ref{cordepoulietireejuste}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde tirée poulie juste]{Corde tirée et poulie montée}\label{cordepoulietireejuste}
 	\medskip
@@ -1638,7 +1638,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	Le bloc se met soudain à glisser. Sachant que le c\oe fficient de frottement dynamique \(\mu\) à une valeur de 5\% inférieure au c\oe fficient statique, calculez l'accélération du bloc. Réponses~: \SI{0,62}{} et \SI{0,29}{\metre\per\second\squared}
 	\begin{solos}
 	La situation est celle de la figure \ref{inclinefrottement}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Frottements]{Frottements sur plan incliné}\label{inclinefrottement}
 	\medskip
@@ -1742,7 +1742,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 \begin{exos}
 	À l'aide d'un chariot d'une masse M de \SI{4}{\kilo\gram}, on désire déplacer une masse m de \SI{3}{\kilo\gram} en la poussant latéralement, mais sans qu'elle touche le sol, comme présenté à la figure \ref{blocsuspendu}.
 	
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Bloc suspendu]{Déplacement d'un bloc suspendu}\label{blocsuspendu}
 	\medskip
@@ -1755,7 +1755,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	Le poids du bloc de masse m vaut~:
 	\[P_m=m\cdot g=3\cdot 9,81=\SI{29,43}{\newton}\]
 	Pour que ce bloc ne tombe pas, il faut qu'une force verticale s'exerce vers le haut et compense le poids calculé ci-dessus, soit \(F_{fr}=P\). L'origine de cette force est évidemment le frottement entre les deux blocs. Or, celle-ci dépend de la force exercée par la masse M sur m, notée \(\overrightarrow{N}\), qui joue le rôle de la réaction R du sol pour un objet glissant horizontalement. La figure \ref{blocsuspenduforces} présente la situation qui permet d'exprimer la force de frottement et de déterminer la valeur N de la réaction.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Forces sur bloc suspendu]{Forces sur le bloc suspendu}\label{blocsuspenduforces}
 	\medskip

Annexe-Exercices/Annexe-Exercices.tex.bak

@@ -950,7 +950,7 @@ Attention, cette ``procédure\index{procédure}'', qui présente beaucoup d'avan
 	La masse m constitue évidemment le système. On choisit un système d'axes vertical et horizontal dirigé vers le haut et dans le sens de l'accélération.
 	
 	Les forces extérieures exercées sur la masse sont au nombre de trois~: son poids P, la réaction du plan R et la force F.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Force inclinée]{Une force inclinée}\label{forceinclinee}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -991,7 +991,7 @@ Attention, cette ``procédure\index{procédure}'', qui présente beaucoup d'avan
 	Quelles sont les tensions exercées par chaque câble sur les murs ? Réponses~: \SI{77,63}{\newton} et \SI{84,24}{\newton}.
 	\begin{solos}
 	Commençons par trouver les forces exercées par les câbles sur la lampe. Considérons donc la lampe comme système. Pour des câbles souples la force est exercée le long du câble. La situation est donc celle de la figure \ref{lampe}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Lampe suspendue]{Une lampe suspendue}\label{lampe}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -1032,7 +1032,7 @@ Attention, cette ``procédure\index{procédure}'', qui présente beaucoup d'avan
 
 \begin{exos}
 	Soient deux masses, la première, de valeur M=\SI{5}{\kilo\gram}, posée sur un plan horizontal sans frottements et la seconde, m=\SI{2}{\kilo\gram}, reliée à la première par une corde sans masse et pendant dans le vide, comme présenté sur la figure \ref{pendante}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Masse pendante]{La masse pendante}\label{pendante}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -1088,7 +1088,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	
 	\medskip
 	Une autre manière de résoudre le problème est de procéder avec méthode. Le système qu'on doit choisir est bien évidemment la masse m, puisque c'est de celle-ci qu'on cherche l'accélération pour en trouver la vitesse au bout de \SI{2}{\second}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Plan incliné]{Le plan incliné}\label{incline}
 	\medskip
@@ -1261,7 +1261,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 
 \begin{exos}
 	Une poulie est accrochée au plafond par son axe de rotation. D'un côté elle soutient une masse m de \SI{5}{\kilo\gram} et de l'autre une autre poulie par l'intermédiaire d'une corde accrochée au plafond. À l'axe de rotation de cette dernière est suspendu une autre masse M de \SI{5}{\kilo\gram}. La figure \ref{deuxpoulies} présente la situation.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Deux poulies]{Deux poulies}\label{deuxpoulies}
 	\medskip
@@ -1275,7 +1275,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	
 	\medskip
 	Imaginons une poulie suspendue à une corde qui dépasse de celle-ci des deux côtés d'une longueur L, comme présenté sur la figure \ref{cordepoulie}. La demi-circonférence de la poulie vaut aussi L.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde poulie]{Corde et poulie}\label{cordepoulie}
 	\medskip
@@ -1289,7 +1289,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	
 	\smallskip
 	Pour le déterminer, il faut considérer qu'en tirant sur la corde pour la faire monter d'une hauteur L, on amène le point A qui est à l'origine au contact de la poulie	à la place du point B du haut de la corde (voir figure \ref{cordepoulie}). Si la poulie restait à sa place, on aurait la situation de la figure \ref{cordepoulietiree}). Mais, elle est en réalité libre de monter. Ce qui reste fixe est le point C de la figure \ref{cordepoulie}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde tirée poulie]{Corde tirée et poulie}\label{cordepoulietiree}
 	\medskip
@@ -1297,7 +1297,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	\input{Annexe-Exercices/Images/cordepoulietiree.eps_tex}
 	\end{figure}
 	On a donc a répartir une longueur 2L de corde entre le point A de la figure \ref{cordepoulietiree} et le point C de la figure \ref{cordepoulie}. Comme la demi-circonférence de la poulie vaut L, il reste une longueur L à répartir des deux côtés de la poulie, soit L/2 de chaque côté, comme le montre la figure \ref{cordepoulietireejuste}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde tirée poulie juste]{Corde tirée et poulie montée}\label{cordepoulietireejuste}
 	\medskip
@@ -1638,7 +1638,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	Le bloc se met soudain à glisser. Sachant que le c\oe fficient de frottement dynamique \(\mu\) à une valeur de 5\% inférieure au c\oe fficient statique, calculez l'accélération du bloc. Réponses~: \SI{0,62}{} et \SI{0,29}{\metre\per\second\squared}
 	\begin{solos}
 	La situation est celle de la figure \ref{inclinefrottement}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Frottements]{Frottements sur plan incliné}\label{inclinefrottement}
 	\medskip
@@ -1742,7 +1742,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 \begin{exos}
 	À l'aide d'un chariot d'une masse M de \SI{4}{\kilo\gram}, on désire déplacer une masse m de \SI{3}{\kilo\gram} en la poussant latéralement, mais sans qu'elle touche le sol, comme présenté à la figure \ref{blocsuspendu}.
 	
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Bloc suspendu]{Déplacement d'un bloc suspendu}\label{blocsuspendu}
 	\medskip
@@ -1755,7 +1755,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 	Le poids du bloc de masse m vaut~:
 	\[P_m=m\cdot g=3\cdot 9,81=\SI{29,43}{\newton}\]
 	Pour que ce bloc ne tombe pas, il faut qu'une force verticale s'exerce vers le haut et compense le poids calculé ci-dessus, soit \(F_{fr}=P\). L'origine de cette force est évidemment le frottement entre les deux blocs. Or, celle-ci dépend de la force exercée par la masse M sur m, notée \(\overrightarrow{N}\), qui joue le rôle de la réaction R du sol pour un objet glissant horizontalement. La figure \ref{blocsuspenduforces} présente la situation qui permet d'exprimer la force de frottement et de déterminer la valeur N de la réaction.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Forces sur bloc suspendu]{Forces sur le bloc suspendu}\label{blocsuspenduforces}
 	\medskip
@@ -2074,7 +2074,7 @@ On lâche la première à vitesse initiale nulle. Calculez la vitesse de la seco
 \end{ex}
 
 \begin{ex}
-   On désire fournir \SI{3000}{\kilo\watt\hour} d'énergie pendant une année à chacun des ménages d'une ville de 30'000 habitants. Si le nombre moyen de personnes par ménage est de deux et demi, quel doit être le débit de la conduite d'eau d'une hauteur de \SI{74}{\metre} nécessaire pour cela. Le rendement vaut \(\eta=90\%\). Quel type de turbine faut-il choisir ? Réponse~: Francis.
+   On désire fournir \SI{3000}{\kilo\watt\hour} d'énergie pendant une année à chacun des ménages d'une ville de \num{30000} habitants. Si le nombre moyen de personnes par ménage est de deux et demi, quel doit être le débit de la conduite d'eau d'une hauteur de \SI{74}{\metre} nécessaire pour cela. Le rendement vaut \(\eta=90\%\). Quel type de turbine faut-il choisir ? Réponse~: Francis.
    \begin{sol}
    Le nombre de ménages est de \(30'000/2,5=12'000\). Il faut donc fournir une énergie de~:
    \[E=12'000\cdot 3'000=\SI{36000000}{\kilo\watt\hour}=\SI{36}{\giga\watt\hour}\]

CoursMecaniqueOSDF.ilg

@@ -1,7 +1,7 @@
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 Scanning input file CoursMecaniqueOSDF.idx.....done (1213 entries accepted, 0 rejected).
-Sorting entries............done (13289 comparisons).
+Sorting entries............done (13271 comparisons).
 Generating output file CoursMecaniqueOSDF.ind.....done (935 lines written, 0 warnings).
 Output written in CoursMecaniqueOSDF.ind.
 Transcript written in CoursMecaniqueOSDF.ilg.

CoursMecaniqueOSDF.tex

@@ -22,7 +22,7 @@
 \newtheorem{exosc}{Exercice OS}
 \newenvironment{exos}{\begin{exosc}\normalfont}{\end{exosc}}
 
-\setlength{\headheight}{12.2pt}		% spécifie la hauteur de l'entête pour qu'elle ne couvre pas le titre
+\setlength{\headheight}{13pt}		% spécifie la hauteur de l'entête pour qu'elle ne couvre pas le titre
 
 \setcounter{topnumber}{3}		% nombre maximal de flottant en haut d'une page (par défaut 2)
 \setcounter{bottomnumber}{2}		% nombre maximal de flottant en bas d'une page (par défaut 1)

CoursMecaniqueOSDF.tex.bak

@@ -22,7 +22,7 @@
 \newtheorem{exosc}{Exercice OS}
 \newenvironment{exos}{\begin{exosc}\normalfont}{\end{exosc}}
 
-\setlength{\headheight}{12.2pt}		% spécifie la hauteur de l'entête pour qu'elle ne couvre pas le titre
+\setlength{\headheight}{13pt}		% spécifie la hauteur de l'entête pour qu'elle ne couvre pas le titre
 
 \setcounter{topnumber}{3}		% nombre maximal de flottant en haut d'une page (par défaut 2)
 \setcounter{bottomnumber}{2}		% nombre maximal de flottant en bas d'une page (par défaut 1)

Dynamique/Dynamique.tex

@@ -664,8 +664,10 @@ Le résultat correspond au graphe du champ vectoriel\index{maree@marée!champ ve
 
 On peut montrer sur la base de la deuxième loi de Newton et de la loi de la gravitation universelle (voir \cite[p. 416]{GC88}) que le vecteur \(\overrightarrow F_{mar\acute ee}\) correspondant à la force de marée s'exerçant sur une masse \(m\) d'eau située au point de coordonnées \((x,y)\) d'un référentiel cartésien lié au centre de la Terre (dans le plan d'un méridien) vaut~:
 \begin{equation}\label{eqmareevect}
-\overrightarrow F_{mar\acute ee}=G\cdot \frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^3}\cdot {2\cdot x \choose -y}
+\overrightarrow F_{mar\acute ee}=G\cdot \frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^3}\cdot \binom{2\cdot x}{-y}
 \end{equation}
+% Attention, dans l'équation ci-dessus, il ne faut pas remplacer \binom{2\cdot x}{-y} par 2\cdot x \choose -y
+% car cela produit un warning de foreign command \atopwithdemims.
 Où \(M_L\) est la masse de la Lune et \(d_{T-L}\) la distance Terre-Lune.
 
 L'expression de la force \(\overrightarrow F_{mar\acute ee}\) donnée par \ref{eqmareevect} trouve sa représentation graphique dans le champ de vecteurs représenté à la figure \ref{mareechampforce}. On y voit l'attraction de la Lune sur les masses d'eau qui se trouvent de son côté et, de l'autre côté, l'effet de la force d'inertie (pseudo-force centrifuge). Deux marées hautes se trouvent donc aux antipodes l'une de l'autre. La Terre tournant sur elle-même bien plus rapidement que la Lune tourne autour d'elle, l'existence de deux marées par jour trouve donc ici une explication à travers l'application de la deuxième loi de Newton.

Dynamique/Dynamique.tex.bak

@@ -666,6 +666,8 @@ On peut montrer sur la base de la deuxième loi de Newton et de la loi de la gra
 \begin{equation}\label{eqmareevect}
 \overrightarrow F_{mar\acute ee}=G\cdot \frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^3}\cdot {2\cdot x \choose -y}
 \end{equation}
+% Attention, dans l'équation ci-dessus, il ne faut pas remplacer \binom{x}{-y} par x \choose -y
+% car cela produit un warning 
 Où \(M_L\) est la masse de la Lune et \(d_{T-L}\) la distance Terre-Lune.
 
 L'expression de la force \(\overrightarrow F_{mar\acute ee}\) donnée par \ref{eqmareevect} trouve sa représentation graphique dans le champ de vecteurs représenté à la figure \ref{mareechampforce}. On y voit l'attraction de la Lune sur les masses d'eau qui se trouvent de son côté et, de l'autre côté, l'effet de la force d'inertie (pseudo-force centrifuge). Deux marées hautes se trouvent donc aux antipodes l'une de l'autre. La Terre tournant sur elle-même bien plus rapidement que la Lune tourne autour d'elle, l'existence de deux marées par jour trouve donc ici une explication à travers l'application de la deuxième loi de Newton.

EnergieOS/EnergieOS.aux

@@ -27,7 +27,7 @@
 \newlabel{enpotdef}{{8.2}{122}}
 \newlabel{\IeC {\'e}nergie cin\IeC {\'e}tique}{{8.3.3}{122}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {8.3.3}\IeC {\'E}nergie cin\IeC {\'e}tique}{122}}
-\newlabel{encindef}{{8.3}{122}}
+\newlabel{eqencindef}{{8.3}{122}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {8.3.4}\IeC {\'E}nergie m\IeC {\'e}canique}{122}}
 \newlabel{enmec}{{8.4}{122}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {8.3.5}Exemple}{122}}

EnergieOS/EnergieOS.tex

@@ -162,7 +162,7 @@ On remarque que ce travail se compose de deux parties. Chacune d'elle ne dépend
 l'objet. On peut donc appeler chacun de ces termes "énergie cinétique\index{energie@énergie!cinétique}"
 pour la vitesse considérée. Ainsi, le travail se traduit par une différence
 d'énergie cinétique. Et sa définition prend la forme suivante~:
-\begin{equation}\label{encindef}
+\begin{equation}\label{eqencindef}
 \fbox{\(\displaystyle E_{cin}=\frac{1}{2}\cdot m\cdot v^{2}\)}
 \end{equation}
 

EnergieOS/EnergieOS.tex.bak

@@ -162,7 +162,7 @@ On remarque que ce travail se compose de deux parties. Chacune d'elle ne dépend
 l'objet. On peut donc appeler chacun de ces termes "énergie cinétique\index{energie@énergie!cinétique}"
 pour la vitesse considérée. Ainsi, le travail se traduit par une différence
 d'énergie cinétique. Et sa définition prend la forme suivante~:
-\begin{equation}\label{encindef}
+\begin{equation}\label{eqencindef}
 \fbox{\(\displaystyle E_{cin}=\frac{1}{2}\cdot m\cdot v^{2}\)}
 \end{equation}
 

Introduction/Introduction.tex

@@ -18,7 +18,7 @@ Qui dit périodes dit donc mouvement et, plus précisément, mouvement répétit
 \begin{figure}[t]
 \centering
 \caption[L'univers profond]{L'univers profond\label{universprofond} \par \scriptsize{Image du télescope spatial Hubble\endnote{Voir le site du télescope spatial Hubble~: \url=http://hubble.nasa.gov/multimedia/astronomy.php= notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à la NASA.}}}
-\includegraphics[width=7cm]{UniversProfond.eps}
+\includegraphics[width=7cm]{universprofond.eps}
 \end{figure}
 
 La plus grande structure connue est l'univers. La taille de l'univers observable est estimée à environ \SI{43}{\mega\lightyear}, soit \num{43} milliards d'années lumière. Sa composition est analogue à une sorte de gaz dont les particules seraient réparties uniformément dans le volume qui le contient. Sauf que de contenant il n'y a pas et que les particules sont des super-amas\index{super@super!amas} de galaxies dont la taille ne dépasse pas \numrange{200}{300} millions d'années lumière. Leur nombre dans l'univers est estimé à \num{10} millions.
@@ -325,7 +325,7 @@ Puis, comme précédemment, les éléments plus lourds sont aussi formés par d
 	\multicolumn{5}{|c|}{\includegraphics[width=13.635cm]{StructuresAtomiques.eps}}\\
 	\multicolumn{1}{|c}{Atome} & \multicolumn{1}{c}{Noyau} & \multicolumn{1}{c}{Nucléon} & \multicolumn{1}{c}{Quarks} & \multicolumn{1}{c|}{Cordes}\\
 	\hhline{|=#==#==|}
-	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textbf{\textsc{Fermions}}\\Ce sont les particules qui constituent la matière ordinaire} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c||}{\textbf{\textsc{Leptons}}} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c|}{\textbf{\textsc{Quarks}}}\\
+	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textsc{Fermions}\\Ce sont les particules qui constituent la matière ordinaire} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c||}{\textsc{Leptons}} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c|}{\textsc{Quarks}}\\
 	\cline{2-5}
 	& \color{black}\textsc{Électron (\(e^-\))} & \color{black}\textsc{Neutrino (\(\nu_e\)) électronique} & \color{black}\textsc{Bas (d)} & \color{black}\textsc{Haut (u)}\\
 	& Il détermine les propriétés chimiques. Chargé négativement. & Très faible interaction avec la matière. Sans charge. & 1x dans le proton, 2x dans le neutron. & 2x dans le proton, 1x dans le neutron\\
@@ -337,7 +337,7 @@ Puis, comme précédemment, les éléments plus lourds sont aussi formés par d
 	& Un muon plus massif & Un autre neutrino & Un étrange plus massif & Un haut encore plus massif\\
 	\hhline{|=#==#==|}
 	%\hline\hline
-	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textbf{\textsc{Bosons}}\\Particules représentant les forces élémentaires} & \color{black}\textsc{Photon (\(\gamma\))} & \color{black}\textsc{Gluon (g)} & \color{black}\textsc{Bosons (W Z) intermédiaires} & \color{black}\textsc{Graviton} \\
+	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textsc{Bosons}\\Particules représentant les forces élémentaires} & \color{black}\textsc{Photon (\(\gamma\))} & \color{black}\textsc{Gluon (g)} & \color{black}\textsc{Bosons (W Z) intermédiaires} & \color{black}\textsc{Graviton} \\
 	& Grain de lumière ; vecteur de la force électromagnétique & Cohésion du noyau et des nucléons ; vecteur de la force forte & Radioactivité ; vecteur de la force faible & Poids~: vecteur de la force de gravitation \\
 	\hline
 	\end{tabular}

Introduction/Introduction.tex.bak

@@ -18,7 +18,7 @@ Qui dit périodes dit donc mouvement et, plus précisément, mouvement répétit
 \begin{figure}[t]
 \centering
 \caption[L'univers profond]{L'univers profond\label{universprofond} \par \scriptsize{Image du télescope spatial Hubble\endnote{Voir le site du télescope spatial Hubble~: \url=http://hubble.nasa.gov/multimedia/astronomy.php= notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à la NASA.}}}
-\includegraphics[width=7cm]{UniversProfond.eps}
+\includegraphics[width=7cm]{universprofond.eps}
 \end{figure}
 
 La plus grande structure connue est l'univers. La taille de l'univers observable est estimée à environ \SI{43}{\mega\lightyear}, soit \num{43} milliards d'années lumière. Sa composition est analogue à une sorte de gaz dont les particules seraient réparties uniformément dans le volume qui le contient. Sauf que de contenant il n'y a pas et que les particules sont des super-amas\index{super@super!amas} de galaxies dont la taille ne dépasse pas \numrange{200}{300} millions d'années lumière. Leur nombre dans l'univers est estimé à \num{10} millions.
@@ -101,7 +101,7 @@ Les mouvements locaux des galaxies entre elles donnent lieu à des \og chocs\fg{
 Les galaxies sont donc composées d'étoiles. Plus de 100 milliards pour la Voie Lactée\index{Voie@Voie!Lactée}, la galaxie\index{galaxie@galaxie} dans laquelle nous nous trouvons. Environ \num{30000} milliards de milliards pour l'univers en entier.
 
 Ces étoiles sont plus ou moins grandes. Les plus grosses ont une masse d'une centaine de fois la masse de notre étoile, celle autour de laquelle nous nous déplaçons qui se nomme le Soleil\index{Soleil@Soleil}. C'est une étoile de taille petite à moyenne. Le destin de notre étoile (voir figure \ref{evosol}) est d'enfler considérablement pour devenir une géante rouge\index{geante@géante!rouge} et ensuite de s'effondrer en laissant ses couches extérieures en périphérie et en concentrant ses couches intérieures en une naine blanche\index{naine@naine!blanche}, puis une naine noire\index{naine@naine!noire}. Le résultat présente l'allure spectaculaire (voir figure \ref{planetaire}) de la \og nébuleuse planétaire\index{nebuleuse@nébuleuse!planétaire}\fg{}.
-Pour les étoiles bien plus grosses que le Soleil, dont la masse m est telle que \(1,4\cdot m_{soleil}<m<5\cdot m_{soleil}\), l'évolution change. L'étoile commence par \og gonfler\fg{} pour devenir une géante rouge\index{geante@géante!rouge}, puis une super-géante\index{supergeante@supergéante} qui explose de manière fracassante en une supernovae\index{supernovae@supernovae} pour ne laisser finalement qu'une étoile à neutrons\index{etoile@étoile!à neutrons}. Enfin, pour les très grosses étoiles, dont la masse m est telle que \(m>5\cdot m_{soleil}\), l'évolution est la même que précédemment jusqu'à la supernovae. Après les restes sont si denses qu'il se crée un trou noir\index{trou@trou!noir}.
+Pour les étoiles bien plus grosses que le Soleil, dont la masse m est telle que \(1,4\cdot m_{soleil}<m<5\cdot m_{soleil}\), l'évolution change. L'étoile commence par \og gonfler\fg{} pour devenir une géante rouge\index{geante@géante!rouge}, puis une super-géante\index{supergeante@supergéante} qui explose de manière fracassante en une supernovae\index{supernovae@supernovae} pour ne laisser finalement qu'une étoile à neutrons\index{etoile@étoile!à neutrons}. Enfin, pour les très grosses étoiles, dont la masse m est telle que \(m>5\cdot m_{soleil}\), l'évolution est la même que précédemment jusqu'à la supernov\ae. Après les restes sont si denses qu'il se crée un trou noir\index{trou@trou!noir}.
 
 Le destin et l'évolution des étoiles est donc une chose complexe, d'autant plus que les différents éléments répertoriés dans le tableau périodique\index{tableau@tableau!périodique} de Mendeleïev\index{Mendeleiev@Mendeleïev} ont été créés au sein des étoiles. Si la physique de ces constructions dépasse le propos de ce cours, il en sera dit quelques mots au paragraphe \ref{subsectionsubatomique}.
 
@@ -127,7 +127,7 @@ La première exoplanète découverte l'a été en 1995 par l'observatoire de Gen
 
 En 2005, soit dix ans après, la première image d'une exoplanète (voir figure \ref{2M1207}) a été réalisée par le VLT (Very Large Telescope). Il s'agit de la naine brune 2M1207, une étoile avortée faiblement lumineuse, autour de laquelle tourne une exoplanète d'environ cinq fois la masse de Jupiter, à une distance deux fois plus importante que celle de Neptune autour de notre étoile, le Soleil.
 
-Le 13 novembre 2008, une seconde planète a été observée en lumière visible dans la constellation australe du Poisson autour de l'étoile Fomalhaut. C'est une planète d'environ trois fois la masse de jupiter et elle se trouve à environ dix fois la distance entre le soleil et saturne de son étoile Fomalhaut.
+Le 13 novembre 2008, une seconde planète a été observée en lumière visible dans la constellation australe du Poisson autour de l'étoile Fomalhaut. C'est une planète d'environ trois fois la masse de Jupiter et elle se trouve à environ dix fois la distance entre le soleil et saturne de son étoile Fomalhaut.
 
 \smallskip
 Autour de notre étoile, le Soleil\index{Soleil@Soleil} tournent huit planètes (MVTMJSUN \dots) et d'autres corps plus petits parmis lesquels se trouvent des planètes dites naines. Cérès (dans la ceinture d'astéroïde\index{ceinture@ceinture!d'astéroïde}), Éris (un tout petit peu plus grande que Pluton et qui fait partie de la ceinture de Kuiper\index{ceinture@ceinture!de Kuiper}, au-delà de l'orbite de Neptune) et Pluton en font partie. La figure \ref{systemesolaire} présente le système solaire sans respecter les ordres de grandeurs.
@@ -158,7 +158,7 @@ En passant elles laissent sur leur orbite\index{orbite@orbite} une traînée de
 \includegraphics[width=6cm]{Billet10FrsComete.eps}
 \end{figure}
 
-Ce sont ces traînées de poussières que la Terre rencontre sur son orbite\index{orbite@orbite} en donnant lieu aux fameuses pluies d'étoiles filantes\index{etoile@étoile!filante} (voir la figure \ref{Leonides} qui montre une observation des Léonides. \og Les léonides sont causées par le passage d'une comète, la comète Tempel-Tuttle qui a une période de 33 ans. À chaque passage, la comète laisse une trainée de débris rocheux qui forme un essaim que la Terre traverse tous les ans aux environs du mois de novembre. Le radian\index{radian@radian} étant situé dans la constellation du Lion, on appelle donc les météores\index{meteor@météore} « léonides »\index{Leonides@Léonides}.\fg{}\endnote{Voir \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Leonides=}). Il s'agit de petites météorites qui se consument en entrant dans l'atmosphère en produisant une trace lumineuse, \emph{les étoiles filantes}. Elles ne sont donc ni des étoiles, ni des planètes ou des comètes\index{comete@comète}. Dans le cas des pluies d'étoiles filantes crées par la rencontre de la terre avec les poussières de l'orbite d'une comète, elles semblent provenir d'un point bien précis dans le ciel, comme la neige qui tombe sur le pare-brise d'une voiture semble venir d'un point situé dans la direction du déplacement de la voiture. Ce point se nomme le radian\index{radian@radian}.
+Ce sont ces traînées de poussières que la Terre rencontre sur son orbite\index{orbite@orbite} en donnant lieu aux fameuses pluies d'étoiles filantes\index{etoile@étoile!filante} (voir la figure \ref{Leonides} qui montre une observation des Léonides. \og Les léonides sont causées par le passage d'une comète, la comète Tempel-Tuttle qui a une période de 33 ans. À chaque passage, la comète laisse une trainée de débris rocheux qui forme un essaim que la Terre traverse tous les ans aux environs du mois de novembre. Le radian\index{radian@radian} étant situé dans la constellation du Lion, on appelle donc les météores\index{meteor@météore} « Léonides »\index{Leonides@Léonides}.\fg{}\endnote{Voir \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Leonides=}). Il s'agit de petites météorites qui se consument en entrant dans l'atmosphère en produisant une trace lumineuse, \emph{les étoiles filantes}. Elles ne sont donc ni des étoiles, ni des planètes ou des comètes\index{comete@comète}. Dans le cas des pluies d'étoiles filantes crées par la rencontre de la terre avec les poussières de l'orbite d'une comète, elles semblent provenir d'un point bien précis dans le ciel, comme la neige qui tombe sur le pare-brise d'une voiture semble venir d'un point situé dans la direction du déplacement de la voiture. Ce point se nomme le radian\index{radian@radian}.
 
 \begin{figure}[h!t]
 \centering
@@ -236,7 +236,7 @@ La question se pose alors de la différence entre éclipse de Soleil\index{eclip
 \includegraphics[width=6cm]{Orbite-lune-soleil.eps}
 \end{figure}
 
-Comme ces plans ne coïncident pas, tant que la Lune n'est pas dans le plan de l'Écliptique\index{ecliptique@écliptique}, c'est-à-dire sur la ligne des n\oe uds\index{ligne@ligne des n\oe uds} présentée dans la figure \ref{Orbite-lune-soleil}, il ne peut y avoir d'éclipse. Or, la Lune coupe le plan de l'Écliptique deux fois par mois. Mais encore faut-il que la ligne des noeuds soit alors alignée avec le Soleil. Il faut dire aussi que le plan de rotation de la Lune tourne sur lui-même entraînant la ligne des noeuds avec lui. Sa période de rotation est de \SI{18,61}{\year}. Ainsi, la ligne des noeuds tourne sur elle-même d'un angle de \(\sim\) \ang{19,6} par an. Finalement donc, on peut calculer que l'alignement de la ligne des noeuds et du Soleil se fait tout les \SI{173}{\day} environ\endnote{Voir aux sujet des éclipses l'excellent site de l'institut de mécanique céleste~: http://www.imcce.fr/}. Cette durée constitue ce qu'on appelle une saison d'éclipses\index{saison@saison!d'éclipse}.
+Comme ces plans ne coïncident pas, tant que la Lune n'est pas dans le plan de l'Écliptique\index{ecliptique@écliptique}, c'est-à-dire sur la ligne des n\oe uds\index{ligne@ligne des n\oe uds} présentée dans la figure \ref{Orbite-lune-soleil}, il ne peut y avoir d'éclipse. Or, la Lune coupe le plan de l'Écliptique deux fois par mois. Mais encore faut-il que la ligne des n\oe uds soit alors alignée avec le Soleil. Il faut dire aussi que le plan de rotation de la Lune tourne sur lui-même entraînant la ligne des n\oe uds avec lui. Sa période de rotation est de \SI{18,61}{\year}. Ainsi, la ligne des n\oe uds tourne sur elle-même d'un angle de \(\sim\) \ang{19,6} par an. Finalement donc, on peut calculer que l'alignement de la ligne des n\oe uds et du Soleil se fait tout les \SI{173}{\day} environ\endnote{Voir aux sujet des éclipses l'excellent site de l'institut de mécanique céleste~: http://www.imcce.fr/}. Cette durée constitue ce qu'on appelle une saison d'éclipses\index{saison@saison!d'éclipse}.
 
 Mais, tout cela est encore compliqué, pour les éclipses de Soleil notamment, par le fait que l'ombre de la Lune ne couvre pas la totalité de la Terre. Si bien qu'en un lieu donné de sa surface, au moment où des éclipses de Soleil et de Lune sont possibles, il se peut que seule une éclipse de Lune soit visible, alors que celle de Soleil ne l'est pas à cet endroit.
 
@@ -325,7 +325,7 @@ Puis, comme précédemment, les éléments plus lourds sont aussi formés par d
 	\multicolumn{5}{|c|}{\includegraphics[width=13.635cm]{StructuresAtomiques.eps}}\\
 	\multicolumn{1}{|c}{Atome} & \multicolumn{1}{c}{Noyau} & \multicolumn{1}{c}{Nucléon} & \multicolumn{1}{c}{Quarks} & \multicolumn{1}{c|}{Cordes}\\
 	\hhline{|=#==#==|}
-	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textbf{\textsc{Fermions}}\\Ce sont les particules qui constituent la matière ordinaire} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c||}{\textbf{\textsc{Leptons}}} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c|}{\textbf{\textsc{Quarks}}}\\
+	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textsc{Fermions}\\Ce sont les particules qui constituent la matière ordinaire} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c||}{\textsc{Leptons}} & \multicolumn{2}{>{\columncolor[gray]{0.8}}c|}{\textsc{Quarks}}\\
 	\cline{2-5}
 	& \color{black}\textsc{Électron (\(e^-\))} & \color{black}\textsc{Neutrino (\(\nu_e\)) électronique} & \color{black}\textsc{Bas (d)} & \color{black}\textsc{Haut (u)}\\
 	& Il détermine les propriétés chimiques. Chargé négativement. & Très faible interaction avec la matière. Sans charge. & 1x dans le proton, 2x dans le neutron. & 2x dans le proton, 1x dans le neutron\\
@@ -337,7 +337,7 @@ Puis, comme précédemment, les éléments plus lourds sont aussi formés par d
 	& Un muon plus massif & Un autre neutrino & Un étrange plus massif & Un haut encore plus massif\\
 	\hhline{|=#==#==|}
 	%\hline\hline
-	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textbf{\textsc{Bosons}}\\Particules représentant les forces élémentaires} & \color{black}\textsc{Photon (\(\gamma\))} & \color{black}\textsc{Gluon (g)} & \color{black}\textsc{Bosons (W Z) intermédiaires} & \color{black}\textsc{Graviton} \\
+	\multirow{2}{2.6cm}[-3mm]{\textsc{Bosons}\\Particules représentant les forces élémentaires} & \color{black}\textsc{Photon (\(\gamma\))} & \color{black}\textsc{Gluon (g)} & \color{black}\textsc{Bosons (W Z) intermédiaires} & \color{black}\textsc{Graviton} \\
 	& Grain de lumière ; vecteur de la force électromagnétique & Cohésion du noyau et des nucléons ; vecteur de la force forte & Radioactivité ; vecteur de la force faible & Poids~: vecteur de la force de gravitation \\
 	\hline
 	\end{tabular}

MecaniqueDim/MecaniqueDim.aux

@@ -50,7 +50,7 @@
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Cin\IeC {\'e}matique}{80}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Relation importante}{81}}
 \@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {4.7}{\ignorespaces Mouvement circulaire uniforme\relax }}{81}}
-\newlabel{MCU}{{4.7}{81}}
+\newlabel{dimMCU}{{4.7}{81}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Dynamique}{81}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Virages inclin\IeC {\'e}s}{81}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Vitesses minimales}{82}}
@@ -63,7 +63,7 @@
 \newlabel{viragesvmaxfinie}{{4.10}{83}}
 \citation{GC88}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {4.4.5}Satellite en orbite g\IeC {\'e}ostationnaire}{84}}
-\newlabel{geostat}{{4.4.5}{84}}
+\newlabel{dimgeostat}{{4.4.5}{84}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Introduction}{84}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Th\IeC {\'e}oriquement}{84}}
 \@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Num\IeC {\'e}riquement}{84}}

MecaniqueDim/MecaniqueDim.tex

@@ -447,11 +447,11 @@ implique par dérivation~:
 \[\frac{dL}{dt}=v=\omega\cdot R=\frac{d\theta}{dt}\cdot R\;\Rightarrow\; v=\omega\cdot R\]
 
 \subsubsection{Relation importante}
-La complexité de la dynamique de ce mouvement tient dans son caractère bidimensionnel. En d'autres termes, il est nécessaire de tenir compte du caractère vectoriel de la vitesse (voir figure~: \ref{MCU})
+La complexité de la dynamique de ce mouvement tient dans son caractère bidimensionnel. En d'autres termes, il est nécessaire de tenir compte du caractère vectoriel de la vitesse (voir figure~: \ref{dimMCU})
 
 \begin{figure}[htbp]
 \centering
-\caption{Mouvement circulaire uniforme\label{MCU}}
+\caption{Mouvement circulaire uniforme\label{dimMCU}}
 \includegraphics[width=4cm]{MCU.eps}
 \end{figure}
 
@@ -471,7 +471,7 @@ De plus, on montre que la valeur de l'accélération\index{acceleration@accélé
 où v est la vitesse scalaire et R le rayon du cercle.
 
 \bigskip
-En effet, selon la figure \ref{MCU}, on a~:
+En effet, selon la figure \ref{dimMCU}, on a~:
 \[\Delta x=\alpha\cdot R \mbox{  et  } \Delta v=\alpha\cdot v\]
 
 où \(\Delta x\) est la longueur de l'arc de cercle entre les deux instants où on considère la vitesse. Si \(\Delta t\) est le temps entre ces
@@ -589,8 +589,7 @@ La situation est alors la suivante~:
 \[v_{min}=v_1\;\mbox{ et }\;v_{max}=\infty\]
 \end{enumerate}
 
-\subsection{Satellite en orbite géostationnaire}
-\label{geostat}
+\subsection{Satellite en orbite géostationnaire}\label{dimgeostat}
 \subsubsection{Introduction}
 Un exemple intéressant de l'utilisation de la seconde loi de Newton\index{loi@loi!seconde loi}, du mouvement circulaire uniforme\index{mouvement@mouvement!circulaire uniforme} et de la loi de la gravitation universelle\index{loi@loi!de la gravitation universelle}, est donné par le calcul de l'altitude\index{altitude@altitude} nécessaire pour qu'un satellite\index{satellite@satellite} soit en orbite géostationnaire\index{orbite@orbite!géostationnaire}.
 

MecaniqueDim/MecaniqueDim.tex.bak

@@ -447,11 +447,11 @@ implique par dérivation~:
 \[\frac{dL}{dt}=v=\omega\cdot R=\frac{d\theta}{dt}\cdot R\;\Rightarrow\; v=\omega\cdot R\]
 
 \subsubsection{Relation importante}
-La complexité de la dynamique de ce mouvement tient dans son caractère bidimensionnel. En d'autres termes, il est nécessaire de tenir compte du caractère vectoriel de la vitesse (voir figure~: \ref{MCU})
+La complexité de la dynamique de ce mouvement tient dans son caractère bidimensionnel. En d'autres termes, il est nécessaire de tenir compte du caractère vectoriel de la vitesse (voir figure~: \ref{dimMCU})
 
 \begin{figure}[htbp]
 \centering
-\caption{Mouvement circulaire uniforme\label{MCU}}
+\caption{Mouvement circulaire uniforme\label{dimMCU}}
 \includegraphics[width=4cm]{MCU.eps}
 \end{figure}
 
@@ -471,7 +471,7 @@ De plus, on montre que la valeur de l'accélération\index{acceleration@accélé
 où v est la vitesse scalaire et R le rayon du cercle.
 
 \bigskip
-En effet, selon la figure \ref{MCU}, on a~:
+En effet, selon la figure \ref{dimMCU}, on a~:
 \[\Delta x=\alpha\cdot R \mbox{  et  } \Delta v=\alpha\cdot v\]
 
 où \(\Delta x\) est la longueur de l'arc de cercle entre les deux instants où on considère la vitesse. Si \(\Delta t\) est le temps entre ces
@@ -589,8 +589,7 @@ La situation est alors la suivante~:
 \[v_{min}=v_1\;\mbox{ et }\;v_{max}=\infty\]
 \end{enumerate}
 
-\subsection{Satellite en orbite géostationnaire}
-\label{geostat}
+\subsection{Satellite en orbite géostationnaire}\label{dimgeostat}
 \subsubsection{Introduction}
 Un exemple intéressant de l'utilisation de la seconde loi de Newton\index{loi@loi!seconde loi}, du mouvement circulaire uniforme\index{mouvement@mouvement!circulaire uniforme} et de la loi de la gravitation universelle\index{loi@loi!de la gravitation universelle}, est donné par le calcul de l'altitude\index{altitude@altitude} nécessaire pour qu'un satellite\index{satellite@satellite} soit en orbite géostationnaire\index{orbite@orbite!géostationnaire}.
 

Prefaces/Prefaces.tex

@@ -7,14 +7,14 @@
 \AddToShipoutPicture*{\BackgroundPic}	% pour mettre une image en fond de première page
 
 \vspace*{2.5cm}
-\begin{center}\textbf{\textsc{\fontsize{36}{12}\selectfont Physique \opt{OS}{OS}}}\end{center}{\Huge \par}
+\begin{center}{\textsc{\fontsize{36}{12}\selectfont Physique \opt{OS}{OS}}}\end{center}{\Huge \par}
 
 \vspace*{3cm}
-\begin{center}\textbf{\textsc{\huge \textcolor{white}{Mécanique}}}\end{center}{\large \par}
+\begin{center}{\textsc{\huge \textcolor{white}{Mécanique}}}\end{center}{\large \par}
 
-\begin{center}\textbf{\textsc{\large \textcolor{white}{\&}}}\end{center}{\large \par}
+\begin{center}{\textsc{\large \textcolor{white}{\&}}}\end{center}{\large \par}
 
-\begin{center}\textbf{\textsc{\huge \textcolor{white}{Énergie}}}\end{center}{\large \par}
+\begin{center}{\textsc{\huge \textcolor{white}{Énergie}}}\end{center}{\large \par}
 
 \vfill{}
 %\begin{flushright}vg \end{flushright}

Prefaces/Prefaces.tex.bak

@@ -0,0 +1,108 @@
+\pagestyle{fancy}
+%\lhead{Lycée Blaise Cendrars\\La Chaux-de-Fonds}
+\onecolumn
+%\pagenumbering{arabic}
+
+\titlepage
+\AddToShipoutPicture*{\BackgroundPic}	% pour mettre une image en fond de première page
+
+\vspace*{2.5cm}
+\begin{center}{\textsc{\fontsize{36}{12}\selectfont Physique \opt{OS}{OS}}}\end{center}{\Huge \par}
+
+\vspace*{3cm}
+\begin{center}\textbf{\textsc{\huge \textcolor{white}{Mécanique}}}\end{center}{\large \par}
+
+\begin{center}\textbf{\textsc{\large \textcolor{white}{\&}}}\end{center}{\large \par}
+
+\begin{center}\textbf{\textsc{\huge \textcolor{white}{Énergie}}}\end{center}{\large \par}
+
+\vfill{}
+%\begin{flushright}vg \end{flushright}
+
+\begin{flushright}\textcolor{white}{\today}
+
+\onecolumn\end{flushright}
+\thispagestyle{empty}		% pas de numéro de page et d'entête pour cette page.
+
+\begin{center}\textbf{Préambule}~:\end{center}
+\medskip
+
+\medskip
+Ce cours de mécanique et énergie a été écrit au début avec le logiciel de PAO Lyx, une interface graphique au célèbre Latex et aujourd'hui directement en latex. Il a donc été créé dans un environnement (ces deux logiciels tournant sous GNU-Linux) libre dont l'objectif est de contribuer au progrès en mettant à disposition de chacun, pour un coût moindre, le travail de milliers de programmeurs bénévoles. Dans ce cadre, il était naturel de permettre à chaque étudiant d'avoir accès à ce cours librement. C'est pourquoi, à l'instar des logiciels, il est distribué sous licence GFDL, licence de documentation libre. Attention cependant aux images qui ne sont pas toutes sous licence GFDL, mais peuvent être soumises à une autre licence libre ou être dans le domaine publique. Cela peut avoir une importance dans certains cas.
+
+Normalement la licence GFDL\index{licence@licence!GFDL} doit figurer avec le cours. Ce n'est pas le cas et ce pour ne pas allonger trop le texte. Mais le texte de la GFDL se trouve partout sur internet et il suffit d'un moteur de recherche pour le trouver. Par ailleurs, le texte de ce cours et ses sources \LaTeX sont disponibles en téléchargement à l'adresse
+
+\begin{center}https://framagit.org/users/guyotv/projects\end{center}
+
+Pour tout renseignement complémentaire s'adresser à~:
+
+\medskip
+\begin{center}Vincent Guyot\end{center}
+
+\begin{center}Chapeau-Râblé 37\end{center}
+
+\begin{center}2300 La Chaux-de-Fonds\end{center}
+
+\begin{center}vincent@cvgg.org\end{center}
+
+\bigskip{}
+\begin{center}\textbf{Copyright 2007 Guyot Vincent}\end{center}
+
+\begin{center}Permission vous est donnée de copier, distribuer et/ou modifier ce document selon les termes de la Licence GNU Free Documentation License, Version 1.1 ou ultérieure publiée par la Free Software Fundation ; avec les sections inaltérables suivantes~:\end{center}
+
+\begin{center}\emph{Pas de section inaltérable}\end{center}
+
+\begin{center}avec le texte de première page de couverture suivant~:\end{center}
+
+\begin{center}\emph{Physique Mécanique \& Énergie}\end{center}
+
+\begin{center}avec le texte de dernière page de couverture suivant~:\end{center}
+
+\begin{center}\emph{Pas de texte de dernière page de couverture}\end{center}
+
+\begin{center}Une copie transparente de ce document se trouve à l'adresse
+suivante~:\end{center}
+
+\begin{center}https://framagit.org/users/guyotv/projects\end{center}
+\vfill{}
+
+%\newpage
+
+\myclearpage
+
+\textsc{Remerciements}
+
+\bigskip
+
+Je tiens ici à remercier tout particulièrement l'encyclopédie Wikipedia et la NASA, pour les nombreuses illustrations dont ce cours à pu bénéficier. Toutes deux rendent accessibles gratuitement à tous des savoirs importants.
+
+\medskip
+En particulier, je remercie Alain Riazuelo, cosmologue à l'Institut d'Astrophysique de Paris, chercheur au CNRS, pour la magnifique représentation (sous licence libre) d'un trou noir qui fait la couverture de cet ouvrage et qu'il est possible de consulter à l'adresse suivante~:
+
+\smallskip
+\url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:FY221c15.png=
+
+\smallskip
+Il faut aussi évoquer dans ce cadre le magnifique ouvrage de Hans-Peter Nollert et Hanns Ruder \cite{HNHR08} qui présente des images relativistes au voisinage de trous noirs dans l'esprit de celles d'Alain Riazuello. C'est un ouvrage d'abord pour les yeux, dans l'esprit de découverte de George Gamow, et pour l'esprit par les interrogations qu'il suscite.
+
+\smallskip
+L'image de couverture d'Alain Riazuelo est particulièrement adaptée à ce cours. En effet, on verra que l'accent est mis sur la notion de gravitation\index{gravitation@gravitation} à travers la chute libre\index{chute@chute!libre}, les satellites\index{satellite@satellite} et les marées\index{maree@marée}. Évidemment, il s'agit de physique classique. Pas question d'aborder ici la relativité générale\index{relativite@relativité!générale}, au c\oe ur de la description des trous noirs\index{trous@trous!noir}. Cependant, comme ils sont issus de la plus moderne des théories de la gravitation et qu'aujourd'hui ils sont autant vus à travers la relativité que sous l'angle de la physique quantique\index{physique@physique!quantique}, ils sont la conclusion provisoire presque naturelle de notre compréhension de la gravitation dans cette incroyable courbure de l'espace qui les enveloppe.
+
+\smallskip
+Il faut aussi remercier les archives visuelles Émilio Segrè pour l'image de la chute de la lune des Principia de Newton, reproduite deux fois dans ce cours (pages \pageref{chutelunenewton} et \pageref{chuteprincipia}). L'image est dans le domaine publique et c'est avec leur accord que je la publie, mais comme toujours, c'est le genre d'image qu'il est difficile d'obtenir. Merci à eux de nous la fournir comme illustration centrale de ce cours.
+
+\bigskip
+
+Je tiens enfin à remercier mes collègues MM. Michel Augsburger et surtout Marcel Fiechter pour leur travail, ingrat mais nécessaire, de relecture attentive, de corrections et de suggestions pertinentes qui ont grandement augmenté la qualité de ce cours.
+
+\bigskip
+Le chapitre d'introduction est un résumé d'une présentation d'introduction à la physique réalisée avec le logiciel \emph{\textsc{BEAMER}}. Cette présentation est publiée en licence GFDL à la même adresse (www.cvgg.org) que ce cours. Toutes les images utilisées sont libres (dans le domaine publique ou en GFDL) et référencées. Elle constitue un complément à ce cours.
+
+\bigskip
+\textsc{Avertissements}
+
+\bigskip
+
+A l'instar des logiciels libres, je décline toute responsabilité relative à l'utilisation de ce cours. Comme je tiens à le mettre aussi vite que possible à disposition de tous, je mets clairement l'accent sur la réalisation de son contenu, plutôt que sur les nombreuses relectures qu'il nécessite assurément. Si la nécessité est claire, le temps manque et il faut faire des choix. J'encourage donc toute personne intéressée à collaborer avec moi à la création de ce cours, sous toute ses formes, à me contacter à l'adresse mail ci-dessus. Reste que si toutes les suggestions de corrections sont les bienvenues, cela ne veut pas dire qu'elles seront prises en considération immédiatement, pour des raisons de temps. Si cela vous semble insuffisant, n'hésitez pas à me faire parvenir vos modifications, corrections, ajouts déjà rédigés sous une forme directement intégrable au cours, en licence GFDL naturellement. Cela me permettra de les reporter plus rapidement dans le cours. Si cela est encore insuffisant, le mieux est de participer directement à la rédaction en prenant contact avec moi.
+
+\myclearpage

SolutionsOS.tex

@@ -2,7 +2,7 @@
 	La masse m constitue évidemment le système. On choisit un système d'axes vertical et horizontal dirigé vers le haut et dans le sens de l'accélération.
 
 	Les forces extérieures exercées sur la masse sont au nombre de trois~: son poids P, la réaction du plan R et la force F.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Force inclinée]{Une force inclinée}\label{forceinclinee}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -38,7 +38,7 @@
 \end{Solution OS}
 \begin{Solution OS}{2}
 	Commençons par trouver les forces exercées par les câbles sur la lampe. Considérons donc la lampe comme système. Pour des câbles souples la force est exercée le long du câble. La situation est donc celle de la figure \ref{lampe}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\caption[Lampe suspendue]{Une lampe suspendue}\label{lampe}
 	\smallskip
 	\begin{center}
@@ -119,7 +119,7 @@
 
 	\medskip
 	Une autre manière de résoudre le problème est de procéder avec méthode. Le système qu'on doit choisir est bien évidemment la masse m, puisque c'est de celle-ci qu'on cherche l'accélération pour en trouver la vitesse au bout de \SI{2}{\second}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Plan incliné]{Le plan incliné}\label{incline}
 	\medskip
@@ -276,7 +276,7 @@
 
 	\medskip
 	Imaginons une poulie suspendue à une corde qui dépasse de celle-ci des deux côtés d'une longueur L, comme présenté sur la figure \ref{cordepoulie}. La demi-circonférence de la poulie vaut aussi L.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde poulie]{Corde et poulie}\label{cordepoulie}
 	\medskip
@@ -290,7 +290,7 @@
 
 	\smallskip
 	Pour le déterminer, il faut considérer qu'en tirant sur la corde pour la faire monter d'une hauteur L, on amène le point A qui est à l'origine au contact de la poulie	à la place du point B du haut de la corde (voir figure \ref{cordepoulie}). Si la poulie restait à sa place, on aurait la situation de la figure \ref{cordepoulietiree}). Mais, elle est en réalité libre de monter. Ce qui reste fixe est le point C de la figure \ref{cordepoulie}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde tirée poulie]{Corde tirée et poulie}\label{cordepoulietiree}
 	\medskip
@@ -298,7 +298,7 @@
 	\input{Annexe-Exercices/Images/cordepoulietiree.eps_tex}
 	\end{figure}
 	On a donc a répartir une longueur 2L de corde entre le point A de la figure \ref{cordepoulietiree} et le point C de la figure \ref{cordepoulie}. Comme la demi-circonférence de la poulie vaut L, il reste une longueur L à répartir des deux côtés de la poulie, soit L/2 de chaque côté, comme le montre la figure \ref{cordepoulietireejuste}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Corde tirée poulie juste]{Corde tirée et poulie montée}\label{cordepoulietireejuste}
 	\medskip
@@ -458,7 +458,7 @@
 \end{Solution OS}
 \begin{Solution OS}{13}
 	La situation est celle de la figure \ref{inclinefrottement}.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Frottements]{Frottements sur plan incliné}\label{inclinefrottement}
 	\medskip
@@ -551,7 +551,7 @@
 	Le poids du bloc de masse m vaut~:
 	\[P_m=m\cdot g=3\cdot 9,81=\SI{29,43}{\newton}\]
 	Pour que ce bloc ne tombe pas, il faut qu'une force verticale s'exerce vers le haut et compense le poids calculé ci-dessus, soit \(F_{fr}=P\). L'origine de cette force est évidemment le frottement entre les deux blocs. Or, celle-ci dépend de la force exercée par la masse M sur m, notée \(\overrightarrow{N}\), qui joue le rôle de la réaction R du sol pour un objet glissant horizontalement. La figure \ref{blocsuspenduforces} présente la situation qui permet d'exprimer la force de frottement et de déterminer la valeur N de la réaction.
-	\begin{figure}[h]
+	\begin{figure}[ht]
 	\centering
 	\caption[Forces sur bloc suspendu]{Forces sur le bloc suspendu}\label{blocsuspenduforces}
 	\medskip

ThermodynamiqueOS/ThermodynamiqueOS.tex

@@ -7,7 +7,7 @@
 \subsection{Température}
 \lettrine{L}{a notion} de température n'est pas facile à cerner sans avoir recours à un modèle atomique de la matière. En effet, celle-ci est liée à l'agitation des molécules et plus particulièrement à leur énergie cinétique. Nous verrons par la suite au paragraphe \ref{thermostat} une définition statistique de la température qui précisera cette remarque. Provisoirement, on peut définir deux échelles de température.
 
-La première se base sur la stabilité constatée expérimentalement du palier de fusion de la glace et du palier d’ébullition de l'eau. Elle est dite de Celsius et attribue la température de \SI{0}{\celsius} (zéro degré celsius) à la température de la glace fondante et la température de \SI{100}{\celsius} à la température de l'eau en ébullition. Ces deux points fixes permettent alors de définir une échelle linéaire comportant des nombres négatifs.
+La première se base sur la stabilité constatée expérimentalement du palier de fusion de la glace et du palier d’ébullition de l'eau. Elle est dite de Celsius et attribue la température de \SI{0}{\celsius} (zéro degré Celsius) à la température de la glace fondante et la température de \SI{100}{\celsius} à la température de l'eau en ébullition. Ces deux points fixes permettent alors de définir une échelle linéaire comportant des nombres négatifs.
 
 La seconde se base sur l'énergie cinétique des molécules. Elle est dite de Kelvin ou échelle de température absolue et fait correspondre la température de \SI{0}{\kelvin} (zéro Kelvin) à un état où les molécules sont supposées être totalement figées. On y reviendra au paragraphe \ref{thermostat}. Cette température peut être définie en \si{\celsius} et vaut \SI{-273,15}{\celsius}. Ainsi
 \[\SI{0}{\kelvin}=\SI{-273,15}{\celsius}\]
@@ -591,7 +591,7 @@ En d'autres termes, un système qui reçoit de la chaleur réagit par une variat
 Nous avons déjà vu des changements d'état entre solide et liquides et entre liquides et gaz. En réalité, on devrait plutôt parler de transformation d'état pour réserver le terme de changement d'état à un changement des grandeurs qui caractérisent l'état d'un solide, d'un liquide ou d'un gaz. Par exemple, quand de la glace fond et devient de l'eau, on parle devrait parler de transformation de l'état de l'eau qui de glace devient de l'eau liquide. Par contre, quand on élève la température de l'eau en lui fournissant de la chaleur, on devrait parler de changement de l'état de l'eau, état défini au début par une température initiale et à la fin par une autre température. Dans la pratique, on considère ces deux termes comme synonymes et, par la suite, on utilisera indifféremment l'un ou l'autre.
 
 \smallskip
-Ainsi, pour un gaz, on parlera de changement d'état quand les grandeurs qui définissent l'état d'un gaz, selon par exemple la loi des gaz parfaits, changent. Ces grandeurs sont la pression, le volume et la température. L'évolution de ces grandeurs lors d'un changement d'état peut être partiellement représenté graphiquement à l'aide de ce qu'on nomme un \emph{diagramme P-V}. Il s'agit de la représentation graphique de la pression d'un gaz en fonction de son volume. Chaque point de ce diagramme constitue un état thermodynamique du gaz défini pour un gaz parfait par la loi des gaz parfaits. Un changement de l'état du gaz se traduit par un déplacement d'un point à un autre du diagramme. Sur la figure \ref{diagrammepv}, on voit l'évolution d'un gaz entre quatre états thermodynamiques A, B, C et D. Chaque courbe représentant l'évolution du gaz représente un changement d'état caractéristique comme on va le voir plus loin.
+Ainsi, pour un gaz, on parlera de changement d'état quand les grandeurs qui définissent l'état d'un gaz, selon par exemple la loi des gaz parfaits, changent. Ces grandeurs sont la pression, le volume et la température. L'évolution de ces grandeurs lors d'un changement d'état peut être partiellement représenté graphiquement à l'aide de ce qu'on nomme un \emph{diagramme P-V}. Il s'agit de la représentation graphique de la pression d'un gaz en fonction de son volume. Chaque point de ce diagramme constitue un état thermodynamique du gaz défini pour un gaz parfait par la loi des gaz parfaits. Un changement de l'état du gaz se traduit par un déplacement d'un point à un autre du diagramme. Sur la figure \ref{diagpvmotsimple}, page \pageref{diagpvmotsimple}, on voit l'évolution d'un gaz entre quatre états thermodynamiques. Chaque courbe liant deux états traduisant l'évolution du gaz représente un changement d'état caractéristique comme on va le voir plus loin.
 
 \subsubsection{Transformation isobare}
 Une transformation isobare est une transformation qui se fait à pression constante.
@@ -1310,10 +1310,10 @@ Fondamentalement, c'est le même que celui d'un climatiseur.
 \subsection{Cycle de Carnot}
 Il s'agit d'un cycle très important, car il possède un rendement maximum qu'aucun moteur ne peut dépasser. Ce rendement n'est pas de 100\%, pour des raisons dues au second principe que nous verrons au paragraphe \ref{secondprincipe}. Comme il dépend de la température des sources chaude et froide, une comparaison des rendements n'est pas significative. En effet, la différence de température entre les deux sources implique des rendements maximum différents. C'est pourquoi on utilise le rendement de Carnot pour comparer l'efficacité des moteurs.
 
-Voyons maintenant sur quelles transformations repose le cycle de Carnot. Pour cela examinons la figure \ref{diagpvcarnot} qui donne son diagramme PV.
+Voyons maintenant sur quelles transformations repose le cycle de Carnot. Pour cela examinons la figure \ref{diagpvcarnot} ... qui donne son diagramme PV.
 
 \section{Thermodynamique statistique}\label{thermostat}
-Au paragraphe \ref{apprmolecul}, nous avons considéré un gaz parfait du point de vue de ses éléments constitutifs. Reprenons cette approche pour déterminer comment un état donné est réalisé microscopiquement par un gaz. Pour cela, partons d'un volume divisé en trois parties et qui contient trois molécules sans interactions mutuelles. Nous ne prendrons pas en compte les différentes manières de répartir l'énergie interne entre les quatre molécules. Dénombrons le nombre d'états possibles, c'est-à-dire le nombre de manières différentes de placer les trois molécules dans les trois parties. On suppose que les molécules sont identiques. La figure \ref{} montre qu'il existe dix états microscopique différent, dont un comporte une seule molécule dans chaque partie, six comportent deux molécules dans l'une et/ou l'autre des parties et trois comportent trois molécules dans l'une des parties. Visiblement, sur la base du seul critère de la position des molécules, la probabilité de réalisation d'un état avec une, deux ou trois molécules dans une partie est très différente. Certains états sont réalisés plus souvent que d'autres, comme ici celui avec deux molécules dans l'une des parties. Visuellement cet état est aussi le plus désordonné.
+Au paragraphe \ref{apprmolecul}, nous avons considéré un gaz parfait du point de vue de ses éléments constitutifs. Reprenons cette approche pour déterminer comment un état donné est réalisé microscopiquement par un gaz. Pour cela, partons d'un volume divisé en trois parties et qui contient trois molécules sans interactions mutuelles. Nous ne prendrons pas en compte les différentes manières de répartir l'énergie interne entre les quatre molécules. Dénombrons le nombre d'états possibles, c'est-à-dire le nombre de manières différentes de placer les trois molécules dans les trois parties. On suppose que les molécules sont identiques. La figure \ref{} ... montre qu'il existe dix états microscopique différent, dont un comporte une seule molécule dans chaque partie, six comportent deux molécules dans l'une et/ou l'autre des parties et trois comportent trois molécules dans l'une des parties. Visiblement, sur la base du seul critère de la position des molécules, la probabilité de réalisation d'un état avec une, deux ou trois molécules dans une partie est très différente. Certains états sont réalisés plus souvent que d'autres, comme ici celui avec deux molécules dans l'une des parties. Visuellement cet état est aussi le plus désordonné.
 
 De manière plus générale, considérons un volume \(V\) décomposé en \(n\) parties de volume \(v=V/n\) contenant \(N\) particules différentes. On peut mettre la première particule dans l'une ou l'autre des \(n\) parties. De la même manière, on peut placer les \(N\) particules suivantes de \(n\) manières différentes. Au total, on a donc \(n^N\) manières de peupler notre volume \(V\). Or, comme \(n=V/v\), on a~:
 \[n^N=(\frac{V}{v})^N\sim V^N\]

ThermodynamiqueOS/ThermodynamiqueOS.tex.bak

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 \subsection{Température}
 \lettrine{L}{a notion} de température n'est pas facile à cerner sans avoir recours à un modèle atomique de la matière. En effet, celle-ci est liée à l'agitation des molécules et plus particulièrement à leur énergie cinétique. Nous verrons par la suite au paragraphe \ref{thermostat} une définition statistique de la température qui précisera cette remarque. Provisoirement, on peut définir deux échelles de température.
 
-La première se base sur la stabilité constatée expérimentalement du palier de fusion de la glace et du palier d’ébullition de l'eau. Elle est dite de Celsius et attribue la température de \SI{0}{\celsius} (zéro degré celsius) à la température de la glace fondante et la température de \SI{100}{\celsius} à la température de l'eau en ébullition. Ces deux points fixes permettent alors de définir une échelle linéaire comportant des nombres négatifs.
+La première se base sur la stabilité constatée expérimentalement du palier de fusion de la glace et du palier d’ébullition de l'eau. Elle est dite de Celsius et attribue la température de \SI{0}{\celsius} (zéro degré Celsius) à la température de la glace fondante et la température de \SI{100}{\celsius} à la température de l'eau en ébullition. Ces deux points fixes permettent alors de définir une échelle linéaire comportant des nombres négatifs.
 
 La seconde se base sur l'énergie cinétique des molécules. Elle est dite de Kelvin ou échelle de température absolue et fait correspondre la température de \SI{0}{\kelvin} (zéro Kelvin) à un état où les molécules sont supposées être totalement figées. On y reviendra au paragraphe \ref{thermostat}. Cette température peut être définie en \si{\celsius} et vaut \SI{-273,15}{\celsius}. Ainsi
 \[\SI{0}{\kelvin}=\SI{-273,15}{\celsius}\]
@@ -591,7 +591,7 @@ En d'autres termes, un système qui reçoit de la chaleur réagit par une variat
 Nous avons déjà vu des changements d'état entre solide et liquides et entre liquides et gaz. En réalité, on devrait plutôt parler de transformation d'état pour réserver le terme de changement d'état à un changement des grandeurs qui caractérisent l'état d'un solide, d'un liquide ou d'un gaz. Par exemple, quand de la glace fond et devient de l'eau, on parle devrait parler de transformation de l'état de l'eau qui de glace devient de l'eau liquide. Par contre, quand on élève la température de l'eau en lui fournissant de la chaleur, on devrait parler de changement de l'état de l'eau, état défini au début par une température initiale et à la fin par une autre température. Dans la pratique, on considère ces deux termes comme synonymes et, par la suite, on utilisera indifféremment l'un ou l'autre.
 
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-Ainsi, pour un gaz, on parlera de changement d'état quand les grandeurs qui définissent l'état d'un gaz, selon par exemple la loi des gaz parfaits, changent. Ces grandeurs sont la pression, le volume et la température. L'évolution de ces grandeurs lors d'un changement d'état peut être partiellement représenté graphiquement à l'aide de ce qu'on nomme un \emph{diagramme P-V}. Il s'agit de la représentation graphique de la pression d'un gaz en fonction de son volume. Chaque point de ce diagramme constitue un état thermodynamique du gaz défini pour un gaz parfait par la loi des gaz parfaits. Un changement de l'état du gaz se traduit par un déplacement d'un point à un autre du diagramme. Sur la figure \ref{diagrammepv}, on voit l'évolution d'un gaz entre quatre états thermodynamiques A, B, C et D. Chaque courbe représentant l'évolution du gaz représente un changement d'état caractéristique comme on va le voir plus loin.
+Ainsi, pour un gaz, on parlera de changement d'état quand les grandeurs qui définissent l'état d'un gaz, selon par exemple la loi des gaz parfaits, changent. Ces grandeurs sont la pression, le volume et la température. L'évolution de ces grandeurs lors d'un changement d'état peut être partiellement représenté graphiquement à l'aide de ce qu'on nomme un \emph{diagramme P-V}. Il s'agit de la représentation graphique de la pression d'un gaz en fonction de son volume. Chaque point de ce diagramme constitue un état thermodynamique du gaz défini pour un gaz parfait par la loi des gaz parfaits. Un changement de l'état du gaz se traduit par un déplacement d'un point à un autre du diagramme. Sur la figure \ref{diagpvmotsimple}, page \pageref{diagpvmotsimple}, on voit l'évolution d'un gaz entre quatre états thermodynamiques. Chaque courbe liant deux états traduisant l'évolution du gaz représente un changement d'état caractéristique comme on va le voir plus loin.
 
 \subsubsection{Transformation isobare}
 Une transformation isobare est une transformation qui se fait à pression constante.
@@ -1313,7 +1313,7 @@ Il s'agit d'un cycle très important, car il possède un rendement maximum qu'au
 Voyons maintenant sur quelles transformations repose le cycle de Carnot. Pour cela examinons la figure \ref{diagpvcarnot} qui donne son diagramme PV.
 
 \section{Thermodynamique statistique}\label{thermostat}
-Au paragraphe \ref{apprmolecul}, nous avons considéré un gaz parfait du point de vue de ses éléments constitutifs. Reprenons cette approche pour déterminer comment un état donné est réalisé microscopiquement par un gaz. Pour cela, partons d'un volume divisé en trois parties et qui contient trois molécules sans interactions mutuelles. Nous ne prendrons pas en compte les différentes manières de répartir l'énergie interne entre les quatre molécules. Dénombrons le nombre d'états possibles, c'est-à-dire le nombre de manières différentes de placer les trois molécules dans les trois parties. On suppose que les molécules sont identiques. La figure \ref{} montre qu'il existe dix états microscopique différent, dont un comporte une seule molécule dans chaque partie, six comportent deux molécules dans l'une et/ou l'autre des parties et trois comportent trois molécules dans l'une des parties. Visiblement, sur la base du seul critère de la position des molécules, la probabilité de réalisation d'un état avec une, deux ou trois molécules dans une partie est très différente. Certains états sont réalisés plus souvent que d'autres, comme ici celui avec deux molécules dans l'une des parties. Visuellement cet état est aussi le plus désordonné.
+Au paragraphe \ref{apprmolecul}, nous avons considéré un gaz parfait du point de vue de ses éléments constitutifs. Reprenons cette approche pour déterminer comment un état donné est réalisé microscopiquement par un gaz. Pour cela, partons d'un volume divisé en trois parties et qui contient trois molécules sans interactions mutuelles. Nous ne prendrons pas en compte les différentes manières de répartir l'énergie interne entre les quatre molécules. Dénombrons le nombre d'états possibles, c'est-à-dire le nombre de manières différentes de placer les trois molécules dans les trois parties. On suppose que les molécules sont identiques. La figure \ref{} ... montre qu'il existe dix états microscopique différent, dont un comporte une seule molécule dans chaque partie, six comportent deux molécules dans l'une et/ou l'autre des parties et trois comportent trois molécules dans l'une des parties. Visiblement, sur la base du seul critère de la position des molécules, la probabilité de réalisation d'un état avec une, deux ou trois molécules dans une partie est très différente. Certains états sont réalisés plus souvent que d'autres, comme ici celui avec deux molécules dans l'une des parties. Visuellement cet état est aussi le plus désordonné.
 
 De manière plus générale, considérons un volume \(V\) décomposé en \(n\) parties de volume \(v=V/n\) contenant \(N\) particules différentes. On peut mettre la première particule dans l'une ou l'autre des \(n\) parties. De la même manière, on peut placer les \(N\) particules suivantes de \(n\) manières différentes. Au total, on a donc \(n^N\) manières de peupler notre volume \(V\). Or, comme \(n=V/v\), on a~:
 \[n^N=(\frac{V}{v})^N\sim V^N\]