Artículos de revistas: "Formation des masses d’eau"

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PIEL, S., J. PEROT, C. RODIQ, and F. NAULEAU. "Modélisation cinétique de l’évolution des trihalométhanes à partir de l’absorbance UV 254 nm après chloration sur un réseau d’eau potable." Techniques Sciences Méthodes, no. 4 (April 20, 2020): 21–30. http://dx.doi.org/10.36904/tsm/202004021.

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Resumen

La formation des trihalométhanes (THM) est associée à la réaction du chlore avec la matière organique résiduelle contenue dans les eaux traitées avant distribution. Elle se poursuit dans le temps sur le réseau de distribution jusqu’au robinet du consommateur. Le respect de la norme des 100 μg/L sur les points les plus éloignés peut être critique sur des unités de production où la matière organique résiduelle en fin de traitement peut se montrer très réactive, en lien à sa composition et à des facteurs aggravants comme la température, le temps de séjour hydraulique et la présence de bromures. Dans ce contexte et en visant en priorité les eaux superficielles à pollution moyenne à forte en matière organique, la R&D Saur a développé un modèle prédictif de formation des THM en basant la construction sur trois objectifs principaux : une quantification en unité de masse de THM totaux, la prévision la plus juste sur les fins de réseau pour des temps de séjour dépassant les 72 h et, enfin, que le modèle puisse être employé sur les installations industrielles comme outil de diagnostic et d’aide aux réglages d’exploitation des traitements unitaires. Le modèle a été bâti à partir d’essais de laboratoire menés sur des eaux traitées de deux unités de production avant chloration. Les protocoles mis en oeuvre ont permis de développer une modélisation à partir de l’absorbance UV à 254 nm. L’équation cinétique de production permet d’évaluer précisément les concentrations en THM totaux à moyen et long termes sur une gamme étendue de températures : 7 à 25°C. Le modèle intègre le « bromide incorporation factor », indice de caractérisation de l’état bromé, qui permet d’exprimer les résultats en unité de masse de THM totaux. L’applicabilité du modèle à d’autres groupes d’eaux est également présentée.

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Girineza, YN, PA Ba, C. Coundoul, et al. "C84: Lipome géant infiltrant de la cuisse avec souffrance vasculaire : A propos d’un cas." African Journal of Oncology 2, no. 1 Supplement (2022): S35. http://dx.doi.org/10.54266/ajo.2.1s.c84.jowl1393.

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Resumen

INTRODUCTION : Le lipome est une tumeur mésenchymateuse bénigne. Il est dit géant lorsque sa taille est d’au moins 10 cm et/ou son poids 1.000 g ; et est infiltrant lorsqu’il est intramusculaire ou sous-aponévrotique. Il peut comprimer les vaisseaux et les nerfs. L’objectif est de rapporter une observation clinique de lipome géant infiltrant de la cuisse avec souffrance vasculaire, de décrire les aspects cliniques et thérapeutiques. OBSERVATION : Patient de 62 ans, présentant une masse à la cuisse droite depuis 16 ans. L’examen avait montré une masse ferme, 22x14 cm, à la face postéro-médiale de la cuisse droite, fixée au plan profond et entrainant un discret œdème de membre inferieur et un important gène fonctionnel. Pas de signes inflammatoires locales, ni de réseau vasculaire superficiel. L’échographie avait mis en évidence une formation tumorale échogène et hétérogène au niveau de la loge postéro-interne des adducteurs et l’IRM avait confirmé l’aspect graisseux bien limité avec un contact étroit avec l’artère fémorale superficielle sans engainement. L’examen histopathologique après avait mis en évidence des nappes d’adipocytes matures, dépourvues d’atypie cytonucléaires. Une exérèse chirurgicale a été réalisée ayant permis d’extraire des masses pesant 1.900 g ayant un contact étroit avec nerf sciatique et comprimant la veine fémorale entrainant une dilatation variqueuse. Au recul de huit mois, les suites opératoires sont simples. CONCLUSION : Le lipome géant infiltrant est rare. Il peut être douloureux, gênant et entrainer une compression vasculaire et/ou nerveuse conduisant ainsi le patient à consulter.

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Galbraith, Peter S., Daniel Bourgault, and Mélany Belzile. "Circulation et renouvellement des masses d’eau du fjord du Saguenay." Océanographie 142, no. 2 (2018): 36–46. http://dx.doi.org/10.7202/1047147ar.

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Resumen

La circulation de renouvellement des eaux du fjord du Saguenay est examinée à la lumière de nouvelles données océanographiques. Nous avons observé une nouvelle signature de renouvellement en température et salinité occasionnée par la crue printanière, ainsi que le remplacement d’une grande partie des eaux du fjord en moins de 2 mois, confirmant le faible temps de résidence de ces eaux. Un instrument déployé pour mesurer la température et la salinité des eaux à l’entrée du fjord nous a permis de les identifier comme étant principalement des eaux de l’estuaire du Saint-Laurent. Les eaux mesurées dans le premier bassin du fjord à marée basse étaient un mélange des eaux du seuil de salinité parmi les plus faibles observées pendant un cycle de marées, avec des eaux de surface du Saguenay. Ce mélange occasionne ensuite le renouvellement des eaux supérieures et intermédiaires du bassin interne du fjord. La plage de salinité des eaux au seuil correspond assez bien aux eaux qu’on trouve 100 km plus loin dans l’estuaire du Saint-Laurent entre 20 et 70 m. Les variations synchrones de salinité à 100 km et au seuil suggèrent un mouvement vertical simultané des eaux dans tout l’estuaire qui serait déterminant pour le type et la vitesse de renouvellement du fjord du Saguenay.

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ROUSSEL, Jean-Marc, Gaétan POTTIER, Didier AZAM, et al. "Inventaire de biodiversité des poissons et crustacés d’eau douce par pêche à l’électricité en petits cours d’eau tropicaux : réglages, efficacité et recommandations." Sciences Eaux & Territoires, no. 42 (January 29, 2023): 55–60. http://dx.doi.org/10.20870/revue-set.2023.42.7268.

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Resumen

La pêche à l’électricité est une méthode classiquement utilisée pour les inventaires de biodiversité des poissons et crustacés dans le cadre de la surveillance réglementaire de l’état écologique des cours d’eau. Elle pose un certain nombre de difficultés en territoires ultramarins tropicaux, de par certaines spécificités physiques (conductivité de l’eau basse à très basse) et écologiques (communautés mixtes de poissons et de crustacés, biodiversité forte à très forte) qui les caractérisent. Issues du partenariat OFB-INRAE, les recherches menées en collaboration avec l’entreprise HYDRECO-Guyane ont permis de définir des conditions spécifiques d’application de la pêche à l’électricité pour les petits cours d’eau (< 6 mètres de large) tropicaux. Grâce à des essais au laboratoire et in situ, en Guyane, aux Antilles et à La Réunion, nous avons identifié les réglages électriques les plus efficaces pour la capture, l’estimation de la richesse spécifique et de l’abondance des espèces et le respect de la santé animale. Ces recherches se placent dans l’objectif plus large d’améliorer la qualité des données bancarisées pour le suivi environnemental des masses d’eau. Elles donnent lieu à des recommandations pour la maitrise d’œuvre et la maitrise d’ouvrage de la pêche à l’électricité en petits cours d’eau tropicaux.

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Négrel, P., S. Roy, E. Petelet-Giraud, et al. "Les outils de diagraphie chimique pour la caractérisation des masses d’eau." Techniques Sciences Méthodes, no. 11 (2008): 29–46. http://dx.doi.org/10.1051/tsm/200811029.

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Sanchez, W., and J. M. Porcher. "Utilisation des biomarqueurs pour la caractérisation de l’état écotoxicologique des masses d’eau." Techniques Sciences Méthodes, no. 5 (2009): 29–38. http://dx.doi.org/10.1051/tsm/200905029.

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Viglino, Liza, and Émilien Pelletier. "Butylétains dans les eaux du fjord du Saguenay (Canada) : menace pour l’écosystème d’un milieu semi-fermé ?" Revue des sciences de l'eau 19, no. 1 (2006): 11–22. http://dx.doi.org/10.7202/012260ar.

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Resumen

Résumé Dans le cadre de travaux sur le comportement des composés des butylétains dans les milieux côtiers froids, des échantillons d’eau, de matière particulaire en suspension et de seston (phyto- et zooplancton) ont été prélevés à huit (8) stations le long du fjord du Saguenay (Canada) et dans la baie des Ha! Ha! en mai 2001. Les concentrations en butylétains totaux (MBT + DBT + TBT) étaient significativement plus élevées en surface (26 à 206 ng Sn L-1) que dans les échantillons de fond (7 à 30 ng Sn L-1). Les niveaux trouvés à l’embouchure du fjord étaient deux fois plus élevés que ceux observés dans son axe principal et cinq fois plus élevés que ceux dans la baie des Ha! Ha! dont les concentrations variaient de 40 à 55 ng Sn L-1 avec les plus élevées à proximité de Port‑Alfred. Le tributylétain (TBT) est toujours le composé minoritaire, que ce soit dans les eaux de surface (de 1 à 5 %) ou dans la couche d’eau profonde (5 à 24 %). Le dibutylétain (DBT) domine dans les deux masses d’eau avec des proportions d’environ 85 % pour la surface et de 34 à 90 % au fond. Le monobutylétain (MBT) est présent dans toute la colonne d’eau avec des pourcentages fluctuant de 4 à 15 % dans les eaux de surface et de 2 à 46 % dans les eaux profondes. Les butylétains sont également présents dans tous les échantillons de seston. En surface, les concentrations des métabolites (DBT + MBT) sont plus élevées (25 à 59 ng Sn g-1) que celles du TBT (10 et 20 ng Sn g-1). Dans la couche de fond, le TBT est majoritaire dans le seston avec des concentrations similaires entre les stations d’environ 30 ng Sn g-1. Les facteurs de bioconcentration obtenus à partir des données du seston confirment que les niveaux de TBT dans l’eau sont suffisants pour induire une bioaccumulation par étape au sein de la chaîne alimentaire. Enfin, les concentrations en TBT dans la colonne d’eau semblent bien au-dessus du niveau susceptible de perturber l’écosystème en causant des effets chroniques sur la reproduction de plusieurs organismes ou en affaiblissant leurs systèmes immunitaires.

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Adour Garonne, Agence de l’eau. "Transcription des guides européens pour l’analyse économique des masses d’eau fortement modifiées. Essai d’application à l’hydroélectricité." Techniques Sciences Méthodes, no. 2 (2007): 60–67. http://dx.doi.org/10.1051/tsm/200702060.

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Dournel, Sylvain, and Bertrand Sajaloli. "Les milieux fluviaux et humides en ville, du déni à la reconnaissance de paysages urbains historiques." Articles 41, no. 1 (2013): 5–21. http://dx.doi.org/10.7202/1013761ar.

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Resumen

En moins de quatre décennies, les milieux fluviaux et humides des villes occidentales sont passés du statut d’espace répulsif et marginal à celui d’élément patrimonial, convoité par les sociétés urbaines. Les nombreux dispositifs réglementaires français attachés à leurs qualités écologiques, paysagères et culturelles en témoignent : la vallée de l’Erdre en région nantaise et les marais de Bourges sont classés au titre de la loi de 1930 quand les rives du Loiret à Orléans et le vieux-centre de Châlons-en-Champagne forment des aires de mise en valeur de l’architecture et du patrimoine. En outre, les quais de la Seine à Paris, ceux de la Garonne à Bordeaux, les cités historiques de Lyon et d’Albi, le Val de Loire sont autant de sites d’eau inscrits au patrimoine de l’UNESCO. Notre article cherche à comprendre l’actuel engouement patrimonial des citadins pour les milieux d’eau, relayé aujourd’hui par le développement de projets urbains attachés à leur requalification esthétique et fonctionnelle. Dans cette perspective, nous focalisons notre étude sur plusieurs cités d’eau du Bassin parisien (Amiens, Bourges, Châlons-en-Champagne, Évreux, Orléans, Tours, Troyes) pour y entreprendre une étude géohistorique, diachronique et dynamique, dans un double objectif. D’un côté, il s’agit d’y repérer et de théoriser les types de rapports à l’eau qui se sont développés dans le temps et dans l’espace, afin de souligner le caractère historique et socioculturel des milieux et les conditions de leur patrimonialisation. De l’autre, notre but est de décrypter la formation des paysages d’eau singuliers des villes étudiées, héritage d’une histoire et de façonnements spécifiques. Étroitement associés à la ville, les milieux fluviaux et humides participent à la constitution de la notion de patrimoine urbain.

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Rapin, Anne, Marion Rabiet, Malgorzata Grybos, et al. "Distribution spatiale et mobilité du phosphore sédimentaire dans une retenue hydroélectrique." Revue des sciences de l’eau 30, no. 1 (2017): 71–76. http://dx.doi.org/10.7202/1040066ar.

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Resumen

Malgré la réduction des rejets de phosphore (P) dans l’environnement, les efflorescences phytoplanctoniques sont toujours observées dans un grand nombre de masses d’eau. C’est notamment le cas dans les retenues de barrage où la perturbation de la continuité sédimentaire peut conduire à une accumulation importante de phosphore au sein du compartiment sédimentaire. Ainsi, pour lutter contre l’eutrophisation, une meilleure connaissance de la distribution, de la réactivité et de la mobilité du P sédimentaire s’avère indispensable. Dans ce contexte, les sédiments de surface de la retenue de Champsanglard (Creuse, France) ont été prélevés en différents points selon un gradient amont/aval. Une caractérisation physico-chimique (granulométrie; teneurs en P, Fe, Al, matière organique; fractionnement chimique du P suivant le protocole de RYDIN et WELCH [1998]) a été effectuée afin d’évaluer le potentiel de relargage de P de ces sédiments. Les résultats montrent une évolution de la concentration et de la distribution du P dans les sédiments de surface dans la retenue de l’amont vers l’aval (de 1,5 à 2,3 mg P∙gsec‑1), qui semble corrélée avec l’évolution de la granulométrie. L’analyse du fractionnement chimique a montré que le P était majoritairement lié aux oxyhydroxydes de Fe et Mn amorphes (66 %), ces concentrations augmentant également à l’approche du barrage. Ces résultats indiquent que les conditions d’oxydoréduction sont l’un des paramètres clés du contrôle de la remobilisation du P sédimentaire vers la colonne d’eau. À l’opposé, le P associé aux fractions de la matière organique et de l’aluminium ne semble quant à lui ne pas évoluer spatialement de façon significative.

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Priestley, F. D., A. Bevan, M. J. Barlow, and I. De Looze. "Constraining early-time dust formation in core-collapse supernovae." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 497, no. 2 (2020): 2227–38. http://dx.doi.org/10.1093/mnras/staa2121.

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Resumen

ABSTRACT There is currently a severe discrepancy between theoretical models of dust formation in core-collapse supernovae (CCSNe), which predict $\gtrsim 0.01 \, {\rm M}_\odot$ of ejecta dust forming within ∼1000 d, and observations at these epochs, which infer much lower masses. We demonstrate that, in the optically thin case, these low dust masses are robust despite significant observational and model uncertainties. For a sample of 11 well-observed CCSNe, no plausible model reaches carbon dust masses above $10^{-4} \, {\rm M}_\odot$, or silicate masses above $\sim 10^{-3} \, {\rm M}_\odot$. Optically thick models can accommodate larger dust masses, but the dust must be clumped and have a low (&lt;0.1) covering fraction to avoid conflict with data at optical wavelengths. These values are insufficient to reproduce the observed infrared fluxes, and the required covering fraction varies not only between SNe but between epochs for the same object. The difficulty in reconciling large dust masses with early-time observations of CCSNe, combined with well-established detections of comparably large dust masses in supernova remnants, suggests that a mechanism for late-time dust formation is necessary.

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Fahrion, K., M. Lyubenova, G. van de Ven, et al. "Diversity of nuclear star cluster formation mechanisms revealed by their star formation histories." Astronomy & Astrophysics 650 (June 2021): A137. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202140644.

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Resumen

Nuclear star clusters (NSCs) are the densest stellar systems in the Universe and are found in the centres of all types of galaxies. They are thought to form via mergers of star clusters such as ancient globular clusters (GCs) that spiral to the centre as a result of dynamical friction or through in situ star formation directly at the galaxy centre. There is evidence that both paths occur, but the relative contribution of either channel and their correlation with galaxy properties are not yet constrained observationally. Our aim was to derive the dominant NSC formation channel for a sample of 25 nucleated galaxies, mostly in the Fornax galaxy cluster, with stellar masses between Mgal ∼ 108 and 1010.5 M⊙ and NSC masses between MNSC ∼ 105 and 108.5 M⊙. Using Multi-Unit Spectroscopic Explorer data from the Fornax 3D survey and the ESO archive, we derived star formation histories, mean ages, and metallicities of NSCs, and compared them to the host galaxies. In many low-mass galaxies, the NSCs are significantly more metal poor than their hosts, with properties similar to GCs. In contrast, in the massive galaxies we find diverse star formation histories and cases of ongoing or recent in situ star formation. Massive NSCs (> 107 M⊙) occupy a different region in the mass–metallicity diagram than lower-mass NSCs and GCs, indicating a different enrichment history. We find a clear transition of the dominant NSC formation channel with both galaxy and NSC mass. We hypothesise that while GC accretion forms the NSCs of the dwarf galaxies, central star formation is responsible for the efficient mass build up in the most massive NSCs in our sample. At intermediate masses both channels can contribute. The transition between these formation channels seems to occur at galaxy masses Mgal ∼ 109 M⊙ and NSC masses MNSC ∼ 107 M⊙.

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Gauroy, C., N. Bougon, N. Carluer, et al. "Évaluation des risques de contamination des masses d’eau de surface par les produits phytosanitaires en France : la méthode Arpeges." Techniques Sciences Méthodes, no. 12 (2014): 61–78. http://dx.doi.org/10.1051/tsm/201412061.

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Liu, Xia, Lin Xiao, and Li Zhang. "Long-lived Prptoplanetary disk Formation." Journal of Physics: Conference Series 2457, no. 1 (2023): 012040. http://dx.doi.org/10.1088/1742-6596/2457/1/012040.

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Resumen

Abstract Recently, protoplanetary disks around M dwarf stars have had longer ages than that typical protoplanetary disks. These long-lived protoplanetary disks imply that some protoplanetary disks suffer from a low-radiation. On the other hand, the host star’s masses around these protoplanetary disks are very low. We do not know whether long-lived protoplanetary disks can survive around stars with higher mass. In this work, we explore how protoplanetary disks lose their masses and how protoplanetary disk lifetimes dextral photoevaporation on host star mass. We find that only low-mass stars (< 0.5 M*) can host lone-lived protoplanetary disks (∼45 Myr). When star masses > 0.7 M*, the protoplanetary disk lifetimes drop below 45 Myr quickly because of the strong accretion and photoevaporation. The host stars with ∼2 M* may have protoplanetary disks with a lifetime of up to only 14 Myr. According to observations and our simulations, we consider that long-lived protoplanetary disks can only survive around M dwarf stars.

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Haas, M. R., and P. Anders. "Population synthesis from clustered star formation." Proceedings of the International Astronomical Union 5, S262 (2009): 347–48. http://dx.doi.org/10.1017/s1743921310003170.

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Resumen

In recent years, a series of papers (Kroupa & Weidner 2003, Weidner & Kroupa 2004, Weidner & Kroupa 2005 and Weidner & Kroupa 2006, WK06 from now on) have proposed that the stellar content of an entire galaxy may not be well described by the same initial mass function (IMF) that describes the distribution of stellar masses in the star clusters, where these stars form. The reason is that star clusters also form with a cluster mass function (CMF), which is a power law with a power law index of ~−2. If the lowest mass clusters are of masses smaller than the physical upper mass limit for stars they will be deficient in high mass stars. Therefore, if the stellar content of all clusters is added together, making up the Integrated Galactic Initial Mass Function (IGIMF), the distribution of stellar masses may be steeper at the high mass end, depending on the exact shape of the CMF.

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Ida, Shigeru, and Eiichiro Kokubo. "Terrestrial Planet Formation: The Solar System and Other Systems." Symposium - International Astronomical Union 202 (2004): 159–66. http://dx.doi.org/10.1017/s0074180900217749.

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Accretion of terrestrial planets and solid cores of jovian planets is discussed, based on the results of our N-body simulations. Protoplanets accrete from planetesimals through runaway and oligarchic growth until they become isolated. The isolation mass of protoplanets in terrestrial planet region is about 0.2 Earth mass, which suggests that in the final stage of terrestrial planet formation giant impacts between the protoplanets occur. On the other hand, the isolation mass in jovian planet region is about a few to 10 Earth masses, which may be massive enough to form a gas giant. Extending the above arguments to disks with various initial masses, we discuss diversity of planetary systems. We predict that the extrasolar planets so far discovered may correspond to the systems formed from disks with large initial masses and that the other disks with smaller masses, which are the majority of the disks, may form Earth-like planets.

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Tassie, LJ. "The Formation of the Universe from Rotating Superstrings." Australian Journal of Physics 40, no. 1 (1987): 109. http://dx.doi.org/10.1071/ph870109.

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The examination of the masses and angular momenta of a wide variety of astronomical objects, ranging from planets to clusters of galaxies, suggests that astronomical objects were originally formed from rotating superstring. Each piece of rotating string breaks into smaller pieces with masses corresponding to smaller astronomical objects. One possibility is that the Universe starts as one piece of rotating superstring.

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P. Boss, Alan. "Formation of Planetary-Mass Brown Dwarfs in Magnetic Molecular Clouds." Symposium - International Astronomical Union 211 (2003): 23–26. http://dx.doi.org/10.1017/s007418090021019x.

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Resumen

Searches for very low mass objects in young star clusters have uncovered evidence for free-floating objects with inferred masses possibly as low as 5 to 15 Jupiter masses (MJup), similar to the masses of several extrasolar planets. We show here that the process which forms single and multiple protostars, namely collapse and fragmentation of molecular clouds, might be able to produce self-gravitating objects with initial masses less than ˜ 1MJup. Models are calculated with a three dimensional, finite differences code which solves the equations of hydrodynamics, gravitation, and radiative transfer in the Eddington and diffusion approximations. Magnetic pressure is added to the gas pressure, magnetic tension is approximated by gravity dilution once collapse is well underway, and ambipolar diffusion is treated approximately as well. Initially oblate clouds fragment into multiple protostar systems containing a small number (of order four) of fragments. If such fragments can be ejected from an unstable quadruple protostar system, prior to gaining significantly more mass, protostellar collapse might then be able to explain the formation of free-floating objects with masses below 13MJup. These objects might then be best termed “sub-brown dwarfs”.

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Désilets, L., C. Langlois, A. Lamarche, and D. CLuis. "Tendances temporelles de la qualité physico-chimique de l’eau du fleuve Saint-Laurent (Tronçon Cornwall-Quebec) au cours de la période 1955 a 1986." Water Quality Research Journal 23, no. 4 (1988): 542–55. http://dx.doi.org/10.2166/wqrj.1988.042.

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Résumé Les principales tendances temporelles de la qualité de l’eau du fleuve Saint-Laurent de Cornwall à Québec ont pu être décelées et caractérisées à l’aide des logiciels statistiques DETECT et DEPASS, basés sur les fonctions double-masse et CUSUM et sur des tests non paramétriques. Les résultats obtenus indiquent que la majorité des changements observés ont eu lieu entre 1969 et 1978. Les tendances se regroupent selon deux masses d’eau, soit celle en provenance des Grands Lacs et celle en provenance des rivières des Laurentides. La conductivité montre des tendances reliées à des facteurs climatiques et hydrologiques. Les tendances à la baisse pour les concentrations de phosphore et à la hausse pour les nitrites et nitrates sont analogues à celles décrites pour les Grands Lacs et seraient attribuables à la réglementation des concentrations en phosphore dans les détersifs et à l’intensification des activités agricoles respectivement. Enfin, les concentrations décroissantes en sulfates et en solides en suspension décelées dans le fleuve sont reliées à la réglementation et à la diminution des rejets des usines de pâtes et papiers et des raffineries.

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Dufour, Vincent, Justine Cruz, Mélodie Chambolle, et al. "Étude de la contamination de la masse d’eau en pesticides, comparatif entre prélèvements ponctuels et échantillonnage passif – applications à des eaux naturelles et à des effluents de zones industrielles de la région bordelaise." Revue des sciences de l’eau 28, no. 3 (2015): 223–28. http://dx.doi.org/10.7202/1034011ar.

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RésuméCent dix-neuf pesticides ont été recherchés dans des eaux naturelles de la Jalle d’Eysines, un cours d’eau aquitain, et dans des effluents de zones industrielles bordelaises, au cours de deux campagnes de prélèvement. Les molécules ont été quantifiées à partir de prélèvements moyennés sur 24 h. En parallèle, des échantillonneurs passifs de type POCIS (Polar Organic Chemicals Integrative Sampler) ont permis d’établir un suivi qualitatif. Les profils moléculaires au sein d’un même type de masse d’eaux sont identiques, mais diffèrent entre une eau naturelle et un effluent de zone industrielle. L’approche qualitativeviales POCIS a permis de quantifier des molécules non détectées lors des prélèvements moyennés, tant pour les eaux de la Jalle d’Eysines que pour celles des zones industrielles. Les échantillonneurs passifs semblent donc prometteurs pour la caractérisation de masses d’eaux de différentes origines, en ce qui concerne les pesticides dont le log KOWest compris entre un et quatre. Il est cependant nécessaire de développer la démarche PRC (Performance Reference Compounds) afin d’y ajouter une visée quantitative.

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Pols, Onno R., and Jasinta D. M. Dewi. "Helium-star Mass Loss and Its Implications for Black Hole Formation and Supernova Progenitors." Publications of the Astronomical Society of Australia 19, no. 2 (2002): 233–37. http://dx.doi.org/10.1071/as01121.

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AbstractRecently the observationally derived stellar-wind mass-loss rates for Wolf-Rayet stars, or massive naked helium stars, have been revised downwards by a substantial amount. We present evolutionary calculations of helium stars incorporating such revised mass-loss rates, as well as mass transfer to a close compact binary companion. Our models reach final masses well in excess of 10 M⊙, consistent with the observed masses of black holes in X-ray binaries. This resolves the discrepancy found with previously assumed high mass-loss rates between the final masses of stars which spend most of their helium-burning lifetime as Wolf-Rayet stars (˜3 M⊙) and the minimum observed black hole masses (6 M⊙). Our calculations also suggest that there are two distinct classes of progenitors for Type Ic supernovae: one with very large initial masses (35 M⊙), which are still massive when they explode and leave black hole remnants, and one with moderate initial masses (˜12–20 M⊙) undergoing binary interaction, which end up with small pre-explosion masses and leave neutron star remnants.

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Bitsch, Bertram. "Inner rocky super-Earth formation: distinguishing the formation pathways in viscously heated and passive discs." Astronomy & Astrophysics 630 (September 23, 2019): A51. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201935877.

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Resumen

Observations have revealed that super-Earths (planets up to 10 Earth masses) are the most abundant type of planets in the inner systems. Their formation is strongly linked to the structure of the protoplanetary disc, which determines growth and migration. In the pebble accretion scenario, planets grow to the pebble isolation mass, at which the planet carves a small gap in the gas disc halting the pebble flux and thus its growth. The pebble isolation mass scales with the disc’s aspect ratio, which directly depends on the heating source of the protoplanetary disc. I compare the growth of super-Earths in viscously heated discs, where viscous heating dissipates within the first million years, and discs purely heated by the central star with super-Earth observations from the Kepler mission. This allows two formation pathways of super-Earths to be distinguished in the inner systems within this framework. Planets growing within 1 Myr in the viscously heated inner disc reach pebble isolation masses that correspond directly to the inferred masses of the Kepler observations for systems that feature planets in resonance or not in resonance. However, to explain the period ratio distribution of Kepler planets – where most Kepler planet pairs are not in mean motion resonance configurations – a fraction of these resonant chains has to be broken. In case the planets are born early in a viscously heated disc, these resonant chains thus have to be broken without planetary mergers, for example through the magnetic rebound effect, and the final system architecture should feature low mutual inclinations. If super-Earths form either late or in purely passive discs, the pebble isolation mass is too small (around 2–3 Earth masses) to explain the Kepler observations, implying that planetary mergers have to play a significant role in determining the final system architecture. Resonant planetary systems thus have to experience mergers already during the gas disc phase, so the planets can get trapped in resonance after reaching 5–10 Earth masses. In case instabilities are dominating the system architecture, the systems should not be flat, but feature mutually inclined orbits. This implies that future observations of planetary systems with radial velocities (RV) and transits (for example through the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) and its follow up RV surveys) could distinguish between these two formation channels of super-Earth and thus constrain planet formation theories.

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Podsiadlowski, Philipp, and Nigel M. Price. "Star formation and the origin of stellar masses." Nature 359, no. 6393 (1992): 305–7. http://dx.doi.org/10.1038/359305a0.

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Sheth, Ravi K., and Giuseppe Tormen. "Formation times and masses of dark matter haloes." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 349, no. 4 (2004): 1464–68. http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2004.07622.x.

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Podsiadlowski, Ph, and N. M. Price. "Star Formation and the Origin of Stellar Masses." International Astronomical Union Colloquium 137 (1993): 795–97. http://dx.doi.org/10.1017/s025292110001890x.

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Resumen

AbstractWe present a new model to explain stellar mass distributions in different stellar environments. In our model, the protostar phase is terminated, when the protostellar core embedded in a molecular clump experiences a collision with another star or protostellar clump, which ejects the protostellar core from its parent clump. Such dynamical interactions are necessarily important, if stars preferentially form in dense clusters. We show that, in a simple model, the initial mass function approaches a simple, asymptotic form, which strongly resembles observed mass functions. The model has important consequences for star formation in different environments. We also discuss the implications of the model for our understanding of pre-main-sequence stellar evolution.

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Pandey, A. K., D. C. Paliwal, and H. S. Mahra. "Star formation efficiency in clouds of various masses." Astrophysical Journal 362 (October 1990): 165. http://dx.doi.org/10.1086/169252.

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Hansson, Hans-Christen. "Particle formation and transformation in continental air masses." Journal of Aerosol Science 26 (September 1995): S549—S550. http://dx.doi.org/10.1016/0021-8502(95)97182-e.

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Bejger, Michał, Morgane Fortin, Paweł Haensel, and J. Leszek Zdunik. "Formation of millisecond pulsars - NS initial mass and EOS constraints." Proceedings of the International Astronomical Union 8, S290 (2012): 109–12. http://dx.doi.org/10.1017/s174392131201931x.

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Resumen

AbstractRecent measurement of a high millisecond pulsar mass (PSR J1614-2230, 1.97± 0.04 M⊙) compared with the low mass of PSR J0751+1807 (1.26± 0.14 M⊙) indicates a large span of masses of recycled pulsars and suggests a broad range of neutron stars masses at birth. We aim at reconstructing the pre-accretion masses for these pulsars while taking into account interaction of the magnetic field with a thin accretion disk, magnetic field decay and relativistic 2D solutions for stellar configurations for a set of equations of state. We briefly discuss the evolutionary scenarios leading to the formation of these neutron stars and study the influence of the equation of state.

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Ida, Shigeru, Eiichiro Kokubo, and Junko Kominami. "N-body Simulations of Planet Formation." Symposium - International Astronomical Union 208 (2003): 25–35. http://dx.doi.org/10.1017/s0074180900206980.

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Resumen

Accretion from many small planetesimals to planets is reviewed. Solid protoplanets accrete through runaway and oligarchic growth until they become isolated. The isolation mass of protoplanets in terrestrial planet region is about 0.1-0.2 Earth mass, which suggests giant impacts among the protoplanets in the final stage of terrestrial planet formation. On the other hand, the isolation mass in Jupiter's and Saturn's orbits is about a few to 5 Earth masses, which may be massive enough to trigger gas accretion onto the cores. The isolation mass in Uranus and Neptune's orbits is as large as their present cores. Extending the above arguments to extrasolar planetary systems that are formed from disks with various initial masses, we also discuss diversity of extrasolar planetary systems.

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Johansen, Anders, Hubert Klahr, and Thomas Henning. "High-resolution simulations of planetesimal formation in turbulent protoplanetary discs." Proceedings of the International Astronomical Union 6, S276 (2010): 89–94. http://dx.doi.org/10.1017/s1743921311019995.

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Resumen

AbstractWe present high resolution computer simulations of dust dynamics and planetesimal formation in turbulence triggered by the magnetorotational instability. Particles representing approximately meter-sized boulders clump in large scale overpressure regions in the simulation box. These overdensities readily contract due to the combined gravity of the particles to form gravitationally bound clusters with masses ranging from a few to several ten times the mass of the dwarf planet Ceres. Gravitationally bound clumps are observed to collide and merge at both moderate and high resolution. The collisional products form the top end of a distribution of planetesimal masses ranging from less than one Ceres mass to 35 Ceres masses. It remains uncertain whether collisions are driven by dynamical friction or underresolution of clumps.

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Wright, Anna C., Michael Tremmel, Alyson M. Brooks, et al. "The formation of isolated ultradiffuse galaxies in romulus25." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 502, no. 4 (2021): 5370–89. http://dx.doi.org/10.1093/mnras/stab081.

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ABSTRACT We use the romulus25 cosmological simulation volume to identify the largest-ever simulated sample of field ultradiffuse galaxies (UDGs). At z = 0, we find that isolated UDGs have average star formation rates (SFRs), colours, and virial masses for their stellar masses and environment. UDGs have moderately elevated H i masses, being 70 per cent (300 per cent) more H i rich than typical isolated dwarf galaxies at luminosities brighter (fainter) than MB = −14. However, UDGs are consistent with the general isolated dwarf galaxy population and make up ∼20 per cent of all field galaxies with 107 &lt; M⋆/M⊙ &lt; 109. The H i masses, effective radii, and overall appearances of our UDGs are consistent with existing observations of field UDGs, but we predict that many isolated UDGs have been missed by current surveys. Despite their isolation at z = 0, the UDGs in our sample are the products of major mergers. Mergers are no more common in UDG than non-UDG progenitors, but mergers that create UDGs tend to happen earlier – almost never occurring after z = 1, produce a temporary boost in spin, and cause star formation to be redistributed to the outskirts of galaxies, resulting in lower central SFRs. The centres of the galaxies fade as their central stellar populations age, but their global SFRs are maintained through bursts of star formation at larger radii, producing steeper negative g −r colour gradients. This formation channel is unique relative to other proposals for UDG formation in isolated galaxies, demonstrating that UDGs can potentially be formed through multiple mechanisms.

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Janka, Hans-Thomas. "Neutron Star Formation and Birth Properties." Symposium - International Astronomical Union 218 (2004): 3–12. http://dx.doi.org/10.1017/s0074180900180465.

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Our current knowledge of neutron star formation, progenitors, and natal masses, spins, magnetic fields, and space velocities is briefly reviewed from a theorist's perspective. More observational information is badly needed to constrain theoretical possibilities.

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Santos, Nuno C., Michel Mayor, Dominique Naef, Francesco Pepe, Didier Queloz, and Stéphane Udry. "Extra-solar Planets: Clues to Planetary Formation." Symposium - International Astronomical Union 219 (2004): 311–22. http://dx.doi.org/10.1017/s0074180900182294.

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Radial velocity surveys have revealed up to now about 115 extra-solar planets, among which a few multi-planetary systems. The discovered planets present a wide variety of orbital elements and masses, which are raising many problems and questions regarding the processes involved in their formation. The statistical analysis of the distributions of orbital elements, planetary masses, and relations between these, is however already giving some strong constraints on the formation of the planetary systems. Furthermore, the study of the planet host stars has revealed the crucial role of the stellar metallicity on the giant planet formation. In this paper we will review the current status of the research on this subject.

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Narayanan, Desika, Sidney Lower, Paul Torrey, et al. "Outshining by Recent Star Formation Prevents the Accurate Measurement of High-z Galaxy Stellar Masses." Astrophysical Journal 961, no. 1 (2024): 73. http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ad0966.

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Abstract We demonstrate that the inference of galaxy stellar masses via spectral energy distribution (SED) fitting techniques for galaxies formed in the first billion years after the Big Bang carries fundamental uncertainties owing to the loss of star formation history (SFH) information from the very first episodes of star formation in the integrated spectra of galaxies. While this early star formation can contribute substantially to the total stellar mass of high-redshift systems, ongoing star formation at the time of detection outshines the residual light from earlier bursts, hampering the determination of accurate stellar masses. As a result, order-of-magnitude uncertainties in stellar masses can be expected. We demonstrate this potential problem via direct numerical simulation of galaxy formation in a cosmological context. In detail, we carry out two cosmological simulations with significantly different stellar feedback models, which span a significant range in SFH burstiness. We compute the mock SEDs for these model galaxies at z = 7 via calculations of 3D dust radiative transfer, and then backward fit these SEDs with prospector SED fitting software. The uncertainties in derived stellar masses that we find for z > 7 galaxies motivate the development of new techniques and/or priors for SFH to model star formation in the early Universe.

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Solomon, Amy, and Matthew D. Shupe. "A Case Study of Airmass Transformation and Cloud Formation at Summit, Greenland." Journal of the Atmospheric Sciences 76, no. 10 (2019): 3095–113. http://dx.doi.org/10.1175/jas-d-19-0056.1.

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Abstract This study investigates cloud formation and transitions in cloud types at Summit, Greenland, during 16–22 September 2010, when a warm, moist air mass was advected to Greenland from lower latitudes. During this period there was a sharp transition between high ice clouds and the formation of a lower stratocumulus deck at Summit. A regional mesoscale model is used to investigate the air masses that form these cloud systems. It is found that the high ice clouds form in originally warm, moist air masses that radiatively cool while being transported to Summit. A sensitivity study removing high ice clouds demonstrates that the primary impact of these clouds at Summit is to reduce cloud liquid water embedded within the ice cloud and water vapor in the boundary layer due to vapor deposition on snow. The mixed-phase stratocumulus clouds form at the base of cold, dry air masses advected from the northwest above 4 km. The net surface radiative fluxes during the stratocumulus period are at least 20 W m−2 larger than during the ice cloud period, indicating that, in seasons other than summer, cold, dry air masses advected to Summit above the boundary layer may radiatively warm the top of the Greenland Ice Sheet more effectively than warm, moist air masses advected from lower latitudes.

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Gallagher, John S., Tova M. Yoast-Hull, and Ellen G. Zweibel. "Lessons from comparisons between the nuclear region of the Milky Way and those in nearby spirals." Proceedings of the International Astronomical Union 9, S303 (2013): 61–65. http://dx.doi.org/10.1017/s1743921314000155.

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AbstractThe Milky Way appears as a typical barred spiral, and comparisons can be made between its nuclear region and those of structurally similar nearby spirals. Maffei 2, M83, IC 342 and NGC 253 are nearby systems whose nuclear region properties contrast with those of the Milky Way. Stellar masses derived from NIR photometery, molecular gas masses and star formation rates allow us to assess the evolutionary states of this set of nuclear regions. These data suggest similarities between nuclear regions in terms of their stellar content while highlighting significant differences in current star formation rates. In particular current star formation rates appear to cover a larger range than expected based on the molecular gas masses. This behavior is consistent with nuclear region star formation experiencing episodic variations. Under this hypothesis the Milky Way's nuclear region currently may be in a low star formation rate phase.

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Kumar Sanyal, Abhik. "Structure formation from stability criteria." Physics & Astronomy International Journal 6, no. 3 (2022): 97–99. http://dx.doi.org/10.15406/paij.2022.06.00259.

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Resumen

In the short article we show that in view of the simple stability criteria an approximate estimation of the sizes and masses of planets, stars and galaxies may be predicted. Although no new result emerges, it might help to understand structure formation from the very first principle, which is essentially the stability criterion.

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Scoville, Nick, Andreas Faisst, John Weaver, et al. "Cosmic Evolution of Gas and Star Formation ^*." Astrophysical Journal 943, no. 2 (2023): 82. http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/aca1bc.

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Abstract Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) observations of the long-wavelength dust continuum are used to estimate the gas masses in a sample of 708 star-forming galaxies at z = 0.3−4.5. We determine the dependence of gas masses and star formation efficiencies (SFEs; SFR per unit gas mass) on redshift (z), M *, and star formation rate (SFR) relative to the main sequence (MS). We find that 70% of the increase in SFRs of the MS is due to the increased gas masses at earlier epochs, while 30% is due to increased efficiency of star formation (SF). For galaxies above the MS this is reversed—with 70% of the increased SFR relative to the MS being due to elevated SFEs. Thus, the major evolution of star formation activity at early epochs is driven by increased gas masses, while the starburst activity taking galaxies above the MS is due to enhanced triggering of star formation (likely due to galactic merging). The interstellar gas peaks at z = 2 and dominates the stellar mass down to z = 1.2. Accretion rates needed to maintain continuity of the MS evolution reach >100 M ⊙ yr−1 at z > 2. The galactic gas contents are likely the driving determinant for both the rise in SF and AGN activity from z = 5 to their peak at z = 2 and subsequent fall at lower z. We suggest that for self-gravitating clouds with supersonic turbulence, cloud collisions and the filamentary structure of the clouds regulate the star formation activity.

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Nouiri, Issam, and Féthi Lebdi. "Algorithme Génétique (AG) pour le choix optimal des stations d’appoint de chlore sur les réseaux d’eau potable." Revue des sciences de l'eau 19, no. 1 (2006): 47–55. http://dx.doi.org/10.7202/012596ar.

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Resumen

Résumé La chloration sur les réseaux de distribution d’eau potable constitue une tâche délicate. Elle assure la protection contre la reviviscence microbienne et contre la contamination du réseau. Les réactions du chlore avec la matière organique du système entraînent la formation des sous‑produits chlorés, indésirables pour la santé humaine. Ainsi, le maintien du taux de chlore libre à des valeurs admissibles, sur tout le réseau et à tout moment, constitue un objectif principal des gestionnaires des réseaux. Lors de la chloration à partir des sources d’eau, les processus de réaction-transport créent sur les réseaux, caractérisés par des temps de séjours importants, de mauvaises distributions des taux de chlore libre. Les stations d’appoints sur les réseaux constituent une alternative efficace. La détermination de leur nombre et le choix des emplacements optimums constituent les deux difficultés auxquelles sont confrontés les gestionnaires. Le présent travail utilise un algorithme génétique (AG) pour la détermination du nombre et des emplacements optimums des stations d’appoint de chlore sur les réseaux. Deux objectifs ont été fixés : (1) l’amélioration de l’homogénéité spatio-temporelle de la chloration et (2) la minimisation du nombre de stations d’appoint. L’application du modèle développé sur un réseau test a permis d’identifier les emplacements des deux stations d’appoint de chlore. La solution optimale a considérablement amélioré l’homogénéité et a assuré, pour 98 % des noeuds, des taux de chlore libre dans l’intervalle admissible (0,1-0,5) mg/L.

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Munshi, Ferah, Alyson M. Brooks, Elaad Applebaum, Charlotte R. Christensen, T. Quinn, and Serena Sligh. "Quantifying Scatter in Galaxy Formation at the Lowest Masses." Astrophysical Journal 923, no. 1 (2021): 35. http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ac0db6.

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Resumen

Abstract We predict the stellar mass–halo mass (SMHM) relationship for dwarf galaxies, using simulated galaxies with peak halo masses of M peak = 1011 M ⊙ down into the ultra-faint dwarf range to M peak = 107 M ⊙. Our simulated dwarfs have stellar masses of M star = 790 M ⊙ to 8.2 × 108 M ⊙, with corresponding V-band magnitudes from −2 to −18.5. For M peak > 1010 M ⊙, the simulated SMHM relationship agrees with literature determinations, including exhibiting a small scatter of 0.3 dex. However, the scatter in the SMHM relation increases for lower-mass halos. We first present results for well-resolved halos that contain a simulated stellar population, but recognize that whether a halo hosts a galaxy is inherently mass resolution dependent. We thus adopt a probabilistic model to populate “dark” halos below our resolution limit to predict an “intrinsic” slope and scatter for the SMHM relation. We fit linearly growing log-normal scatter in stellar mass, which grows to more than 1 dex at M peak = 108 M ⊙. At the faintest end of the SMHM relation probed by our simulations, a galaxy cannot be assigned a unique halo mass based solely on its luminosity. Instead, we provide a formula to stochastically populate low-mass halos following our results. Finally, we show that our growing log-normal scatter steepens the faint-end slope of the predicted stellar mass function.

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Misiriotis, A., I. E. Papadakis, N. D. Kylafis, and J. Papamastorakis. "Dust masses and star formation in bright IRAS galaxies." Astronomy & Astrophysics 417, no. 1 (2004): 39–50. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20035602.

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Bonjean, V., N. Aghanim, P. Salomé, A. Beelen, M. Douspis, and E. Soubrié. "Star formation rates and stellar masses from machine learning." Astronomy & Astrophysics 622 (February 2019): A137. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201833972.

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Star-formation activity is a key property to probe the structure formation and hence characterise the large-scale structures of the universe. This information can be deduced from the star formation rate (SFR) and the stellar mass (M⋆), both of which, but especially the SFR, are very complex to estimate. Determining these quantities from UV, optical, or IR luminosities relies on complex modeling and on priors on galaxy types. We propose a method based on the machine-learning algorithm Random Forest to estimate the SFR and the M⋆ of galaxies at redshifts in the range 0.01 < z < 0.3, independent of their type. The machine-learning algorithm takes as inputs the redshift, WISE luminosities, and WISE colours in near-IR, and is trained on spectra-extracted SFR and M⋆ from the SDSS MPA-JHU DR8 catalogue as outputs. We show that our algorithm can accurately estimate SFR and M⋆ with scatters of σSFR = 0.38 dex and σM⋆ = 0.16 dex for SFR and stellar mass, respectively, and that it is unbiased with respect to redshift or galaxy type. The full-sky coverage of the WISE satellite allows us to characterise the star-formation activity of all galaxies outside the Galactic mask with spectroscopic redshifts in the range 0.01 < z < 0.3. The method can also be applied to photometric-redshift catalogues, with best scatters of σSFR = 0.42 dex and σM⋆ = 0.24 dex obtained in the redshift range 0.1 < z < 0.3.

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Kornet, K., S. Wolf, and M. Różyczka. "Formation of giant planets around stars with various masses." Astronomy & Astrophysics 458, no. 2 (2006): 661–68. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20053689.

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Pudritz, R. E. "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses." Science 295, no. 5552 (2002): 68–76. http://dx.doi.org/10.1126/science.1068298.

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Kawamura, Hideyuki, Jong-Hwan Yoon, and Toshimichi Ito. "Formation rate of water masses in the Japan sea." Journal of Oceanography 63, no. 2 (2007): 243–53. http://dx.doi.org/10.1007/s10872-007-0025-6.

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Bergeron, Normand, and André G. Roy. "Les effets d’un embâcle sur la morphologie du lit d’une confluence de cours d’eau." Géographie physique et Quaternaire 42, no. 2 (2007): 191–96. http://dx.doi.org/10.7202/032725ar.

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RÉSUMÉLa morphologie du lit aux confluences est particulièrement sensible aux changements dans le rapport des débits entre les tributaires. En milieu nordique, les embâcles de glace situés en amont des confluences peuvent modifier les débits des tributaires et ainsi affecter les conditions hydrauliques de la confluence. Au printemps 1986, nous avons observé les effets d'un embâcle sur la morphologie du lit d'une confluence située dans le bassin du ruisseau du Sud, en Estrie, au Québec (45°20'N, 7V20'W). La formation de l'embâcle et sa rupture ont entraîné l'accumulation d'un banc graveleux à l'entrée du tributaire majeur, le surcreusement du tributaire mineur et le déplacement de la zone d'affouillement. Depuis la débâcle, les conditions d'écoulement se sont stabilisées et les sédiments sont graduellement redistribués sur le lit. La confluence tend à retrouver une morphologie semblable à celle qui prévalait avant la crue printanière.

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Leclair, Suzanne F., and André G. Roy. "Variabilité de la morphologie et des structures sédimentaires du lit d’un confluent de cours d’eau discordant en période d’étiage." Géographie physique et Quaternaire 51, no. 2 (2007): 125–39. http://dx.doi.org/10.7202/033114ar.

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Resumen

RÉSUMÉ Les confluents de cours d'eau discordants sont des milieux fluviaux particulièrement turbulents dont la morphologie se caractérise par un banc d'accumulation à l'embouchure du tributaire et présente une importante variabilité temporelle. Cette étude souligne le rôle actif de l'étiage dans la dynamique des interrelations entre les conditions hydrauliques, la morphologie et la sédimentologie au confluent des rivières Bayonne et Berthier, comté de Lanaudière, Québec. Les résultats d'un suivi quasi-hebdomadaire durant deux étés successifs à ce confluent de cours d'eau sablonneux et d'inégales profondeurs montrent que des variations morphologiques se produisent sur l'ensemble du lit malgré des hauteurs d'eau se situant autour de 1/20 à 1/5 du niveau plein-bord durant la majorité du temps. La nature de chacun des deux bassins-versants confère à chaque cours d'eau des conditions d'étiage qui font varier temporellement leur importance relative. Ces fluctuations entraînent une migration latérale du plan de mélange entre les deux masses d'eau. Elles touchent aussi la morphologie du banc d'accumulation à l'embouchure du tributaire qui avance et recule à l'intérieur du confluent. Les faciès sédimentaires prélevés illustrent les différents modes de construction du banc d'accumulation. Nous présentons un modèle en trois phases qui souligne le rôle de ce banc d'accumulation comme figure dominante de la dynamique du confluent. Selon la morphologie du banc (en régression, en construction ou en pleine expansion dans le chenal), le développement du plan de mélange est plus ou moins retardé et la dynamique spécifique de l'écoulement détermine alors en partie les épisodes de dépôt ou d'érosion dans les autres zones du confluent.

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Genda, H., M. Ikoma, T. Guillot, and S. Ida. "Formation of heavy element rich giant planets by giant impacts." Proceedings of the International Astronomical Union 3, S249 (2007): 267–70. http://dx.doi.org/10.1017/s1743921308016682.

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AbstractWe have performed the smoothed particle hydrodynamic (SPH) simulations of collisions between two gas giant planets. Changes in masses of the ice/rock core and the H/He envelope due to the collisions are investigated. The main aim of this study is to constrain the origin and probability of a class of extrasolar hot Jupiters that have much larger cores and/or higher core/envelope mass ratios than those predicted by theories of accretion of gas giant planets. A typical example is HD 149026b. Theoretical models of the interior of HD 149026b (Sato et al. 2005; Fortney et al. 2006; Ikoma et al. 2006) predict that the planet contains a huge core of 50-80 Earth masses relative to the total mass of 110 Earth masses. Our SPH simulations demonstrate that such a gas giant is produced by a collision with an impact velocity of typically more than 2.5 times escape velocity and an impact angle of typically less than 10 degrees, which results in an enormous loss of the envelope gas and complete accretion of both cores.

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Erfani, Encieh, Hamed Kameli, and Shant Baghram. "Primordial black holes in the excursion set theory." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 505, no. 2 (2021): 1787–93. http://dx.doi.org/10.1093/mnras/stab1403.

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ABSTRACT We study primordial black holes (PBHs) formation in the excursion set theory (EST) in a vast range of PBHs masses with and without confirmed constraints on their abundance. In this work, we introduce a new concept of the first touch in the context of EST for PBHs formation. This new framework takes into account the earlier horizon re-entry of smaller masses. Our study shows that in the EST, it is possible to produce PBHs in different mass range, with enhanced power spectrum, which could make up all dark matter. We also show that in a broad blue-tilted power spectrum, the production of PBHs is dominated by smaller masses. Our analysis puts an upper limit $\sim \,$0.1 on the amplitude of the curvature power spectrum at length scales relevant for PBHs formation.

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Coimbra-Araújo, Carlos H., and Amâncio C. S. Friaça. "Formation history of supermassive black holes in a viable cosmological window." Proceedings of the International Astronomical Union 2, S238 (2006): 345–46. http://dx.doi.org/10.1017/s1743921307005376.

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Resumen

AbstractWe show, performing a viable cosmological window, that only the magneto hydrodynamic (MHD) disk model is capable to explain how an intermediate mass black hole (IMBH) (with masses ∼ 103M⊙) grows unto a supermassive black hole (SMBH) (with masses ∼ 107M⊙). We still calculate the supermassive stars sequence of stability. Those stars, with synthetized helium or oxygen cores, collapse to form IMBHs. In our calculation we show that the primordial stars must have rapid rotation if they are in the stable part of the sequence.

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Artículos de revistas sobre el tema "Formation des masses d’eau"

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