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Le premier spectre d’une exoplanète obtenu de manière directe grâce au VLT

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Le premier spectre d’une exoplanète obtenu de manière directe grâce au VLT

En étudiant un système planétaire triple qui ressemble à une version agrandie de la famille de planètes de notre propre Soleil, des astronomes ont été capables d’obtenir le premier spectre de manière directe – « l’empreinte digitale chimique » [1] – d’une planète en orbite autour d’une étoile lointaine [2], apportant ainsi de nouvelles informations sur la formation et la composition de cette planète. Ce résultat constitue une étape clé dans la recherche de la vie ailleurs dans l’Univers.


ESO PR Photo 02a/10
Spectre de la planète en orbite
autour de HR 8799 (annoté)


ESO PR Photo 02b/10
Le système autour de
HR 8799 (annoté)


ESO PR Photo 02c/10
Spectre de la planète en orbite
autour de HR 8799 (annoté)


ESO PR Photo 02d/10
Spectre de la planète en
orbite autour de HR 8799


ESO PR Photo 02e/10
Le système autour de HR 8799


ESO PR Photo 02f/10
Spectre de la planète en orbite
autour de HR 8799

« Le spectre d’une planète est comme une empreinte digitale. Il fournit des informations essentielles sur les éléments chimiques de l’atmosphère d’une planète, » déclare Markus Janson, premier auteur de l’article présentant ces nouveaux résultats. « Avec cette information, nous pouvons mieux comprendre comment une planète s’est formée et, dans le futur, nous devrions pouvoir trouver des signes révélateurs de la présence de vie. »

Cette équipe de chercheurs a obtenu le spectre d’une planète géante en orbite autour de la très jeune et lumineuse étoile HR 8799. Le système se trouve à environ 130 années-lumière de la Terre. Cette étoile a une masse égale à 1,5 masse solaire et héberge un système planétaire qui ressemble à un modèle agrandi de notre propre système solaire. Trois compagnons planétaires géants, de masses comprises entre 7 et 10 fois la masse de Jupiter, ont été détectés en 2008 par une autre équipe de chercheurs. La distance qui sépare ces planètes de leur étoile est comprise entre 20 et 70 fois la distance Terre–Soleil et le système présente également deux ceintures de petits objets, similaires à la ceinture d’astéroïdes et à la ceinture de Kuiper de notre système solaire.

« Parmi les trois planètes, notre cible était celle du milieu, qui est environ dix fois plus massive que Jupiter et a une température d’environ 800 degrés Celsius, » déclare Carolina Bergfors, une des membres de l’équipe. « Après plus de cinq heures de temps de pause, nous avons été capables de dégager le spectre de l’étoile de la lumière bien plus brillante de son étoile. »

C’est la première fois que le spectre d’une exoplanète en orbite autour d’une étoile normale, pratiquement semblable au Soleil, a été obtenu de manière directe. Précédemment, les seuls spectres obtenus ont nécessité de pointer un télescope spatial sur une exoplanète en train de passer directement derrière son étoile hôte – une « éclipse exoplanétaire » - et alors le spectre pouvait être extrait en comparant la lumière de l’étoile avant et après. Toutefois, cette méthode ne peut être utilisée que si l’orientation de l’orbite de l’exoplanète est parfaitement droite, ce qui n’est vrai que pour une petite fraction de tous les systèmes exoplanétaires. Le nouveau spectre a, pour sa part,  été obtenu depuis le sol, en utilisant le VLT – le très grand télescope - de l’ESO avec des observations directes qui ne dépendent pas de l’orientation de l’orbite.

Etant donné que l’étoile hôte est plusieurs milliers de fois plus brillante que la planète, l’obtention de ce spectre est vraiment remarquable.  « C’est comme essayer de voir de quoi est faite une bougie en l’observant à deux kilomètres de distance alors qu’elle se trouve à côté d’une lampe éblouissante de 300 watts » précise Markus Janson.

Cette découverte a été possible grâce à l’instrument infrarouge NACO, installé sur le VLT et dépend pour beaucoup de l’extraordinaire capacité du système d’optique adaptative [3] de cet instrument. Des images et des spectres encore plus précis d’exoplanètes géantes sont attendus avec l’instrument de prochaine génération SPHERE, qui sera installé au VLT en 2011, ainsi qu’avec le télescope géant européen.

Les toutes nouvelles données recueillies montrent que l’atmosphère entourant la planète est encore peu comprise. « les caractéristiques observées dans le spectre ne sont pas compatibles avec les modèles  théoriques en vigueur, » explique Wolfgang Brandner, un des co-auteur de l’article. « Nous avons besoin de prendre en compte une description plus détaillée des nuages de poussière atmosphérique ou accepter que l’atmosphère a une composition chimique différente de ce qui était précédemment supposé. »

Les astronomes espèrent pouvoir disposer rapidement des « empreintes digitales » des deux autres planètes géantes, ils pourront ainsi comparer, pour la première fois, les spectres de trois planètes appartenant au même système. « Cela nous apportera sans aucun doute de précieuses informations sur les processus qui conduisent à la formation de systèmes planétaires tel que le nôtre » conclu Markus Janson.

Notes

[1] Comme le démontrent tous les arcs en ciel, la lumière blanche peut être décomposée en différentes couleurs. Les astronomes décomposent artificiellement la lumière des objets lointains qu’ils reçoivent dans ces différentes couleurs (ou longueurs d’onde). Toutefois, là où nous distinguons cinq ou six couleurs de l’arc en ciel, les astronomes obtiennent des centaines de couleurs finement nuancées, produisant un spectre – un enregistrement des différentes quantités de lumière émises par un objet dans chaque bande étroite de couleur. Les détails du spectre – plus de lumière émises dans certaines couleurs et moins dans d’autres – fournissent des informations sur la composition chimique de la matière produisant la lumière. Cette possibilité d’enregistrer les spectres fait de la spectroscopie un outil de recherche important pour l’astronomie.

[2] En 2004, en utilisant l’instrument NACO sur le VLT des astronomes ont obtenu une image et un spectre d’un objet de 5 masses de Jupiter autour d’une naine brune – une « étoile inachevée ». On pense toutefois que ces deux objets se sont probablement formés ensemble – comme une petite étoile binaire, au lieu que le compagnon se soit formé dans le disque autour de la naine brune, comme un système étoile-planète (Voir ESO 28/04, ESO 15/05 et ESO 19/06).

[3] Les télescopes terrestres souffrent de l’effet de brouillage dû à la turbulence atmosphérique. Ces turbulences provoquent le scintillement des étoiles qui enchante les poètes mais frustre les astronomes car il brouille les détails subtils des images. Toutefois, avec les techniques de l’Optique Adaptative, cette perturbation majeure peut être corrigée de telle sorte que les télescopes fournissent des images qui sont théoriquement aussi précises que possible, i.e. se rapprochant des conditions spatiales. Les systèmes d’optique adaptative fonctionnent au moyen de miroirs déformables contrôlés par ordinateur qui neutralisent les distorsions provoquées par les turbulences atmosphériques. Le principe repose sur des corrections optiques en temps réel calculées à une très grande vitesse (plusieurs centaines de fois par seconde) à partir de données d’image obtenues par un détecteur de front d’ondes (une caméra spéciale) qui contrôle la lumière à partir d’une étoile de référence.

Plus d’informations

Cette recherche a été présentée dans un article sous forme de lettre dans l’Astrophysical Journal (“Spatially resolved spectroscopy of the exoplanet HR 8799 c”, by M. Janson et al.).

L’équipe est composée de M. Janson (University of Toronto, Canada), C. Bergfors, M. Goto, W. Brandner (Max-Planck-Institute for Astronomy, Heidelberg, Allemagne) et D. Lafrenière (University of Montreal, Canada). Les données préparatoires ont été obtenues avec l’instrument IRCS sur le télescope Subaru.

L’ESO - l’Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe et l’observatoire astronomique le plus productif au monde. L’ESO est soutenu par 14 pays : l’Allemagne, l’Autriche, la Belgique, le Danemark, l’Espagne, la Finlande, la France, l’Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L’ESO conduit d’ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L’ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L’ESO gère trois sites d’observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. A Paranal, l’ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l’observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. L’ESO est le partenaire européen d’ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L’ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d’un télescope européen géant – l’E-ELT- qui disposera d’un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L’E-ELT sera « l’œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Lien

Contacts

Markus Janson
University of Toronto
Toronto, Canada
Tel: +1 416 946 5465
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Wolfgang Brandner
Max-Planck-Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Tel: +49 6221 528 289
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Henri Boffin
La Silla/Paranal/E-ELT PiO
ESO ePOD, Garching, Germany
Tel: +49 89 3200 6222
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ESO Press Officer in Chile: Valeria Foncea - +56 2 463 3123 - Cette adresse email est protégée contre les robots des spammeurs, vous devez activer Javascript pour la voir.

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Mise à jour le Vendredi, 12 Février 2010 13:56
 

Un pépin à la surface du noyau de polonium 212 !

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source : http://www.in2p3.fr/recherche/nouvelles_scientifiques/2010/1_polonium.htm

Un pépin à la surface du noyau de polonium 212 !

 

Des physiciens du CNRS-IN2P3(1) en collaboration avec des chercheurs bulgares et roumains ont mis en évidence de nouveaux états excités dans le noyau 212Po, totalement inédits dans la carte des noyaux. Les propriétés de ces états excités indiquent que le noyau 212Po possède une structure en cluster, "α+208Pb", sous-jacente très particulière. Cette découverte ainsi que le début de sa compréhension théorique font l’objet d’une publication en ligne le 25 janvier 2010 dans la revuePhysical Review Letters.

 

De nouveaux états excités ont été découverts dans le noyau 212Po grâce à une réaction de transfert d’une particule α à partir d’un faisceau d’ions lourds à très basse énergie(2), délivré par l’accélérateur Vivitron à Strasbourg, et à l’utilisation du multidétecteur γ Euroball. Ces nouveaux états possèdent des propriétés surprenantes, notamment des durées de vie extrêmement brèves impliquant l'existence d'un moment dipolaire électrique élevé du système.

L’isotope 212Po est un noyau lourd qui possède 4 nucléons de plus que le noyau stable doublement magique(3) 208Pb. À ce titre, sa structure devrait être relativement simple à décrire par le biais du modèle en couches, c'est-à-dire 2 neutrons et 2 protons placés sur les premières orbites disponibles. Or ce type de modèle ne peut expliquer que le système ait un moment dipolaire électrique à si basse énergie d’excitation.

Seule l’hypothèse d’une structure de type cluster(4) "α+208Pb" sous-jacente dans 212Po permet d’expliquer l’existence de ces nouveaux états. Jusqu’à ce jour, des états "α+cœur" n’avaient été reportés que dans des noyaux légers, et interprétés comme provenant de la rotation collective du système autour de son centre de masse. Cependant, dans le cas du système "α+208Pb", la très grande masse du cœur sphérique rend impossible la rotation collective. Les états découverts dans 212Po sont ainsi interprétés par un mécanisme totalement inédit : le mouvement de vibration de la distance "α-cœur" autour de sa position d’équilibre.

 

(1) Institut national de physique nucléaire et de physique des particules du CNRS. Laboratoires impliqués : Centre de spectrométrie nucléaire et de spectrométrie de masse – CSNSM (CNRS / Université Paris Sud), Institut de physique nucléaire d’Orsay – IPNO (CNRS/Université Paris 11).
(2) La réaction utilisée consiste à envoyer un faisceau d'ions d'oxygène (18O) sur une cible de plomb (208Pb). À l'approche du noyau cible, seule une partie du noyau d'oxygène (ici, une particule alpha, c'est-à-dire 2 neutrons et 2 protons) est "happée" par le noyau de plomb et donne le noyau de polonium 212.
(3) Les nombres magiques en physique nucléaire (2, 8, 20, 28, 50, 82, 126) correspondent à des couches de protons ou de neutrons totalement remplies. Les noyaux correspondants possèdent une très grande énergie de liaison. Un noyau est dit doublement magique lorsqu'à la fois son nombre de neutrons et son nombre de protons correspondent à des couches complètes, comme par exemple 4He, 16O, 40Ca, 132Sn ou 208Pb.
(4) Un cluster nucléaire est constitué de deux noyaux, plus ou moins collés l'un à l'autre.

 

Pour en savoir plus

Contact chercheur

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  • Cette adresse email est protégée contre les robots des spammeurs, vous devez activer Javascript pour la voir. , Tél : 01 69 15 52 43

 

 

Plouf

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« Plop », « plouf »… Pourquoi, lorsqu’ils sont lancés dans l’eau, certains cailloux font-ils « plop » et d’autres « plouf » ? Tout dépend des caractéristiques microscopiques de leur surface, explique les chercheurs du Laboratoire de physique de la matière condensée et nanostructures (CNRS/Lyon 1). Une bille de verre parfaitement polie est hydrophile (elle attire l’eau) : même à grande vitesse, elle n’émet qu’un « plop » (à gauche). Une bille recouverte de quelques nanomètres de silane est en revanche hydrophobe (elle repousse l’eau) : quelle que soit sa vitesse, elle dérange violemment la surface de l’eau et émet un grand « plouf » (à droite). Quant aux billes possédant des structures de surface intermédiaires, elles passent du « plop » au « plouf » en fonction de leur vitesse. Loin d’être anecdotiques, ces études devraient permettre une meilleure maîtrise des phénomènes de cavitation (formation de bulles ou de cavités gazeuses) qui perturbent, par exemple, le bon fonctionnement des hélices de bateaux.

« Plop », « plouf »…

Pourquoi, lorsqu’ils sont lancés dans l’eau, certains cailloux font-ils « plop » et d’autres « plouf » ? Tout dépend des caractéristiques microscopiques de leur surface, explique les chercheurs du Laboratoire de physique de la matière condensée et nanostructures (CNRS/Lyon 1). Une bille de verre parfaitement polie est hydrophile (elle attire l’eau) : même à grande vitesse, elle n’émet qu’un « plop » (à gauche). Une bille recouverte de quelques nanomètres de silane est en revanche hydrophobe (elle repousse l’eau) : quelle que soit sa vitesse, elle dérange violemment la surface de l’eau et émet un grand « plouf » (à droite). Quant aux billes possédant des structures de surface intermédiaires, elles passent du « plop » au « plouf » en fonction de leur vitesse. Loin d’être anecdotiques, ces études devraient permettre une meilleure maîtrise des phénomènes de cavitation (formation de bulles ou de cavités gazeuses) qui perturbent, par exemple, le bon fonctionnement des hélices de bateaux.
© CNRS

 

Cristallisation hors norme dans les disques protoplanétaires

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Cristallisation hors norme dans les disques protoplanétaires

[27-01-2010]

Pour élucider le mystère de la présence de forstérite (minéraux silicatés riche en magnésium) dans une région froide des disques protoplanétaires, révélée en 2009 par le satellite Sptizer, des chercheurs de Lille * ont entrepris la synthèse de silicates dans des conditions analogues aux conditions astrophysiques. Il apparaît que dans ces conditions, ce n'est pas la température qui conditionne la nature des minéraux, mais la concentration en ions (Mg2+) aptes à migrer à l'intérieur de la structure silicatée rigide à l'échelle atomique. Une publication parue dans la revue The Astrophysical Journal.

  • Coupe schématique de la structure interne d'un disque protoplanétaire.  Dans sa partie la plus...

Comment des minéraux se forment-ils dans l'espace ?

Après leur condensation autour des étoiles en fin de vie, notamment les géantes rouges, les poussières de silicates transitent dans le milieu interstellaire. C'est dans les régions denses de ce milieu interstellaire, les nuages de gaz et de poussières (nébuleuses), que se forment les nouvelles étoiles. Le gaz et la poussière alimentent l'étoile en formation mais une partie reste en périphérie pour former les disques protoplanétaires. Cette matière donne ensuite naissance aux planètes, comme celles de notre Système Solaire, il y a 4,5 milliards d'années.

Alors qu'elles sont majoritairement amorphes dans le milieu interstellaire, ces poussières sont sous forme cristalline, dans la zone la plus interne du disque protoplanétaire. La raison en est que la température et la pression de gaz augmente progressivement alors que les poussières migrent vers le centre du disque, aux abords de l'étoile en formation. Les température et pression y sont telles, que les poussières s'évaporent puis se condensent sous la forme de minéraux réfractaires (minéraux formés et résistants aux très hautes températures). Parmi eux, l'olivine (forstérite Mg2SiO4) est de loin le silicate majoritaire. Cette zone est relativement bien comprise et de nombreux modèles théoriques et expérimentaux rendent compte de la formation de la forstérite dans les environnements chauds.

En revanche, la structure des disques à leur périphérie restait très mal documentée avant la mise en orbite du satellite Spitzer. Les données de spectroscopie infrarouge qu'il a apportées depuis début 2009 révèlent une structure inattendue : au-delà de la zone d'évaporation-condensation, dans la zone externe et plus froide, on observe d'abord localement une zone riche en pyroxène (l'enstatite principalement -MgSiO3) puis, l'olivine (forstérite) semble de nouveau dominer la minéralogie. Comment expliquer et que traduit cette zonation paradoxale qui conduit le minéral réfractaire à dominer à la fois la minéralogie des zones les plus chaudes et des zones les plus froides du disque ?

Synthèse en laboratoire

Des expériences en laboratoire, conduites aux laboratoires Unité Matériaux et Transformations et Unité de catalyse chimique (CNRS-Université de Lille 1), ont récemment fourni une interprétation. La cristallisation à basse température des silicates amorphes serait dominée par les effets cinétiques plutôt que par les traditionnels contrôles thermodynamiques (pression et température). Ceci affecte les mécanismes de cristallisation des minéraux et conduit à la formation de phases enrichies en magnésium par rapport aux compositions chimiques normalement attendues. Sur l'ensemble du gradient thermique régnant au sein des disques protoplanétaires, l'étude porte sur l'intervalle de température 700-1000°C. Ce domaine est important car il correspond à des températures de cristallisation très basses, rarement étudiées sur des matériaux naturels, et pourtant pertinents dans les environnements astrophysiques.

En effet, vers 750°C, les silicates magnésiens amorphes subissent une transition importante. Au-dessous de cette température de transition vitreuse (Tg), ce sont des solides qui réagissent très lentement voire pas du tout sous les effets de sollicitations extérieures. En revanche, au-dessus, ce sont des liquides dans lesquels les phénomènes diffusifs se produisent rapidement. Il est donc traditionnellement admis qu'au-dessous de Tg des transformations majeures, comme le passage de l'amorphe au cristal, ne se produisent pas.

Les expériences ont été effectuées sur des analogues amorphes reproduisant les principales propriétés des poussières naturelles (diamètres inférieures à la dizaine de micromètres, composition initialement riche en magnésium...). Après plusieurs semaines de recuit au-dessous de Tg, la cristallisation se produit bel et bien sur ces analogues. Plus inattendu encore, seule l'olivine (forstérite) apparaît, même lorsque le minéral théoriquement attendu est un pyroxène.

A l'inverse, au-dessus de la température de transition vitreuse (Tg), les expériences conduisent à la cristallisation du pyroxène. Les observations paradoxales des astrophysiciens semblent donc reproduites en laboratoire. Mais comment expliquer ce changement de comportement au-dessous et au-dessus de cette température critique? Pour comprendre cela, il faut considérer l'échelle atomique, celle des propriétés intimes de la matière, en particulier la mobilité des ions constituants ces silicates. Si au-dessous de la température de transition vitreuse, le silicate se comporte comme un solide, c'est parce que son architecture principale, constituée de silicium, est déjà très rigide. En revanche, les ions comme Na+, Ca2+ et Mg2+ conservent une forte mobilité au sein de cette architecture, même au-dessous de cette température. Les minéraux les plus riches en ces ions peuvent alors se former plus rapidement que ceux riches en silice. Ce découplage de mobilité, s'atténuant rapidement au-dessus de Tg
, pourrait donc être à l'origine des observations astrophysiques. Cette étude permet d'expliquer à la fois la présence majoritaire de pyroxène dans les zones 'tièdes' et de forstérite dans les zones plus froides. Cette dernière ne serait pas directement reliée au caractère réfractaire de ce minéral mais à sa forte teneur en magnésium. Le paradoxe ne serait donc qu'apparent. Finalement ce travail met en lumière, de manière simple, comment la zonation minéralogique des disques à l'échelle des unités astronomiques est contrôlée par la réactivité de la matière condensée à l'échelle atomique.

Pour en savoir plus
Les observations du satellite Spitzer http://www.insu.cnrs.fr/co/node/1677/view
Source
Surface temperature of protoplanetary disks probed bay annealing experiments reflecting spitzer observations - the Astrophysical Journal (707:L174-L178, 2009 December 20)
*Mathieu Roskosz1, Jessy Gillot1, Frédéric Capet2, Pascal Roussel2, and Hugues Leroux1
1 Unité Matériaux et Transformations (CNRS-Université de Lille1)
2 Unité de Catalyse et de Chimie du Solide, (CNRS-Université de Lille1)
Contact(s)
Cette adresse email est protégée contre les robots des spammeurs, vous devez activer Javascript pour la voir. , Unité matériaux et transformations (CNRS-Université de Lille 1)
Mise à jour le Jeudi, 28 Janvier 2010 09:15
 

Latex -Lyx

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LyX offre un ensemble complet de fonctionnalités pour la création documentaire. En voici quelques unes, classées par catégories.

 

Fonctionnalités math/science (demo clip)

  • Éditeur de formules mathématiques, clairement un des meilleurs. Couvre complètement la puissance de TeX
  • Équations saisies à la souris ou via le clavier par des commandes LaTeX (avec optionnellement complétion automatique); formules immédiatement affichées à l'écran
  • Copier/coller depuis et vers le code LaTeX
  • Équations tabulées, équations numérotées, théorèmes, macro mathématiques paramétrables, matrices, algorithmes, et bien plus encore
  • Interface élémentaire avec plusieurs logiciels de calcul algébrique (Computer Algebra Systems, CAS) -- Maple, Maxima, Octave, Mathematica

Création de documents structurés

  • Fonctionnalités avancées pour les étiquettes, les références, les index et les bibliographies (avec support BibTeX élaboré)
  • Opérations standard de traitement de texte : copier/coller, ouverture simultanée de plusieurs documents, défaire/refaire, correction orthographique (aspell utilisé en arrière-plan), thésaurus et suivi de modifications
  • Classes de documents variées permettant de produire des lettres, des articles, des livres, des scénarios, des documents LinuxDoc, des transparents, des vidéoprojections. Autres classes appropriées pour des institutions scientifiques, comme AMS, APS, IEEE, ou pour des revues particulières comme « Astronomy and Astrophysics »
  • Modules spécifiques permettant d'enrichir dynamiquement les fonctionnalités des classes de documents en ajoutant des fonctions utiles pour des tâches particulières (notes en fin de document, gloses linguistiques).
  • Numérotation des titres du sectionnement, table des matières (hypertexte), liste des figures et des tables
  • Mode « plan » permettant de naviguer facilement dans le document et de déplacer ou d'insérer des chapitres ou des sections complètes
  • Styles de caractères donnant un accès à un marquage sémantique complet

Graphiques/tables

  • Support de nombreux formats graphiques (incluant Xfig, Dia et autres)
  • WYSIWYG pour le rognage, la rotation, la mise à l'échelle des images
  • Support enrichi pour la mise en pages des images et des tables flottantes (à placement automatique)
  • Support pour les sous-figures, les sous-tables et les légendes
  • Support pour les figures et les tables encapsulées dans le texte
  • Tableaux WYSIWYG interactifs
  • Réglages géométriques partageables entre plusieurs figures

Internationalisation (en savoir plus)

  • Support pour la rédaction de documents dans de nombreuses langues du monde
  • Support « bidi » pour les langues qui s'écrivent de droite à gauche comme l'hébreu et l'arabe
  • Support pour de nombreux systèmes d'écriture (y compris CJK -- chinois, japonais, coréen)
  • Capacité à rédiger des documents multilingues comprenant diverses langues et écritures grâce à unicode
  • Menus, messages d'erreur, manuels et raccourcis clavier disponibles dans de nombreuses langues

Formats de documents

  • Accès à tous les niveaux des fonctionnalités LaTeX avec la possibilité d'insertion de code LaTeX natif n'importe où dans le document
  • Importation et exportation de et vers de nombreux formats (LaTeX, PDF, PostScript, DVI, ASCII, HTML, OpenDocument, RTF, MS Word, et d'autres) grâce à des convertisseurs configurables
  • Émission de télécopies depuis LyX
  • Affichage de code source LaTeX pour visualisation à la volée de LaTeX et DocBook
  • Support « SGML-tools » (DocBook DTDs)
  • Support pour la « programmation littéraire » (noweb, Sweave)
  • Support pour l'exportation de métadonnées PDF (en-tête et signets)

Interface utilisateur

  • Interface utilisateur graphique donnant accès à toutes les fonctions par menus et souris, et par des raccourcis clavier configurables
  • Documentation détaillée, incluant un guide du débutant, disponible dans de nombreuses langues
  • Support pour la complétion pour le texte et les formules

Gestion des documents

  • Suivi de modifications
  • Support pour le contrôle de version externe
  • Branches permettant de créer plusieurs versions d'un même document
  • Notes jaunes « collantes »

Complément

  • Disponible pour Linux, Windows, et Mac
  • Rapide et sans charge mémoire importante

Il y a beaucoup plus, non répertorié ici. Vérifiez vous-même !

source : http://www.lyx.org/WebFr.Features
 


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