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NGC6888
NGC6888, appelée également la nébuleuse du Croissant se situe dans la constellation du Cygne.
Située à environ 5000 A.L. NGC6888 est une nébuleuse en émission dont l’enveloppe de matière est générée par une étoile WR-136, Wolf-Rayet (WR), dont le type spectral est WN6.
Wolf-Rayet sont les noms de 2 astronomes de l’Observatoire de Paris qui, en 1867 ont découvert ce type d’étoile, grâce à leur travail de spectroscopie.
En résumé les étoiles de type WR, sont des étoiles très chaudes de type O,B, dont la classification du diagramme HR (Hertzsprund-Russel) s’étend de O,B,A,F,G,K,M, où les étoiles O et B sont chaudes et M sont froides. Notre étoile le soleil est une étoile naine jaune de type spectral G. Toutes les étoiles stables, se retrouvent sur la diagonale de la séquence principale du diagramme HR.
Les étoiles de type spectral O, B, sont les étoiles les plus chaudes et les plus massives, qui viennent de quitter la séquence principale, pour entamer les dernières étapes de leur vie.
Pendant la plus grande partie de leurs vies, les étoiles gardent une forme sphérique stable, donc leur taille reste également stable. C’est ce que l’on appelle l’équilibre hydrostatique.
Comment est il obtenu ?
En simplifiant, cet équilibre est obtenu par 2 forces antagonistes, l’une qui tend à la faire se contracter due à la gravité générée par sa matière intrinsèque, l’autre tend à la faire se dilater à cause des forces de pression, dues aux réactions nucléaires générées au centre de l’étoile.
La nébuleuse du Croissant dont la taille est de 25 A.L. qui est présentée ici, matérialise donc la zone d’influence des vents stellaires de l’étoile centrale WR-136, dont la température de surface est très élevée et estimée à 70 000K.
Setup et photos :
Lieu : Fregenal de la Sierra Estramadura Espagne
Structure : E-Eye
NGCAstroPhotography Team
Tube optique Kepler RC10, f/D=7,9
Focale= 2000 mm
Pouvoir séparateur = 0,46 arc’’
Caméra CCD Moravian G3 16200
RAF filtres SHO : Ha 3,5nm OIII 8,5nm SII 8nm
Temps d’exposition : OII = 90×600’’ SII et Ha = (65 x 600’’) x 2
soit 36,30 heures.
Prétraitement et traitement sous PixInsight, mon traitement habituel en SHO, cosmétique Photoshop.
Nébuleuse NGC7822
Nébuleuse NGC7822
Située à environ 3000 AL de la terre, NGC7822 est une nébuleuse par émission dans la constellation de Céphée.
Sa taille apparente est d’environ 90 Al, elle contient des étoiles très chaudes comme par exemple BD+66 1673, dont la température de surface dépasse 45 000 degrés, ce qui correspond à une luminosité de 100 000 soleils.
Le rayonnement de cette étoile est sans doute responsable de l’ionisation du nuage de gaz constituant la nébuleuse. Par ailleurs on peut voir de nombreuses nébuleuses sombres et des piliers de gaz en effondrement, qui sont autant d’indices pour la formation de jeunes étoiles.
Informations techniques.
Lunette Taka TOA 130
Caméra Sbig 8300 avec RAF
Situation : Fregenal de la Sierra au SO de l’Espagne.
Période de prises de vue : Aout à novembre 2021
Temps d’exposition cumulés : 30 heures
Filtres SHO Baader 6,5nm
Prétraitement et traitement PixInsight
Cosmétique Photoshop
Galaxie d’ Andromède
M31, Galaxie d’Andromède
La galaxie d’Andromède, dans la constellation éponyme, est répertoriée M31 dans le catalogue Messier et NGC 224 dans le New General Catalog. C’est une galaxie spirale régulière, avec bon nombre de régions H2 dans ses bras spiraux, que l’on peut voir en rouge foncé sur la photo.
Elle se situe à environ 2,54 millions d’A.L. (années lumière) du soleil et c’est donc notre proche voisine. D’un diamètre de 220 000 AL sa taille dans le ciel est de 3,18°, soit plus de 6 fois le diamètre apparent de la lune, vue depuis la terre, dans l’hémisphère nord. On peut donc la distinguer à l’œil nu, avec une bonne transparence du ciel nocturne.
Peuplée de mille milliards d’étoiles, soit 5 fois plus environ que notre galaxie la Voie Lactée, elle a une masse plus faible, avec environ 1230 milliards de masse solaire, soit les 2/3 de celle de notre Voie Lactée. Malgré sa population d’étoiles bien plus abondante que dans notre galaxie, cette différence de masse peut s’expliquer en partie par le taux de formation stellaire qui serait de 3 à cinq fois plus élevé, au sein de la Voie Lactée avec un taux de supernovas qui serait le double de celui de M31.
Plusieurs galaxies accompagnent Andromède dans ce groupe local, on peut distinguer 2 d’entre elles sur la photo. M110 et M32 qui sont des galaxies elliptiques (Voir annotations Atrométriques).
La focale de notre instrument, associé à la dimension du capteur de notre caméra, ont nécessité une mosaïque de 6 tuiles et des prises unitaires de 300 secondes, pour un total de 44 heures d’exposition, durant la période de juillet à septembre 2022.
Le pré-traitement et le traitement ont été réalisés sous PixInsight et PSP.
Ondes Gravitationnelles
Il y a plus d’un siècle, en 1916 Albert Einstein, prédisait les ondes gravitationnelles dans le cadre de sa théorie sur la relativité générale.
Cette théorie décrit la gravitation comme étant une déformation de l’espace-temps.
Les physiciens ont mis plusieurs décennies pour développer les outils mathématiques afin d’étudier ces ondes et comprendre qu’il était possible de les détecter.
C’est en 1974 que 2 américains, Joseph Taylor et Russel Hulse, découvrent un système binaire qu’ils appellent PSR B 1913+16.
Ce système binaire est composé d’un pulsar, qui a la particularité d’émettre des ondes électromagnétiques avec une grande régularité. L’autre composante de ce système invisible avec les instruments actuels, mais dont les calculs aboutissent à une masse très importante connue très précisément, suggère qu’il s’agit d’une étoile à neutrons.
Ils ont démontré que la période de révolution du système diminuait lentement, car les deux corps se rapprochant perdaient de l‘énergie, en accord avec la théorie de la relativité générale. En effet la théorie prévoit que dans ce cas de figure, l’énergie perdue est absorbée par les ondes gravitationnelles.
Il restait donc à détecter directement ces ondes gravitationnelles !
Les trous noirs sont le stade ultime de l’évolution des étoiles les plus massives. Ils évoluent en couple. Ils orbitent l’un autour de l’autre et se rapprochent lentement en perdant de l’énergie sous forme d’ondes gravitationnelles, un phénomène qui finit par s’accélérer jusqu’à les faire fusionner en un trou noir unique.
Un tel ‘’tourbillon’’ final a été observé 3 fois par les détecteurs LIGO ( Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) en 2015 et en 2017, mais cette fois ce sont 3 instruments qui ont enregistré la détection des ondes gravitationnelles.
Ceux de LIGO installés, l’un situé en Louisiane (USA), l’autre dans l’état de Washington et le troisième, Advanced Virgo situé près de Pise en Italie. Ce dernier a été appelé Virgo en référence à l’amas de Galaxies dans la constellation de la Vierge (Virgo en latin), regroupant quelques 1500 galaxies.
Ce dernier évènement s’est produit à environ 1,8 milliards d’années lumière de la terre. Ces ondes gravitationnelles se sont propagées pendant 1,8 milliards d’années, avant d‘être détectées par l’interféromètre LIGO situé en Louisiane, puis 8/1000 de secondes plus tard, par celui situé dans l’état de Washington et enfin 6/1000 de sec. plus tard par le détecteur Advanced Virgo situé près de Pise.Ces différentes situations géographiques permettant une meilleure triangulation, dans le but d’une meilleure localisation de la région de l’espace.
Interféromètre LIGO dont les bras orthogonaux mesurent 4 km chacun
Interféromètre Advanced Virgo, dont les bras orthogonaux mesurent 3 km chacun.
Le principe de ces interféromètres est fondé sur la superposition de 2 faisceaux Laser.
Le rayon Laser est divisé par 2, A et B (voir croquis) , dont l’un est déphasé par rapport à l’autre. Ces 2 faisceaux sont envoyés dans 2 directions perpendiculaires, dans les bras (tunnels) dont la longueur est de plusieurs kilomètres.
Lorsque les faisceaux se recombinent ( 1 du croquis), les ondes déphasées se compensent et le faisceau résultant est plat. La photo-diode n’enregistre donc aucun signal.
Quand une onde gravitationnelle traverse le détecteur, elle modifie la longueur relative des bras de l’interféromètre suite à la déformation de l’espace temps ( 2 sur le croquis).
La recombinaison donne donc un signal et sa forme d’onde. Bien sûr la variation des bras est faible mais cependant mesurable par ces dispositifs. La précision de ces interféromètres est subatomique.
Exemple de signaux de détection d’ondes gravitationnelles, par les interféromètres de LIGO et leur superposition.
Schéma de principe de ces détecteurs. (Croquis):
IC410/NGC1893
Dans la constellation du Cocher, et à une distance de 10700 a.l. IC410 est une nébuleuse en émission associée à un l’amas NGC1893, dont le rayonnement de ses étoiles fait briller par excitation les atomes du nuage moléculaire de la nébuleuse IC410.
Ces jeunes étoiles, âgées d’environ 4 à 5 millions d’années, provoquent d’importants vents stellaires qui sont à l’origine de ces deux curieuses structures de gaz et de poussières dont la forme fait penser à des têtards. Ainsi IC410 est aussi appelée, la nébuleuse du Têtard.
Informations techniques:
Traitement sous PixInsight .
Chaîne de Markarian
Dans ce champ de galaxies nous trouvons : M86, M84, NGC 4435, NGC 4438 qui font partie de chaîne de Markarian qui comprends 4 autres galaxies (NGC 4477,4473,4461, 4461) qui se trouvent hors de ce champ. D’autres galaxies sont visibles dans le champ visuel, mais ne font pas partie de cette association découverte par Benjamin Markarian dont la particularité est que ces galaxies sont toutes en interaction gravitationnelle et plusieurs des objets qu’on voit ici subissent des déformations qui résultent de ces interactions. Un exemple avec NGC 4438 et NGC 4435 sous le nom des « Yeux » à cause de l’aspect allongé des deux galaxies, dont on voit ici les longues projections de matière.
Acquisitions des images :
Luminance 30×600’’ Rouge 40×600’’ Vert 18×600’’ Bleu 23×600’’
Pour un total de 18h30
Prétraitement et traitement PixInsight avec process habituels pour le LRVB
LBN 354
LBN 354 fait partie de l’immense nébuleuse Nord America dans sa partie la plus reconnaissable, tout du moins en RVB. Avec les filtres interférentiels (Halpha, OIII et SII) les contrastes entre les zones sombres et celles qui sont fortement ionisées, sont très prononcés par rapport à une image RVB.
Acquisitions des images avec setup de NGCAT à Fregenal ES Juin-Juillet 2021 :
Ha 45 x 600’’ OIII 50 x 600’’ SII 45 x 600’’ pour un total de 23h30.
Traitement SHO sous PixInsight
Prétraitement classique
Process de traitement :
Dynamic crop des images
Retrait manuel du gradient>>>DBE des S, H,O
Traitement Aa_Luminance
Réduction du bruit en linéaire>>> MLT
Passage en non Linéaire >>>> Histo
Déduction du bruit en non linéaire >>> ACDNR
Augmentation des détails >>>> HDRMT sur clone
Moyenne des 2 L >>>> PixelMath
PSF puis déconvolution
Affinement des détails>>>> MT puis LHE
Mask étoiles >>>> MT pour réduction étoiles
Traitement des S,H,O
Histo de H sur O et S
Clone des S,H,O puis Sarnet
Combinaison SHO
PixelMath des SHO starnet,puis SNR
PixelMath des SHO étoiles
Réduction bruit chrominance >>> ACDNR
LRGBCombination avec la couche Luminance
ACDNR, ColorSaturation
Script WriteJpeg
IC444
IC444, dans la Constellation des Gemeaux est une nébuleuse en émission, issue de l’explosion d’une supernova qui s’est produite il y a environ 30000 ans. Les restes de cette supernova sont représentés à la fois avec les nébuleuses IC443, dont on distingue la partie sommitale en bas à droite de l’image, et les projections de matière qui s’étendent sur 200 années lumière et que l’on peut observer sur l’image de la nébuleuse IC 444, distante de la terre de 5000 A.L. environ.
Acquisition des images :
Ha 23 x 1200’’ OIII 20 x 1200’’ SII 6 x 1200’’
Pour un total de 16h30
Traitement SHO habituel sous PixInsight.
Comète 67P
Comète 67P/Churyumov-Gerasimenko
La comète de la mission Rosetta, était dans la constellation du Cancer et distante de la terre de 0,418UA (62,6Millions de Km).
Comme toutes les comètes, Churyumov-Gerasimenko porte le nom de ses découvreurs. Il a été observé pour la première fois en 1969, lorsque plusieurs astronomes de Kiev ont visité l’Institut d’astrophysique d’Alma-Ata au Kazakhstan pour mener une enquête sur les comètes.
Le 20 septembre, Klim Churyumov examinait une photographie de la comète 32P/Comas Solá, prise par Svetlana Gerasimenko, lorsqu’il a remarqué un autre objet semblable à une comète. De retour à Kiev, il étudia très attentivement la plaque et réalisa finalement qu’ils avaient en effet découvert une nouvelle comète. Crédit ESA
Une étude récente menée par les chercheurs de l’Observatoire de Paris renforce l’hypothèse que la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko est un corps binaire formé par la collision à faible vitesse de deux objets distincts pendant les toutes premières phases de la formation du Système solaire.
Acquisitions des photos avec le Setup Fregenal du 14 novembre 2021 :
65 luminances de 60’’
Traitement : Comet PixInsight
AstroRomain 