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.
*La nébuleuse de la trompe d’éléphant est une concentration de gaz et de poussières interstellaires dans la région de gaz ionisé beaucoup plus vaste qu’IC 1396 située dans la constellation de Céphée à environ 2 400 années-lumière de la Terre. [1] Le morceau de la nébuleuse montré ici est le globule sombre et dense IC 1396A ; elle est communément appelée nébuleuse de la Trompe d’Éléphant en raison de son apparence aux longueurs d’onde de la lumière visible, où il y a une tache sombre avec un bord brillant et sinueux. Le bord brillant est la surface du nuage dense qui est illuminé et ionisé par une étoile massive très brillante ( HD 206267) qui est juste à l’est de IC 1396A. Toute la région IC 1396 est ionisée par l’étoile massive, à l’exception des globules denses qui peuvent se protéger de l’ultraviolet de l’étoile.
On pense maintenant que la nébuleuse de la trompe d’éléphant est un site de formation d’étoiles, contenant plusieurs étoiles très jeunes (moins de 100 000 ans) qui ont été découvertes dans des images infrarouges en 2003. Deux plus anciennes (mais encore jeunes, quelques millions d’années, par le standards des étoiles , qui vivent des milliards d’années) les étoiles sont présentes dans une petite cavité circulaire dans la tête du globule. Les vents de ces jeunes étoiles ont peut-être vidé la cavité.
L’action combinée de la lumière de l’étoile massive ionisant et comprimant le bord du nuage, et le vent des jeunes étoiles déplaçant le gaz du centre vers l’extérieur conduisent à une compression très élevée dans la nébuleuse de la trompe d’éléphant. Cette pression a déclenché la génération actuelle de protoétoiles.
M63 appelée également ‘’Galaxie du Tournesol’’, est une galaxie spirale qui se situe dans la constellation des Chiens de Chasse. Découverte par Pierre Méchain en juin 1779,M63est distante de 27 millions d’ années lumières(AL) environ, de notre Terre, avec un diamètre apparent 12,36 par 7,12 arc minutes, un peu plus petite que la Voie Lactée, sa taille s’étend sur 98000 A.L.
M63 est une galaxie spirale de type SAbc, une supernova qui atteignit la magnitude 11,5 qui a été observée le 24 mai 1971, permit d’en déduire la distance. Ses nombreux bras spiraux d’aspect granuleux sont riches de formation d’étoiles et en régions HII.
Acquisition d’images en mai/juin 2022 :
Rg 21 x 600’’ Vt 23 x 600’’ Blu 23 x 600’’ Lum 26 x 600’’
IC1805 est une nébuleuse en émission qui s’étend sur 200 A.L. et sa composition est classique puisqu’elle renferme de l’hydrogène gazeux, ionisé par le rayonnement des étoiles de l’amas ouvert de Melotte 15 en son centre.
Autre particularité de cette photo, examinée à la « loupe » , est la présence d’une nébuleuse planétaire découverte récemment. Elle est repérée par la flèche bleue et au centre de l’agrandissement, on distingue très nettement un disque bleu composé de gaz très chaud ,autour d’un système d’étoiles binaires.
Situé à 5400 A.L. environ, WeBo1 à été découverte en 1995 par R.Webbink et H.Bond, toutes les information figurent dans leur article en anglais ici.
Mais la difficulté et bien que très classique, IC 1805 nous a demandé près de 110 heures d’intégration (150×900’’ Ha, 141×900’’ OIII, et 145×900’’ SII) entre octobre 2020 et Mars 2021. Une mosaïque de 12 panneaux et un traitement assez long détaillé ci-après, ont été nécessaires pour aboutir à ce résultat.
Traitement PixInsight :
Prétraitement
Calibration des images.
Traitement
PlateSolve des images
DBE pour chaque groupe d’ images.
HT pour passer en mode non linéaire.
MosaicByCoordinates pour aligner les images par couche.
GradientMergeMosaic pour intégrer chaque couche.
Crop des couches
Création de SHO_étoiles et SHO Starnet
Recombinaison SHO to RVB avec PixelMath
Traitement du Ha comme Luminance
ACDNR trt du bruit
ObjetMask puis dupliquer Ha_lum
Sur clone HDRMT, low et hight
Moyenne avec PixelMath
Dynamic PSF
Mask objet
Deconvolution étoiles
Traitement des détails avec Mask objet
MophologicalTransform
LocalHistogramEgalisation
UnsharpMask
Deconvolution sans Mask
PixelMath pour création couleurs SHO avec SHO_Starnet
NGC 7023 est un amas ouvert au sein d’une nébuleuse par réflexion LBN 487, situés près de Céphée et à une distance de 1300 A.L. environ de la terre.
Nommée également la nébuleuse de l’Iris, elle se distingue par sa couleur bleue issue des grains de poussière qui diffusent la lumière émise par les jeunes étoiles très chaudes et notamment celle qui est au centre de l’amas.
L’on peut remarquer également, de gros filaments sombres et rougeâtres, dont la couleur est émise par de très fins grains de poussière qui convertissent la lumière ultra violette, émise par les étoiles.
Les zones très sombres, sans étoiles visibles, sont dues à de gros nuages de poussière et de gaz moléculaire, qui gravitent autour de la nébuleuse.
Acquisition des images LRVB, en Aout 2022 Setup Hosting E-Eye à Fregenal ES :
Luminances 26 x 600’’ , Rouges 24 x300’’ , Verts 28 x 300’’ , Bleus 28 x 300’’
Le « triplet du Lion » est un petit groupe de galaxies, composé principalement de M65, M66 et NGC 3628, visibles sur cette image.
Il est également entouré de nombreuses galaxies dont la magnitude est >15.
Il s’agit sans doute du plus beau groupe de galaxies de la constellation du Lion avec 3 galaxies rapprochées d’une magnitude qui les rend très accessibles (8 à 10), non seulement aux astrophotographes mais aussi à l’observateur visuel. Elles sont toutes situées à 35 millions d’années-lumière environ. De ces galaxies, seule NGC 3628 se démarque un peu, en étant légèrement plus grande mais un peu moins brillante que ses deux voisines. Ces galaxies montrent aussi une intéressante variété de formes, de structures et de couleurs, spirale pour M65 et NGC 3628, spirale barrée pour M66. Une dominante bleutée laisse supposer une forte activité de création d’étoiles dont une vue par la tranche particulièrement impressionnante pour NGC 3628 avec ses bandes de poussières bien visibles sur la gauche de la galaxie.
On pense que M66, qui présente une asymétrie prononcée résultant d’anciennes interactions gravitationnelles avec la galaxie NGC 3628 et sa structure a été fortement déformée avec un bras spiral nettement plus allongé que l’autre, et une concentration de matière très importante dans la région centrale. Un halo plus diffus autour de la galaxie est également visible.
La principale difficulté de cette image a été de mettre en valeur la traînée de poussières et donc d’étoiles de NGC 3628 (en haut à gauche de l’image). Il s’agit donc d’utiliser un masque qui permette de rehausser légèrement le signal existant réellement à cet endroit.
Lunette Taka 130 et caméra Moravian G3
Le temps global d’acquisition est de 22h00 avec les filtres LRGB, avec exposition unitaire de 600’’, en avril/mai 2022.
En Février 2022, nous avons collecte 30x900s Ha, 30x900s SII, et 30x900s OIII sur NGC 2244 et la nébuleuse de la rosette, soit un total de 22,5 heures d’intégration.
IC 434 est une nébuleuse en émission dans la constellation d’Orion. Elle couvre 2 fois le diamètre de la pleine Lune. Elle se situe à environs 1 600 al. de la terre. Elle fut découverte en 1888 Williamina Fleming.
Facilement reconnaissable par la forme en tête de cheval qui lui a donné son nom, et qui se découpe dans la nébuleuse. A l’arrière de la nébuleuse se trouve de l’hydrogène qui, ionisé par l’étoile brillante proche Sigma Orionis, lui donne une couleur rouge.
Couleurs en SHO.
Temps de pose 16h (Ha 22 x 900’’, OIII 22 x 900’’, SII 20 x 900’’)
Les filtres interférentiels SHO, permettent de sélectionner les rayonnements émis par les nébuleuses dans une étroite bande de largeur spectrale variant de 5 à 13 nm, dont la longueur d’onde vaut 656 nm pour la raie Hα de l’Hydrogène, 672 nm pour le rayonnement du soufre SII, et 500 nm pour le rayonnement des atomes d’oxygène doublement ionisés appelés OIII, qui émettent notamment dans les restes de supernova et nébuleuses planétaires. Cette technique aboutit à 3 images monochromes que l’on assemble en fausses couleurs, dans la palette du S-H-O, respectivement R-V-B.
