Dieter333

pour Fredo, on a même des cibles avec 70h et plus où finalement rien n'apparaït (confirmation ou non de NP)

hello Fredo, nous avons choisi cet objet car il est très peu imagé et très intéressant au niveau propriétés de nébuleuse planétaire.... on ne choisit pas toujours des cible "fun" ou super esthétiques

Découverte en 2004 par les astronomes Mark J. Pierce, David J. Frew et Quentin A. Parker, PFP 1 (alias PN G222.1+03.9) est une nébuleuse planétaire remarquablement annulaire située à Monoceros, mesurant 19 minutes d’arc de diamètre, ce qui en fait l’une des plus grandes de son type. PFP 1 a un rayon estimé de 1,5 parsec et a une symétrie presque parfaite, brisée uniquement sur le bord nord-ouest, ce qui est couplé à une augmentation significative de l’intensité des atomes d’hydrogène. Cet arc de nébulosité intense a déjà été détecté dans les plaques rouges POSS I et II et celles du relevé SERC ER sous la forme d’une traînée allongée de nébulosité. L’anneau de grand diamètre est presque indétectable en raison de sa luminosité de surface extrêmement faible. On estime que PFP 1 se trouve à 1 800 années-lumière. Il s’agit d’une nébuleuse planétaire jusqu’alors inconnue, très évoluée, à faible excitation, qui en est aux premiers stades d’une interaction avec le milieu interstellaire (ISM). Il a été découvert par hasard à partir d’images du relevé Hα AAO/UKST dans le cadre d’un projet d’exploitation des données du relevé et a échappé à la détection des relevés précédents en raison de sa très faible luminosité de surface. Il s’agit d’une remarquable nébuleuse planétaire à sphère creuse, d’environ 19 pouces de diamètre, ce qui en fait l’un des plus grands exemples de ce type. Nous estimons un rayon de 1,5 pc et une distance de 550 pc dérivées d’une nouvelle relation brillance de surface Hα-rayon. PFP 1 a une symétrie circulaire presque parfaite, brisée uniquement sur le bord nord-ouest, ce qui est couplé à une intensité significativement accrue (Hα + [Nii]), ce qui fournit des preuves d’une interaction avec l’ISM. Nous trouvons une composition proche du soleil pour cet objet avec des abondances peut-être améliorées de He et N. La distance, couplée à l’estimation de ǫ = 0,3 basée sur la géométrie PN, donne une masse nébulaire de 0,6 M ⊙ ce qui est cohérent avec d’autres PNe très évolués. Un bon CS candidat a été identifié à partir des plaques UKST B, J et R. Une spectroscopie de suivi est prévue pour confirmer s’il s’agit de la véritable étoile centrale. L’absence d’émission de poussières de CO et d’IRAS adjacentes explique pourquoi PFP 1 a pu s’étendre sans encombre jusqu’à sa taille actuelle de ∼3,0 pc. Nous trouvons deux causes possibles à l’interaction évidente sur le bord nord-ouest : le mouvement du PN par rapport à son environnement, selon Borkowski et al. (1990), ou une rencontre avec une région de densité accrue à mesure qu’elle s’étend. Sur la base des données disponibles, nous ne sommes pas en mesure d’affirmer de manière concluante qui est responsable. Une détermination précise du mouvement approprié du candidat CS serait utile pour établir lequel de ces scénarios est le plus probable. L’analyse des spectres à résolution modérée a montré qu’il s’agit d’un PN de faible excitation, ce qui est cohérent avec d’autres exemples séniles de grand diamètre. Bien que les spectres aient un faible rapport signal/bruit, la composition chimique de ce PN est probablement proche de celle du soleil, et bien qu’il présente un rapport [Nii]/Hα élevé, il est douteux qu’il s’agisse d’un PN de type I de bonne foi tel que défini par Kingsburgh et Barlow (1994). La même technique qui a conduit à la découverte de PFP 1 nous a fourni ∼30 autres PNe candidats de taille >4'. Un programme de suivi est en cours pour obtenir des spectres et une imagerie à bande étroite de cet échantillon. (extrait de PFP 1 : Une grande nébuleuse planétaire prise dans les premières étapes de l’interaction ISM : Mark J. Pierce, David J. Frew, Quentin A. Parker et Joachim Köppen) Full & details sur astrobin : https://astrob.in/full/ktc0ly/0/

NGC 1055 & M77 La grande galaxie spirale NGC 1055 (en bas à gauche) se joint à la spirale M77 pour former ce paysage cosmique en direction de la constellation de la Baleine. L’aspect étriqué et poussiéreux de NGC 1055, vue par la tranche, contraste avec celui de M77, vue de face, ce qui permet d’apprécier son brillant noyau et ses bras spiraux. Dépassant toutes deux les 100 000 années-lumière de diamètre, ces galaxies forment le couple dominant d’une petite meute de galaxies située à quelque 60 millions d’années de distance. À cette distance estimée, M77 est une des entrées les plus lointaines du catalogue de Charles Messier et est séparée de sa semblable NGC 1055 par au moins 500 000 années-lumière. Le champ couvre sur le ciel à peu près la même superficie que la pleine Lune NGC 1055 NGC 1055 est une galaxie spirale barrée relativement rapprochée et vue par la tranche et située dans la constellation de la Baleine. NGC 1055 est une galaxie de type morphologique Sab, située à une 50aine d’années-lumière. La classe de luminosité de NGC 1055 est II et elle présente une large raie HI. De plus, c'est une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés et elle est aussi une galaxie active de type Seyfert 2 (Sy 2)1. Son bulbe proéminent est traversé par une large et sombre bande de poussière. Son trou noir central est supermassif, de l’ordre de 10millions de masses solaire M77 M77 est une galaxie dotée d'un noyau actif qui est caché aux longueurs d'onde visibles par un nuage de poussière interstellaire. C'est une galaxie de Seyfert de type 2, situé à une 40 d’années-lumière. C’est une galaxie de type morphologique (R)SA(rs)b. La notation (R) au début signifie que la galaxie est entourée d'un anneau extérieur.. Le trou noir supermassif au centre de la galaxie est entouré par deux disques de gaz qui tournent en sens inverse l'un de l'autre, phénomène très surprenant à l'échelle de quelques années-lumière9. La galaxie M77 est vraisemblablement la source de certains neutrinos détectés par l'expérience IceCube. Publié en 2010, grâce aux observations du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 1068. La taille de son demi-grand axe est estimée à 1190 pc (~3880 années-lumière). Full et détails on astrobin : https://astrob.in/full/9np6xo/0/

NGC 4631 et 4656 forment un nouveau couple de galaxies aux formes originales, déformées par des interactions gravitationnelles. Un couple dites-vous ? Et bien non, il s'agit en fait d'un quatuor, comme vous allez le découvrir. Commençons par la galaxie de la Baleine, à droite, NGC 4631. Elle s'étire sur 140.000 années-lumière et elle se trouve entourée par une bulle de gaz chaud émettant des rayons X. Telle le grand mammifère marin, elle semble recouverte de pustules, des condensations de gaz en train de s'effondrer pour donner naissance à de nouvelles étoiles. La minuscule galaxie voisine pourrait évoquer le geyser qui s'échappe par l'évent dorsal de la baleine. C'est elle qui est à l'origine de l'aspect torturé de NGC 4631, les deux s'arrachant du gaz et de la matière. Passons maintenant à la galaxie éloignée à gauche en bas dans le champ, NGC 4656 surnommée la Crosse de hockey. Voyez-vous la galaxie naine qui est en interaction là aussi ? Il s'agit de NGC 4657 qui forme la lame de la crosse de hockey, NGC 4656 tenant le rôle du manche. C'est William Herschel qui découvrit cet étrange objet céleste en 1787. Cela nous fait donc deux grandes galaxies en interaction, chacune également déformée par la présence d'un petit compagnon. Full & Details astrobin : https://astrob.in/full/61sw36/0/

en même temps temps on cherche des cibles peu communes, peu ou pas imagées ou exotiques

Un PN très très faible. Nous pensons qu’il s’agit de la deuxième image détaillée du PK 210+03.1 (PN G210.0+03.9), qui a été cataloguée sous le nom de We 2-34 en 1977. La base de données des nébuleuses planétaires HASH rapporte qu’il s’agit d’une vrai PN très très faible en forme d’anneau et que les spectres confirment la présence de Ha et de NII. Sa taille est de 230 ». c’est vraiment très très faible... vous pouvez voir la brute 50hours Ha dans la version C. Après 20 heures d’OIII, il est impossible de discerner une trace d’OIII. Nous n’avons pas été en mesure de détecter le progéniteur de l’étoile bleue. Nous n’avons pas trouvé d’autre documentation à ce sujet. Nous avons essayé de ne pas le rendre trop lumineux, c’est vraiment faible.... voir la brute 50hours en vB. Full&Details in Astrobin : https://astrob.in/o5ftcu/0/

hello Frédo pour le cadrage, bien que je pense qu esi je cadre la LDN 66 entièrement, je n'ai pas celle du haut en entier... et j'ai la double Puppies qui se retrouvce tronquée....c'est surtout que j'aurais dû décaler vers la gauche afin la nébuleuse rouge plus importante et surtout j'aurais choppé une nébuleuse planétaire au-dessus.... Pour ce qui est de l'IFN, avec tout le faible signal Ha qui baigne une bonne partie de l'image ce n'est pas évident (enfin je n'ai pa mieux réussi). Mais merci pour tes critiques toujours justes ! Meilleurs Voeux !

Pour changer ce n’est pas un champ extraordinaire mais un joli champ étoilé multicolore parsemé de nébuleuses sombres plus ténues que dans l’hémisphère Nord et réhaussé dans la bas droite par le début d’une Nébuleuse en émission rouge. Située dans la constellation de la Poupe, FEST 1-7 est l’une des nombreuses nébuleuses sombres découvertes par les astronomes Johannes Feitzinger et Janine Stuwe et incluses dans le catalogue FEST des nébuleuses sombres, publié en 1984. Près du centre se trouvent deux très petites nébuleuses à réflexion bleue collectivement cataloguées comme Bran 51 A&B. Plus à droite se trouve la frontière d’une nébuleuse en émission autour de l’ISM (Interstellar Medium Object) Bran 46. Le catalogue Fest rassemble les nébuleuses sombres et les globules entre les 240 et 360 degrés. Les régions qui se chevauchent entre l’enquête POSS-Lynds et le travail du catalogue Fest ont été utilisées pour calibrer les classes d’opacité. Ce lien garantit l’égalité des classes d’opacité dans les deux enquêtes, malgré les différentes magnitudes limites du matériel photographique. Lynds a utilisé les tirages POSS rouges et bleus et n’a enregistré que les nuages visibles sur les photographies rouges et bleues. Ainsi, certains nuages ténus, qui peuvent être transparents dans le rouge, ne sont pas inclus. Le catalogue du Festival a utilisé les plaques bleues pour obtenir un plus grand niveau d’exhaustivité. En comparant les nuages des régions qui se chevauchent dans les deux relevés, nous constatons que le nombre de nuages par champ n’est pas influencé. Le ciel du nord montre 2,5 fois l’obscurcissement de l’hémisphère sud. Cela reflète le fait bien connu que la bande visible de la Voie lactée change d’aspect morphologique du nord au sud. La partie sud semble plus homogène en raison de l’absence du Great Northern Ritt dans la Voie lactée. Il en résulte moins de nuages de grande opacité, qui sont responsables de la robustesse. De plus, la partie sud est beaucoup plus lumineuse, ce qui explique également une plus grande homogénéité. Outre leurs différentes opacités, les nuages interstellaires présentent une variété déconcertante de formes et de tailles. Pour tenir compte de ce fait, le catalogue du Festival a été complété par des catégories descriptives : queue d’un globule cométaire, trace de ver, filament noir, etc., et le schéma de classification de van Bergh (1972). Les quatre catégories : nuage amorphe (a) ... L’absorption à arêtes vives (Ö) peut être comprise en termes d’une simple image physique de l’évolution des nuages interstellaires. Ces classifications devraient refléter l’histoire évolutive des processus dynamiques ou thermiques qui ont jadis provoqué la formation des nuages et des globules sombres. Full & Details Astrobin : https://astrob.in/77aquj/0/

Depuis le début de notre installation nous voulions imager cet ensemble de faibles nébuleuses, mais NGC 2170 se trouvant dans la constellation de la Licorne, quelques degrés au-dessous de l'équateur céleste, les prises sont pertubées par une véritable autoroute de satellites en orbite géostationnaire et notre télescope capte de nombre reflets dûs a de grosses étoiles très proches, il a donc fallu faire de nombreux essais afin d’arriver à obtenir des images « traitable ». La nébuleuse NGC 2170 révèle une incroyable mosaïque de différents types de nuages gazeux. NGC 2170 fait partie des nébuleuses par réflexion, nuages de poussière qui réfléchissent la lumière d'étoiles voisines - en bleu sur l'image. Elle voisine avec des nébuleuses en émission, qui émettent de la lumière (ici, dans les tons rouges) et des nébuleuses obscures (en noir), qui voilent la lumière. NGC 2170 est une pouponnière stellaire qui s’est formée il y a environ 6 à 10 millions d’années, située au bord du nuage moléculaire géant de forme elliptique Monoceros R2 (Mon R2), à environ 2 700 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Licorne. En fait, NGC 2170 n’est que la nébuleuse bleue-et rose au milieu sur le bord droit de l’image, tandis que cette région énigmatique – de plus de 15 années-lumière de diamètre – présente sur cette image un mélange de types de nébuleuses : Les zones bleuâtres sont des nébuleuses par réflexion (NGC 2170, NGC 2182 & VdB69), ainsi nommées parce qu’elles réfléchissent la lumière des étoiles chaudes proches. La taille des particules de poussière dans ces zones reflète préférentiellement la lumière bleue, similaire à celle des cigarettes et d’autres types de fumée. Les zones rouges sont des nébuleuses en émission, et brillent parce que la lumière ultraviolette des étoiles voisines excite l’hydrogène et d’autres atomes de gaz dans la nébuleuse, qui émettent ensuite leur propre lumière dans des couleurs spécifiques. Enfin, ce qui ressemble un peu à de l’encre noire répandue sur l’image sont des nébuleuses d’absorption sombres(LBN 994LBN993,LBN 998,& LBN 999), et ne sont visibles qu’à cause de la lumière qu’elles bloquent. En d’autres termes, la nébuleuse sombre est vue en silhouette. Il y a des signes révélateurs de la formation continue d’étoiles et de jeunes étoiles massives principalement cachées derrière l’épaisse poussière interstellaire, qui absorbe fortement la lumière ultraviolette et visible. Les vents énergétiques et le rayonnement intense de ces jeunes étoiles chaudes remodèlent leurs nuages interstellaires natals. Full & details on astrobin : https://astrob.in/s63k55/0/

40 h avec un focale de 8 et une CCD c 'est pas beaucoup....

SH2-164 C’est sur une région bien peu imagée car peu lumineuse que nous avons jeté notre dévolu… (Wikipedia)Sh2-64 (également connue sous le nom de Westerhout 40, W40 ou RCW 174) est une nébuleuse en émission visible dans la queue de la constellation du serpent. Bien que peu connue, c'est l'une des régions de formation d'étoiles les plus proches du système solaire. Sh2-64 est situé dans la partie orientale de la constellation, à environ 3° nord-est de l'étoile η Serpentis et à une très courte distance angulaire de l'étoile 60 Serpentis (en), de magnitude apparente 5,39. Sa lumière filtre à travers une fente dans le grand complexe de nébuleuses sombres qui composent le Rift de l'Aigle, au point qu'aucun champ d'étoiles de fond n'est observable à proximité. À cause de ce filtre, la nébuleuse ne peut être observée optiquement avec aucun instrument amateur. Cependant, elle peut être identifiée sur des photographies à longue exposition prises à l'aide de filtres appropriés. La période la plus propice à son observation dans le ciel du soir se situe entre juin et novembre. N'étant qu'à 2° de l'équateur céleste, il peut être observé indistinctement depuis toutes les régions peuplées de la Terre, ne restant invisible que depuis les zones entourant immédiatement le pôle nord. C'est une grande région H II qui fait partie d'une importante région de formation d'étoiles, associée à la source radio brillante W40, d'où proviennent des étoiles de grande masse. Malgré cela, en raison de son fort assombrissement par le Rift de l'Aigle, elle est restée une région très peu étudiée pendant des années. La nébuleuse reçoit le rayonnement ionisant de certaines étoiles jeunes et massives de classe spectrale B1V, désignées par W40 OS1a, W40 OS2a et W40 OS3a, toutes entourées d'un disque protoplanétaire dense1. Les estimations sur sa distance sont d'environ 400 pc (∼1 300 al)2 ou au plus 600 parsecs (1 960 années-lumière)1. Dans les deux cas, l'emplacement de la nébuleuse tombe sur le bord intérieur du bras d'Orion, en correspondance avec les nuages denses de poussière non éclairée constituant le Rift de l'Aigle. Les études de rayons X menées par le télescope spatial Chandra ont permis d'identifier 194 sources de rayons X presque certainement associées à W40, coïncidant avec autant de jeunes objets stellaires. Les étoiles de la pré-séquence principale identifiées dans cette région sont au nombre d'environ 600 et sont regroupées en un très jeune amas ouvert de forme sphérique profondément immergé dans les gaz du nuage et fortement obscurci par les bancs de poussière du Rift. L'âge des composants de cet amas ne dépasserait pas un million d'années, bien que celui-ci puisse contenir des étoiles d'âges différents. En particulier, on pense que 6 de ses 8 étoiles les plus massives font partie d'une deuxième génération plus jeune, ce qui conduit à l'hypothèse d'un prolongement des processus de formation des étoiles de grande masse3. Les composants stellaires identifiés par rayons X ont une masse supérieure à 0,2 M☉. Parmi ceux-ci, 90 % ont une masse inférieure à 2 M☉ et 7 ont une masse supérieure ou égale à 10 M☉. L'étoile la plus massive est W40 OS2a, avec une masse de 10 M☉3. Les trois étoiles ionisantes forment une petite association OB. Certaines des sources de rayonnement infrarouge les plus remarquables de la région ont été répertoriées par l'IRAS et portent les initiales IRAS 18288-0207 et IRAS 18288-01584. À celles-ci s'ajoute la source RAFGL 21775. Le noyau le plus dense de toute la région coïncide avec un nuage moléculaire catalogué comme TGU 279-P7. Il existe un peu de réflexion en avant-plan, sous la partie lumineuse, difficile à bien faire ressortir. Aucun signal n’est détecté en Vert et OIII L’image est en LHa-HaRGB Full et details Astrobin : https://astrob.in/eij7xh/0/

Merci !

NGC 2736 – Pencil nebula NGC 2736 est un rémanent de supernova située dans la constellation des Voiles à environ 815 années-lumière de la Voie lactée. C’est la partie la plus Lumineuse du grand rémanent des Voiles La longueur de la nébuleuse du Crayon est d'environ 5 années-lumière et elle est une partie du rémanent des Voiles. Ce rémanent est situé près du pulsar des Voiles, pulsar provenant de la supernova qui a donné naissance au rémanent il y a environ 11000 ans. La luminosité du rémanent provient de régions denses de gaz qui sont entrées en collision avec l'onde de choc de la supernova. Au fur et à mesure que l'onde de choc se déplace dans l'espace de droite à gauche dans l'image du télescope spatial Hubble, elle compresse les gaz en les chauffant. Initialement, les gaz sont chauffés à des millions de degrés, mais il se refroidissent ensuite et ils émettent alors de la lumière. Les couleurs des régions de la nébuleuse fournissent des renseignement sur le processus de refroidissement. Certaines régions sont encore si chaudes que les émissions sont dominées par les atomes d'oxygène ionisés, qui brillent en bleu sur l'image. D'autres régions se sont refroidies davantage et elles sont visibles en émettant du rouge dans l'image. Ces émissions proviennent des atomes plus froids d'hydrogène. La couleur indique donc la température du gaz. La petite tâche rouge sous la nébuleuse est PK 266 +00.1, après avoir été prise pour une candidate NP c’est finalement une étoile à émission de ligne (surement Ha) : Ve 6-22. Le traitement fut assez difficile car nous avons décidé de faire une image en utilisant les 3 couches du SHO et les 3 couches du RGB et les gradients furent difficiles à gérer. Nous avons effectué de nombreux essais de traitements san sen être réellement satisfaits, cette dernière version ne nous satisfait pas pleinement mais nous avons décidé de nous arrêter là. La Luminance est issue des données Ha-OIII et Luminance. Les couches NarrowBand ont été ajoutées sous Photoshop au RGB. Full & details Astrobin : https://astrob.in/mllv9a/C/

GUM 15 Un superbe représentant d’un champ HII. Gum 15, également connue sous le nom de RCW32, dans la constellation des Voiles est à environ 3000 années-lumière. Une nébuleuse magnifiquement détaillée qui est façonnée par les violents vents interstellaires des étoiles autour et dans cette nébuleuse. La présence d’un amas d’étoiles brillantes (Collinder 197) l’illumin. Bien qu’il s’agisse principalement d’une nébuleuse en émission (Hα uniquement), il y a une nébulosité par réflexion présente qui est vue comme de légères traînées de bleu/magenta à travers la nébuleuse. Près du plus grand complexe RCW 27, cette nébuleuse est probablement ionisée par l’étoile multiple de classe B HD 74804, le membre le plus brillant de l’amas d’étoiles Collinder 197. Représenté ici en HαRGB (couleur naturelle mais avec les détails et le contraste de Hα). Full & details Astrobin : https://astrob.in/zn0d3m/0/