Après deux mois d’interruption pour cause d’absence de réseau sur le lieu de vacances, nous reprenons le cours de nos images du mois avec celle de l’amas globulaire M4 (Messier 4) ou NGC 1621. Cette photo a été réalisée par Pierre Drumel en juin 2023, avec une lunette Esprit 120 de focale 840 mm, autoguidée, suivie d’un filtre anti-pollution Optolong et d’une caméra couleur ASI 2600 MC Pro refroidie à -13°C, au gain de 100. Le traitement numérique des images a été assuré avec le logiciel Pixinsight. L’image finale résulte de l’empilement de 14 poses de 5 minutes, soit 70 minutes. Remarquer la bonne résolution des étoiles centrales et leur répartition homogène.

Localisation de l’amas globulaire M4 :
Cet amas est très facile à trouver. Il se situe dans la constellation du Scorpion, à seulement 1.3° à l’Ouest de la très visible étoile Antarès, ce qui en fait une cible facile. Distant de 19 000 années-lumière du centre de la Voie Lactée, et seulement 7 200 années-lumière de notre Terre, M4 est l’amas globulaire le plus proche de nous.
Avec une magnitude de 5,6 et un diamètre angulaire de 36 minutes d’arc, supérieur à celui de la Pleine Lune, on aurait pu le deviner à l’œil nu si un nuage de matière interstellaire placé devant lui n’en avait pas réduit légèrement la brillance.Sous un ciel bien noir, l’amas est visible avec des jumelles ou une lunette sous la forme d’une tache ronde et laiteuse. Un télescope de 10 cm de diamètre permet d’y résoudre les étoiles les plus brillantes.
Plus on monte en diamètre, plus on voit un halo d’étoiles entourer le cœur central de l’amas, jusqu’à le résoudre avec un diamètre de 40 cm.
En France, la faible élévation du Scorpion rend son observation plus délicate, car l’amas ne monte jamais bien haut au-dessus de l’horizon. La meilleure période se situe durant les mois de juin et juillet.

Découverte de l’amas M4 :
L’amas M4 a été découvert en 1746 par l’astronome suisse Philippe Loys De Chéseaux, qui le mentionna dans son catalogue au n°19. Mais c’est Charles Messier qui fut le premier à le résoudre comme un « amas de très faibles étoiles » en 1764. M4 fut le premier et seul amas, à avoir été résolu par Charles Messier avec ses instruments, et ainsi le premier amas globulaire reconnu comme tel par une observation astronomique. Une vingtaine d’années plus tard seulement, William Herschel était capable de résoudre tous les amas globulaires de Messier avec ses grands télescopes.

Caractéristiques de l’amas globulaire M4 :
Son diamètre réel, calculé à partir de photographies en haute définition, est estimé à 75 années-lumière, alors que son diamètre gravitationnel, celui au-delà duquel les étoiles pourraient s’échapper dans l’espace est de 140 années-lumière.
L’amas M4 est un des amas globulaires les moins denses qui existent. Son cœur central, là où les étoiles sont les plus concentrées, a été estimé à 3,6 années-lumière, correspondant à un diamètre angulaire de 1,36 minute d’arc. La moitié de sa masse totale est contenue dans un volume sphérique de 16 années-lumière de diamètre, soit 1/9 de son diamètre gravitationnel. L’autre moitié est répartie dans toute la périphérie autour de ce volume.
Les astronomes ont détecté plus d’une quarantaine d’étoiles variables identifiées dans l’amas M4.
Son type spectral mesuré : F8 indique que la température de surface de ses étoiles est comprise entre 6 000 et 7 500 °K, et que celles-ci nous apparaissent de couleur blanche. Pour fixer les idées, Procyon est l’exemple type d’étoile de type spectral F8.
En 1987, le premier pulsar « milliseconde » a été détecté en son sein. Cette variété d’étoile à neutrons tourne sur elle-même à la vitesse exceptionnelle de 300 tours par seconde en balayant l’espace de son faisceau d’énergie à chaque rotation.
En 1995, toujours dans cet amas, Hubble a découvert des étoiles « naines blanches » qui sont parmi les plus âgées de notre Voie Lactée.
Au mois de juillet 2003, le télescope spatial Hubble, encore lui, a permis aux astronomes de faire une étonnante découverte dans M4 : une exoplanète dont la masse est estimée à 2,5 fois celle de Jupiter. Son âge est pressenti à 13 milliards d’années, soit presque trois fois celui du Système Solaire. Et tout aussi étonnant, cette exoplanète tourne en orbite autour d’une naine blanche et d’un pulsar, constituant ainsi un système triple.

Âge de l’amas globulaire M4 :
Les astronomes ont montré que les étoiles composant un amas globulaire (constitué d’étoiles liées par la gravitation) ont toutes le même âge et sont constituées du même matériau. Plusieurs méthodes indépendantes sont utilisées pour mesurer leur âge. Au fil des différentes études menées avec des instruments et des raisonnements de plus en plus précis (Hubble, Gaïa, différents modèles..), l’intervalle d’erreur diminue, et aujourd’hui, on est en mesure de donner l’âge des amas globulaires dans une fourchette comprise entre 12 et 14 Milliards d’années.
En 2010, une étude (compliquée !) recoupant les résultats de plusieurs méthodes, a estimé l’âge de Messier 4 à 12,5 milliards d’années, ce qui signifie que cet amas s’est formé rapidement après la naissance de l’Univers (apparition de l’espace-temps) qui lui, a été évalué à 13,8 milliards d’années.
Noter au passage que dès le début de leur découverte,  les amas globulaires sont très vite apparus comme des laboratoires astronomiques exceptionnels qui ont révolutionné notre vision de l’Univers [1].

Webographie :
 [1] http://www.ago.ulg.ac.be/PeM/Docs/AmasGlobulaire1.pdf
http://www.ago.ulg.ac.be/PeM/Docs/AmasGlobulaire1.pdf
https://fr.wikipedia.org/wiki/Pulsar
https://www.astropolis.fr/catalogue-Messier/articles/M4/astronomie-messier-M4.html
http://messier.obspm.fr/f/m004.html

Pour le mois de juillet 2023, une fois n’est pas coutume, nous vous proposons, non pas une image céleste réalisée par un de nos adhérents, mais un lien vers deux articles très complets et d’actualité, tirés de la Lettre d’Information de l’IMCCE de juillet/août 2023, relatifs :

• aux étoiles filantes : comment se forment-elles ? pourquoi les étudier ? comment les observer ? que voit-on ? comment les photographier ?
  

Maximum de l’essaim de météores des Géminides en décembre 2007 depuis Ludányhalászi
(Nógrád, Hongrie). CC BY-SA 3.0 B. Ernő

• à l’astéroïde 2023 CX1 qui, à 3 h 59 le 13 février 2023, soit 7 h après sa découverte, pénétrait l’atmosphère terrestre au-dessus de la Manche pour finir sa course en Normandie. Sa zone de chute rapidement calculée a permis, deux jours plus tard, à une équipe de chercheurs membres du programme FRIPON/Vigie-Ciel et de passionnés, de trouver pas moins de 12 fragments de l’astéroïde. Ceux-ci sont maintenant présentés pour la première fois au public dans la vitrine « Collection vivante » de la Galerie de Géologie et de Minéralogie du Muséum d’Histoire Naturelle de Paris.
  La météorite, en cours d’étude, a été classifiée comme étant une chondrite ordinaire de type L5-6. Elle a aussi été officiellement nommée « météorite de Saint-Pierre-le-Viger » auprès de la Meteoritical Society depuis le 29 mai 2023 (voir ici).
  

L’astéroïde 2023 CX1 lors de son entrée dans l’atmosphère terrestre le 13 février 2023 à vers 3 h 59. Crédits Josselin Desmars (IMCCE)

Ne pas hésiter à cliquer sur les liens contenus dans ces deux articles.

IMCCE : Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides à l’Observatoire de Paris.

Pour ce premier mois d’été 2023, nous revenons dans notre proche environnement pour contempler notre satellite en couleur. Julien Denis l’a enregistré le 2 mai 2023, dans les règles de l’art  en empilant les 10 meilleures photos d’un lot de 80, prises à 20 ms avec une lunette Sky-Watcher Esprit 100ED (100/550) équipée d’une caméra couleur ZWO ASI2600 MC, sur monture EQ6-R Pro, commandée par un antique boîtier AsiAir première génération. La mise au point a été faite manuellement avec un masque de Bahtinov.
L’empilement a été réalisé sous Siril et le traitement sous Pixinsight. La saturation des couleurs a été légèrement forcée, afin de contraster un peu la géologie lunaire.

La lune, gibbeuse à 89%, apparaît alors dans ses vraies couleurs. Les mers sont colorées en gris marron foncé, et noir, les plateaux et les cratères en gris marron clair et blanc.

Cette nuit-là, le terminateur commençait à illuminer une figure particulière, située à l’ouest de la lune, connue sous le nom de la « Tête de Cobra ». Il faut un peu d’imagination, mais sur la portion agrandie, on distingue deux cratères enserrant la tête d’un cobra dont le corps ondulant est constitué par une vallée.
Sur la photo suivante, les deux cratères, Aristarque et Hérodote, sont annotés, ainsi que le corps du serpent : la vallée de Schröter.

Aristarque est un remarquable cratère qui, malgré son modeste diamètre de 40 km, brille intensément. En fait, c’est le plus brillant de tous les grands cratères lunaires, caractère qui justifie son nom de « Phare de la Lune ». Il est même visible dans la lumière cendrée. L’âge d’Aristarque est estimé à 450 millions d’années. Profond de 3000 m, il arbore des versants internes en gradins qui entourent un fond plat portant une petite montagne centrale qu’on distingue ici, mais qui ne dépasse pas 500 m d’altitude.

Hérodote, le cratère voisin, est très différent. Il est plus âgé que lui, son fond de lave gris foncé trahissant une origine antérieure à celle de l’Océan des Tempêtes. Sa muraille de 35 km de diamètre, ne dépassant pas 1500 m est écrasée au nord par un craterlet bien visible.

La vallée de Schröter, sur le versant nord d’Hérodote, constitue la rainure lunaire la plus facile à observer. Longue de 160 km et large de 6 à 10 km, elle se dirige vers le nord, puis oblique vers l’ouest. Elle débute par un craterlet allongé formant « la Tête de Cobra » qui est sans doute une cheminée volcanique. De magnifiques images de cette région sont visibles dans un article de Guillaume Cannat.

Tycho, cratère bien remarquable,  a été formé il y a 109 millions d’années, par l’impact d’une météorite de 10 km de diamètre qui heurta le sud de la Lune à grande vitesse. L’étonnante brillance de ce cratère de 85 km de diamètre prouve sa jeunesse. Il apparaît comme découpé à l’emporte-pièce dans la région continentale qui l’entoure. Une montagne centrale, de 10 km de diamètre, et de 1500 m de hauteur, émerge de son fond entouré par une muraille interne de 4800m m d’altitude comportant plusieurs rangs de gradins. Particulièrement visibles à la Pleine Lune, comme ici, de très longs éjectas rayonnent sur plus de 1000 km jusqu’aux trois mers environnantes : Connaissance, Tranquillité et Nectar. C’est dans Tycho que le scénariste du film « 2001, l’Odyssée de l’Espace » place le fameux monolithe noir AMT1, véritable sentinelle enterrée là par des extra-terrestres, il y a des millions d’années. Le décor du film rend très bien compte de la réalité des cratères.

Copernic, autre cratère bien reconnaissable, le plus beau de la face visible, un œil presque au centre de la Lune, vu tout près de la verticale. Formé il y a 800 millions d’années, con état de conservation remarquable prouve que l’activité météoritique fut bien calme depuis sa création. Copernic, formé dans une mer, présente un aspect différent de celui de Tycho. Les matières éjectées, visibles sur la photo, se sont étalées comme une toile d’araignée sur une surface de 500 km, alors que celles de Tycho sont parties comme des obus en ligne droite sur des distances dépassant 3000 km. Soit l’impact de Copernic a été moins violent que celui de Tycho, soit mes matériaux marins liquéfiés étaient plus fluides. L’arène de Copernic forme un hexagone de 93 km de diamètre. La muraille, haute de  4000 km s’est effondrée en plusieurs gradins successifs. Le fond du cratère est plat, sauf au centre où s’élève un massif montagneux composé de 3 massifs principaux culminant à 1200 m.

Platon, au nord de la mer des Pluies se présente comme une grande tache sombre, qui constitue un indicateur très fiable de l’importance et de la direction des librations. Avec 100 km de diamètre, son fond plat, quasi-circulaire, est parsemé de quelques minuscules craterlets invisibles sur la photo.

Les mers, enfin, ainsi nommées par les premiers astronomes, parce qu’ils pensaient y voir une réplique des océans de la Terre, sont de vastes étendues basaltiques assez plates, vieilles de 3,8 à 3,1 milliards d’années. Elles recouvrent 17% de la surface totale de la Lune, avec une bien plus grande présence (inexpliquée) sur la face visible que sur la face cachée. Elles sont sans doute le résultat d’impacts météoritiques géants qui se seraient produits il y a 600 millions d’années après le début de la formation de la Lune. Ceux-ci, en perforant la croûte primitive, auraient permis l’épanchement en surface du manteau rocheux encore liquide. Nous avons nommé les principales qu’il est bon de savoir situer pour progresser dans le domaine de la sélénographie.

Bibliographie et webographie :
– Découvrir la Lune, éditions Bordas.
– https://astrogeology.usgs.gov/search/map/Moon/Geology/Unified_Geologic_Map_of_the_Moon_GIS_v2
– https://www.lemonde.fr/blog/autourduciel/2017/07/16/observez-lune-des-plus-belles-regions-lunaires/

Pour le mois de mai 2023, nous restons dans le ciel profond avec une photo de la Galaxie du Tourbillon ou M51. Cette image a été enregistrée au cours du mois d’avril 2023 par Julien Denis qui a utilisé sa lunette Sky-Watcher Esprit 100ED (100/550) autoguidée, pilotée par un Asiair de 1ère génération et suivie d’une caméra monochrome ZWO ASI 1600 mm. Des petits problèmes sur le moteur de la mise au point automatique ont fait qu’une grande partie des photos ont du être rejetées : sur les 10H d’exposition, Julien n’a pu en garder que 25%, soit 80 clichés de 2 minutes totalisant 2H40 de pose effective. Le traitement numérique a été effectué avec Siril et Photoshop.
Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format avec une meilleure résolution.
Situation de M51 dans la Voie Lactée :
Pour l’amateur, c’est un objet de premier choix, bien facile à repérer dans la petite constellation des Chiens de Chasse, mais à proximité de la Grande Ourse plus facilement reconnaissable. De magnitude apparente 8.9, elle est située sur une droite quasi-perpendiculaire et environ à mi-chemin du segment Alkaid-Mizar, ces deux étoiles formant l’extrémité du manche de la Grande Casserole. Cependant, cette galaxie est assez sensible à la pollution lumineuse et de bonnes conditions d’observation sont nécessaires pour enregistrer convenablement ses bras spiraux.

Historique de sa découverte et description :
L’étoile la plus brillante en bas est Alkaïd, à l’extrémité du manche de la Grande Casserole.
M51 est l’un des objets « iconiques » du ciel, et l’une des plus belles galaxies qu’il soit possible d’imager pour les amateurs. La désignation M51 inclut cependant deux galaxies distinctes : la galaxie principale spiralée NGC 5194 à droite, et sa galaxie satellite lenticulaire NGC 5195 à gauche (appelée parfois M51B), qui est reliée à la galaxie principale par un « pont » de marée riche en poussière, résultat des interactions gravitationnelles entre les deux objets. Celui-ci semble être vu en silhouette contre le centre de NGC 5194, ce qui laisse supposer que NGC 5195 est à l’arrière de NGC 5194.
La galaxie principale a été découverte par Charles Messier en 1773, et la galaxie satellite en 1781 par Pierre Méchain. Mais il faut attendre 1845 pour que lord Rosse découvre sa structure en spirale grâce à son puissant télescope de 183 cm de diamètre, le « Léviathan ». C’est pourquoi on trouve parfois le nom de Galaxie de Rosse, ou encore la galaxie du Point d’Interrogation, à cause du dessin qu’elle fait avec sa voisine NGC 5195.
Le terme « galaxie » n’existant pas à l’époque, les objets de ce type furent désignés « nébuleuses spirales », jusqu’à ce que leur nature exacte – extragalactique – fût démontrée avec certitude par Edwin Hubble dans les années 1920 grâce à l’étude des Céphéides. Le dessin de Lord Rosse met en évidence le « lien » physique entre la galaxie principale et la galaxie satellite, lien qui n’avait jamais été établi auparavant… et qui est encore un sujet d’étude actuel.
L’interaction gravitationnelle entre les deux galaxies a amplifié la structure spirale de NGC 5194 en écartant un de ses bras, alors qu’elle a donné une forme irrégulière à NGC 5195.
Bien que de dimensions modestes en regard de notre Voie Lactée (60 000 années-lumière de diamètre, soit à peine 60% de notre galaxie, et une masse bien inférieure), M51 est cependant la galaxie dominante d’un amas d’au moins 6 autres galaxies plus petites, notamment M63. Situé à environ 25 millions d’années-lumière, il s’agit d’un groupe de galaxies relativement proche à l’échelle cosmologique.
Ce groupe de M51 fait lui-même partie d’un plus vaste amas de galaxies, qui comprend notamment la galaxie M101. L’ensemble de ces groupes font eux-mêmes partie du même superamas local que notre Voie Lactée et Andromède, à savoir le superamas de la Vierge.

Distance des deux galaxies composant M51 :
La mesure de distance de la galaxie principale NGC 5194 a donné lieu à de nombreuses observations et à plusieurs méthodes différentes permettant de les calibrer.
Pour les objets lointains, on se sert de la loi de Hubble qui traduit un décalage spectral vers le rouge (redshift) du à l’expansion de l’Univers. Avec cette méthode, les spécialistes trouvent 30,5 ± 2,2 millions d’années-lumière. Cependant, cette distance est souvent très différente de la distance mesurée par des méthodes indépendantes du décalage spectral, à cause de la vitesse propre de NGC 5194 qui n’est pas négligeable par rapport à la vitesse de fuite produite par l’expansion de l’Univers. Cette vitesse propre fausse la mesure en l’augmentant sensiblement…
Dans le cas de NGC 5194, plus d’une cinquantaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge ont été réalisées à ce jour. La distance moyenne de ces mesures donne une valeur de 23,6 ± 6,9 millions d’années-lumière. Selon ces mesures, la distance de NGC 5194 est comprise entre 16,7 et 30,5 millions d’années-lumière.   
Une valeur plus précise de 27,4 ± 2,3 millions d’a.l a été obtenue en se basant sur les deux supernovas qui sont apparues dans la galaxie en 2005 et 2011.
Les mesures de distance pour la galaxie satellite NGC 5195, menées aussi selon des observations non basées sur le décalage vers le rouge conduisent à des valeurs similaires à celles de NGC 5194.
Finalement, la distance « officielle » retenue pour M51 est 23,6 millions d’années-lumière.

Observation visuelle :
A l’observation visuelle dans de bonnes conditions atmosphériques, un télescope de 200 mm permet d’observer la nature double de l’objet en noir et blanc, ainsi que le bulbe central de M 51 dont on devine la structure spirale.

Bibliographie :
http://fr.wikipedia.org/wiki/M51 (astronomie).
https://millenniumphoton.com/portfolios/m51/
https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_5195

Pour avril 2023, nous replongeons dans le ciel profond avec une image de la Nébuleuse de la Méduse ou IC 443 réalisée selon la méthode HOO avec un filtre transmettant deux bandes spectrales étroites. Elle a été réalisée par Pierre Drumel, en mars 2023, avec une lunette Sky Watcher Esprit 120 ED, focale : 840 mm, diamètre : 120 mm, autoguidée, munie d’un filtre Altair Duo Band de 7 nm, centrée sur les longueurs d’onde Halpha (653,6 nm) et OIII (500 nm), et suivie d’une caméra couleur ZWO ASI 2600 MC, avec un gain de 100 et refroidie à -20°C pour minimiser le bruit. Ce filtre permet de faire des photographies en milieu rural avec la Lune qui brillait ce jour-là à 80% environ. Le temps de pose global est de 2H 30 minutes, résultant de l’accumulation de 30 poses de 5 minutes. Des poses unitaires de 5 minutes sont un strict minimum au vu de la sélectivité du filtre qui ne laisse passer que peu de lumière d’un objet pas très lumineux dans le spectre visible.
Le traitement numérique a été assuré en mode RVBL avec le logiciel Siril, avec en attribuant la couche Rouge à la photo Halpha, la couche Verte à la photo OIII, la couche Bleue aussi à la photo OIII, et la Luminance à la photo Halpha. Il a été finalisé avc les logiciels Pixinsight et Corel. Ce traitement s’est avéré très délicat à cause du temps de pose global insuffisant, rendant les différentes couches très sensibles au bruit de chrominance.
Cliquer sur l’image pour l’observer en plein format.Caractéristiques astronomiques de IC 443 :
Cette nébuleuse est un rémanent de supernova. Dans un instrument d’astronomie amateur de diamètre supérieur à 200 mm, avec un filtre OIII et un grossissement faible, IC 443 apparaît comme une grande et faible nébuleuse en émission, accompagnée de quelques étoiles jeunes. Sa structure laisse entrevoir deux lobes asymétriques faiblement reliés l’un à l’autre, le plus lumineux étant légèrement plus compact. Cette apparence évoque la forme d’une méduse inclinée se propulsant vers le haut, d’où son nom (peu usité). Elle est située dans le bas de la constellation des Gémeaux, à proximité de l’étoile η Geminorum (Êta des Gémeaux) de magnitude 3,3 ainsi qu’on peut le voir sur la photo et sur la carte céleste Stellarium ci-dessous. Attention à ne pas la confondre avec une autre nébuleuse du même nom, située dans la même constellation, mais de nature planétaire cette fois (Abell 21).

De taille angulaire importante : 50 sur 40 minutes d’arc, soit une fois et demi le diamètre apparent de la Lune, elle est assez lumineuse en rayonnement X et en radio, beaucoup moins en rayonnement visible. Elle fait partie des rémanents de supernova les plus étudiés, à cause de sa forte luminosité et du fait qu’elle représente un prototype de rémanent interagissant avec le milieu stellaire environnant.
Comme souvent avec de tels objets, la détermination de sa distance exacte et de son âge s’avère des plus délicates. Selon la nature des observations réalisées et de la précision des mesures, sa distance est comprise entre 2 800 et 8 000 années-lumière, tandis que son âge estimé varie entre 2800 et 5 600 ans pour une étude, et jusqu’à 8 000 ans pour une autre.
La supernova à l’origine de ce rémanent a été identifiée, avec une bonne probabilité, sous la forme d’une étoile à neutrons (difficilement repérable en visible) située au sein de la structure filamentaire et se déplaçant à grande vitesse au sein de celle-ci : 800 000 km/h (soit plus de 220 km/s) !
On note également le caractère très excentré de cette étoile à neutrons par rapport à l’ensemble de la nébuleuse, et le fait que sa trajectoire n’est pas davantage dirigée vers le centre de celle-ci. Ce qui laisse à penser que son emplacement initial était soit très décentré, soit que sa vitesse de déplacement rapide a affecté significativement la dispersion des résidus.
Petite anecdote : cette étoile à neutrons a été découverte en 2000 par 3 lycéens américains et leur professeur, qui ont étudié et recoupé des données en rayons X issues du télescope spatial Chandra, et des données radio venant du radiotélescope VLA (Very Large Array ou Très Grand réseau) situé au Nouveau Mexique.
A noter aussi que la bande plus sombre qui semble diviser la nébuleuse IC443 en deux parties est due à la présence d’un nuage obscur plus compact entre la nébuleuse et nous, ce qui provoque une diminution de la luminosité perçue.

Webographie :
https://fr.wikipedia.org/wiki/IC_443
https://millenniumphoton.com/portfolios/ic-443-nebuleuse-de-la-meduse/

Pour l’image du mois de mars 2023, nous restons sur la Terre ferme avec une image de la Pleine Lune de janvier 2023 (Pleine Lune du Loup) s’élevant un soir au-dessus de l’horizon nord-est, durant la courte période du crépuscule. Cette image, tout le monde l’a vue et reconnue, mais combien de personnes ont-elles interprété la subtilité des phénomènes physiques mis en jeu et vibré devant la beauté du spectacle ?
Lever de Pleine Lune au-dessus de l’horizon nord-est, durant 15 minutes, sur fond d’Ombre Terrestre et de Ceinture de Vénus.

Commençons par admirer le ciel du crépuscule, aux environs de 17H, le soir du 6 janvier 2023, au-dessus de la Méditerranée. Les trois photos ont été réalisées par Daniel Debord avec un APN Nikon  D800, réglé à 120 mm de focale, ouvert à F/11 et 1000 ISO, avec des poses de 0,002 seconde. Dans la direction sud-ouest, le Soleil passe sous l’horizon, alors qu’au nord-est, la Pleine Lune s’élève lentement dans un ciel coloré : la Terre bascule vers l’est !

A 17H14, photo du bas, le Soleil a plongé sous le « point solaire » : on ne le voit plus, mais une lueur rougeâtre embrase encore l’horizon. Elle constitue « l’arche solaire » Dans la direction opposée, la Pleine Lune prend de la hauteur dans un ciel bleu pâle : elle apparaît bien ronde sur une bande horizontale rose clair.
Cette bande de lumière qui s’étend du rose très pâle, en haut, au rose violacé sombre, en bas, c’est « l’arche anticrépusculaire » pour les scientifiques, ou « la Ceinture de Vénus » pour les poètes, en référence à la déesse de la Beauté. Elle est due, ainsi que le montre le schéma ci-dessous, à la lumière solaire qui traverse, en incidence rasante, une grande épaisseur d’atmosphère terrestre remplie de gaz, de poussières et de particules micrométriques. Celles-ci-diffusent la lumière bleue et jaune dans tout le ciel, et la lumière rouge dans une bande centrée sur la direction d’incidence (phénomène identique au rouge du ciel au soleil couchant). Cette région colorée selon un dégradé progressif de teintes roses qui s’assombrissent, ne descend pas jusqu’à l’horizon.

Schéma, non à l’échelle, montrant l’Ombre de la Terre et la Ceinture de Vénus projetées sur l’atmosphère, après le passage du Soleil sous l’horizon.(@ Guillaume Cannat)

Elle est remplacée par une bande de couleur gris ardoise qui jouxte le niveau de la mer. C’est « l’ombre de la Terre » projetée sur le seul écran suffisamment vaste pour l’afficher : son atmosphère. Elle a l’aspect d’une longue bande s’étendant sur près de 180 degrés à l’horizon et centrée sur le « point antisolaire » ‘à l’opposé du « point solaire », où le soleil s’est couché. Elle peut atteindre une vingtaine de degrés de hauteur et ses extrémités sont effilées, démontrant ainsi la rotondité de la Terre.

A 17H19 (deuxième cliché), cinq minutes plus tard, la Lune s’est élevée d’une hauteur à peu près égale à son diamètre, elle sort progressivement de la Ceinture de Vénus. Celle-ci s’est nettement assombrie car la quantité de lumière diffuse provenant du Soleil couché diminue au fur et à mesure qu’il plonge sous l’horizon sud-ouest. L’ombre terrestre s’est aussi élevée et sa couleur gris ardoise s’est densifiée.

A 17H25 (cliché du haut), six minutes plus tard, la Lune, un peu plus haute, est presque sortie de la Ceinture de Vénus qui s’est assombrie au rose violacé foncé. Celle-ci borde maintenant une ombre terrestre plus épaisse et quasiment noire…, couleur qui va envahir progressivement le ciel dans les instants suivants. Le crépuscule cédera alors la place à la nuit noire.

Pour terminer, voici la même scène réalisée par François Reynaud, responsable de l’équipe « Interférométrie stellaire » à l’école d’ingénieurs Xlim de Limoges, alors qu’il était en mission à l’Observatoire de l’île d’Hawaï, situé au sommet du volcan Mauna Kea (4169 m).
Ce cliché a été réalisé le matin vers l’ouest, avec un APN Minolta Damage G530, réglé à la focale de 12 mm au format APS-C. Cette fois, comme l’observateur se trouve en altitude sur une haute montagne relativement large, le phénomène est plus subtil à interpréter. Nous pensons qu’il se décompose en deux ombres distinctes superposées :
– du centre vers les bords, un grand triangle sombre bien dessiné, correspondant à l’ombre du volcan et reproduisant son relief en forme de cône aplati.
– sur les deux bords, à gauche et à droite juste au dessus de l’ombre nette du volcan, deux zones moins foncées et moins nettes, qui représentent ce qui reste de l’ombre de la Terre, recouverte par celle du volcan.

Ces clichés sont facilement accessibles à tout amateur curieux, possédant un APN monté sur un trépied photo classique.

Webographie :
https://www.lemonde.fr/blog/autourduciel/tag/arche-anticrepusculaire/
http://www.leguideduciel.net/lgdc/lgdctextes/lgdc40-im20.php
https://blogs.futura-sciences.com/feldmann/2016/07/20/pleine-lune-cerf-ceinture-de-venus/

Pour le mois de février 2023 : pas d’image du mois, mais une réponse à une très judicieuse remarque de Pierre Bourget, à propos de l’article suivant qui a été examiné par 10 900 lecteurs depuis sa parution en novembre 2013 : « Variation de la focale d’un télescope de Schmidt-Cassegrain en fonction de sa mise au point ».
Cette remarque, la voici :
Cependant, il me semble qu’il manque un volet à votre brillante démonstration, le 3e côté du triangle en quelque sorte : vous avez en effet fort justement explicité les relations entre focale et déplacement du miroir primaire, déplacement du foyer et déplacement du miroir primaire, mais la relation entre focale et déplacement du foyer me paraît encore plus intéressante !
En combinant les 3 tableaux que vous présentez, j’ai trouvé que cette relation était pratiquement linéaire : var(F) ≃ 3,2 * dépl.foyer Ft, mais ça reste à démontrer.
Le déplacement du miroir, s’il est au centre du phénomène étudié ici, n’est qu’une action correctrice faisant suite à un déplacement, voulu par l’opérateur, du foyer de l’oculaire [ou du capteur de la caméra NDLR] qui complète ce télescope.
Effectivement, quand on est sur le terrain d’observation, ce qui importe d’un point de vue pratique, c’est de connaître, à l’avance, la variation de focale Df du télescope lorsqu’on recule ou qu’on avance volontairement l’oculaire ou la caméra (placées au foyer du télescope) d’une quantité connue et mesurable D(OsFt).

Démonstration de la relation entre la focale du télescope et le déplacement du capteur :
Pour bien resituer le problème, revenons au schéma optique qui a permis d’établir les deux lois dont il est fait état plus haut :1ère loi : variation de la focale F = OFt en fonction de l’intervalle e entre les 2 miroirs :
1/F = 1/fp + 1/fs – e/fp.fs, avec fp et fs les focales (connues) des miroirs primaire et secondaire.
2ème loi : déplacement du foyer Ft du télescope en fonction de l’intervalle e entre les 2 miroirs :
1/OsFt = 1/OsFp + 1/fs, avec OsFp = fp – e, ce qui donne : 1/OsFt = 1/(fp-e) + 1/fs.

Ces deux lois sont établies avec e comme variable. Dans la pratique, ce qu’on peut mesurer, c’est n’est pas l’épaisseur e entre les deux miroirs, mais la variation de cette épaisseur par l’intermédiaire du nombre de tours avec lequel on a tourné la molette de la mal nommée « mise au point » : 2 tours = 1 mm. Cette mesure est délicate et peu pratique.
L’idée astucieuse du lecteur Pierre Bourget, c’est de combiner les lois 1 et 2 pour établir une seule loi entre la focale F et l’éloignement volontaire OsFt du foyer Ft du télescope, rapporté à Os (miroir secondaire fixe).
Appelons t (comme tirage) cette nouvelle variable, c’est à dire : t = OsFt.
De la loi 2, on tire facilement la quantité : fp – e = t.fs/(fs-t) qu’on reporte dans la relation 1 qui s’écrit :
1/F = (fs + fp -e)/fp.fs.
Après report, on trouve la relation cherchée (3) :
F = fp -t.fp/fs (3),   rappelons ici que fs est négatif, et donc que F croît quand on recule l’oculaire ou le capteur (t augmente).
Relation particulièrement simple et intéressante, révélant la linéarité des variations de la focale du télescope avec le déplacement t de l’oculaire ou de la caméra.

Relation qu’on peut encore simplifier comme suit, pour un usage pratique sur le terrain.
Appelons F0, la focale du télescope pour une position donnée t0 de l’oculaire, la position « constructeur » pour fixer les idées (bien qu’on ne connaisse pas t0).
Pour cette disposition, la relation (3) s’écrit :
F0 = fp -t0.fp/fs (3bis)
Qu’on peut soustraire à la relation (3) pour obtenir :
F – F0 = -(t – t0).fp/fs ou encore :
DF = Dt.fp/lfsl (4)

Relation facile à mémoriser qui démontre que :
la variation de focale du télescope DF est proportionnelle au déplacement Dt de l’oculaire ou du capteur, et que le coefficient de proportionnalité est égal au rapport des focales primaire sur secondaire (sans le signe -).

Ainsi pour le Célestron 8 étudié dans l’article de novembre 2013, fp = 400 mm, lfsl =125 mm, le rapport : fp/lfsl = 3,2, valeur qui vient justifier le résultat numérique trouvé par l’auteur de cette remarque à partir des abaques données dans l’article de novembre 2013.
A partir d’une position t0 donnée, la variation de focale DF du Célestron 8 vaut donc 3,2 fois le déplacement Dt de l’oculaire ou du capteur.

Pour le télescope de l’auteur de la remarque, un Nextar 5, pour lequel Fp = 254 mm et lfsl = 63,5 mm, le rapport d’amplification vaut : fp/lfsl = 4.

Influence de cette méthode d’augmentation de la focale d’un Schmidt-Cassegrain sur la qualité optique de l’image obtenue :
A ce stade du raisonnement, la question légitime qu’on doit se poser est la suivante :
Sur un Schmidt-Cassegrain, peut-on remplacer une lentille de Barlow par un recul « important » de l’oculaire ?
Question d’ailleurs posée par Arnaud Bouvet et Thierry Legault dans une discussion sur Webastro le 13 Août 2020. Ces deux auteurs évoquent à juste titre :
– que devient l’aberration sphérique au foyer du miroir primaire, corrigée par la lame de Schmidt travaillant dans des conditions non prévues par le constructeur ?
– un possible problème de baffle « trop court » à l’intérieur du tube, protégeant d’éventuelles lumières parasites, l’ouverture circulaire du barillet du primaire.
Et au final, concluent : « C’est une fausse bonne idée. Depuis le temps que les C8 existent (50 ans tout de même), ça se saurait ! ».

Personnellement, je ne serais pas aussi catégorique !
Malgré mes recherches actuelles et mes souvenirs anciens (oubliés !) des cours de Mr Maréchal sur les aberrations géométriques à l’Institut d’Optique d’Orsay, je n’ai pas d’arguments assez probants pour répondre aux deux questions ci-dessus.

Par contre, j’ai un élément de réponse pratique qui illustre bien la réalisation et le fonctionnement du télescope avec la caméra très éloignée en aval de celui-ci.
Cette réponse est constituée par le résultat d’observations de la planète Mars et de deux photographies obtenues en mars et avril 2014 par Christophe Mercier, un adhérent confirmé de notre association.
Son matériel de prise de vue (voir son article à son nom) était le suivant :
– Télescope Schmidt-Cassegrain Meade 10 pouces = 254 mm de diamètre. Focale constructeur : 2 500 mm.
– Barlow X 2 Télévue portant la focale à 5 000 mm.
– Tube de 1 000 mm et 50 mm de diamètre.
– Correcteur de dispersion chromatique de 40 mm de long (supposé).
– Caméra DBK 21AU618.AS.
A partir de ces données, on peut évaluer l’ordre de grandeur de la valeur « théorique » de l’allongement de focale DF avec le résultat de la formule (4) : DF = Dt.fp/lfsl
La miroir du primaire du Meade 2500 est ouvert à F/2. Sa focale fp est donc de 500 mm.
Le miroir du secondaire est aussi ouvert à F/2 et on « évalue » l’écartement entre les deux miroirs à 400 mm, ce qui conduit à fs = – 125 mm. Et le rapport d’amplification à : fp/lfsl = 4.
On en tire DF = 4 Dt = 4 X (1 000 + 40) = 4 160 mm
Le tube de 1 mètre de long + l’ADC de 40 mm conduit donc à une focale résultante « théorique » de :
F = 5 000 + 4 160 = 9 160 mm

Christophe et moi-même avons souhaité vérifier expérimentalement ce résultat avec le rapport entre le diamètre angulaire de la planète Mars donné par Stellarium : a = 15,2″ ou 73,7 nanoradians, et celui, linéaire, de l’image de la planète donnée par la photo sur le capteur : D = 690 µm.
La focale expérimentale estimée vaut donc :
F = D/a = 9 360 ! Valeur compatible avec les 9 160 mm attendus : 2% d’erreur relative !
Visiblement, la théorie fonctionne et la manipulation montre que la photo de la planète Mars est réalisable avec le dispositif décrit.

Qu’en est-il de sa qualité optique ?
Pour en juger, observons l’image obtenue le 18 mars 2014 :

et celle du 15 avril 2014 :

Chacun interprétera ces images à l’aune de ses propres résultats ou de ceux publiés par divers amateurs, mais en 2014, tous les membres de l’association ont applaudi et félicité Christophe pour la richesse des détails et des nuances nettement visibles sur la planète. Il serait intéressant de comparer ces photos avec celles qu’on obtiendrait avec le même appareillage muni d’un quadrupleur de focale.
Un défaut optique qui ne peut être observé ici sur un fond de ciel noir : c’est la présence ou l’absence d’un éventuel vignettage.
En ce qui concerne la résolution spatiale, il faut savoir que la tache d’Airy donnée par le dispositif a un diamètre à mi-hauteur de : l.F/D = 18 µm (avec l = 0,5 µm), couvrant 3 pixels du capteur (5,6 µm), et que l’image de la planète ne contient que 437 « échantillons » significatifs.

Pour le premier mois de l’année 2023, nous partons dans le ciel profond avec trois versions de la Nébuleuse du Cœur ou IC 1805. Deux sont anciennes, puisque publiées en Avril 2022 et Mai 2011, la troisième est nouvelle. Réalisée en vraies couleurs par Michaël Belleville le 13 septembre 2022, l’image ci-dessous a été obtenue avec un APN Canon EOS 6D défiltré partiellement, réglé à 1600 ISO, monté sur une lunette Skywatcher 80ED (focale = 600 mm) autoguidée et équipée d’un filtre Optolong L-Pro. Le temps de pose global de 3 Heures résulte de l’accumulation de 36 poses de 5 minutes. Le traitement numérique a été mené avec les logiciels Siril, Lightroom, Photoshop, PHD Guiding2, et Starnet V2.
Cliquer sur l’image pour la voir en plein format non recadré..La deuxième a été réalisée en fausses couleurs les 5 et 6 septembre 2021 selon la technique SHO par Julien Denis avec une lunette Redcat 51 William Optics (f = 250 mm, F/D = 4,9) autoguidée, munie d’une caméra ASI1600 MM refroidie à -10°C et des 3 filtres à bande spectrale étroite S, H et O.
Le temps de pose global est de 12 Heures, décomposé comme suit :
– 3 h (12 x 10 mn) avec le filtre H alpha,
– 3 h (12 x 10 mn) avec le filtre OIII,
– 3 h (12 x 10 mn) avec le filtre SII.
Le pré-traitement a été réalisé avec Siril et le post-traitement SHO selon la palette Hubble » avec Pixinsight.

Cliquer sur l’image pour la voir en plein format non recadré.
Quant à la troisième, elle est plus ancienne, car prise en février 2011, en couleur unique (H alpha à 656 nm) par Christophe Mercier avec une lunette Takahashi FSQ 85-EDX munie d’un filtre Halpha (bande passante 13 nm) et d’un réducteur X 0.73 donnant une focale résultante de 328 mm et une ouverture de F/3,86. Le temps de pose global, de 11Heures 05minutes est obtenu par cumul sous Iris de 133 enregistrements de 5 minutes avec un APN Canon EOS 40D réglé sur 800 ISO.

Cliquer sur l’image pour la voir en plein format non recadré.Comparaison des trois versions :
On voit sur cet exemple que la restitution d’une nébuleuse peut se faire sous de multiples versions, selon qu’on recherche la fidélité, l’esthétique ou la précision scientifique.

La première photo, enregistrée avec un capteur trichrome défiltré d’APN (récupération du rayonnement infrarouge Halpha) et un filtre Optolong L-Pro (atténuation de la pollution parasite), est censée être en vraies couleurs, mais ce n’est pas le cas puisque les nuages d’Hydrogène ionisé et de poussière sombre entourant la nébuleuse sont traduits en cuivre orangé au lieu d’un rouge caractéristique à 656 nm. Cette couleur est due à l’ionisation de l’hydrogène par une  poignée de brillantes étoiles 50 fois plus massives  que notre Soleil, situé près du centre de la nébuleuse : l’amas ouvert Melotte 15. Un examen sur Internet des images de IC 1805 révèle que toutes les photos prises avec le filtre Optolong L-Pro présentent cette dominante cuivre orangé !

La deuxième version, enregistrée et restituée selon la technique SHO, possède une dominante bleue, caractéristique de cette technique. La « palette normalisée Hubble », développée par la NASA, est utilisée dans le monde entier pour étudier scientifiquement la structure et la nature des différents gaz présents dans les nuages des nébuleuses.

Quant à la troisième image, enregistrée et restituée en monochrome Halpha dans le rouge à 656 nm, elle est censée donner le maximum de détails, de nuances et de contrastes dans les nuages gazeux de la nébuleuse. Elle sert d’image de luminance (L) pour une restitution trichrome en LRVB. Sans l’utilisation du filtre Halpha, la nébuleuse resterait peu visible et serait obstruée par l’importante quantité d’étoiles qui la compose. En comparant cette version aux deux précédentes, on remarque que celles-ci comportent un plus grand nombre d’étoiles. Elles ont été enregistrées avec les filtres S (Soufre II) et O (Oxygène III) pour la deuxième, et les filtres R(Rouge), V(Vert), et B(Bleu) de la matrice de Bayer du capteur de l’APN pour la première.

Caractéristiques astronomiques de la Nébuleuse du Cœur :
S’étendant dans le ciel sur près de 200 années-lumière, IC 1805 est une nébuleuse en émission de composition classique. Elle renferme de l’hydrogène gazeux brillant, ionisé par le rayonnement d’étoiles centrales (amas ouvert Melotte 15), et d’obscurs nuages de poussière plus sombres, visibles par contraste lorsqu’ils se trouvent en avant-plan des zones ionisées.
Contrairement à l’amas ouvert bien lumineux de magnitude 6,5, la nébuleuse IC 1805, avec ses nuages d’hydrogène et de poussières, brille beaucoup moins, de sorte qu’elle est très peu visible dans un télescope, même de grande dimension. Des poses longues de plusieurs heures sont nécessaires pour la restituer dans toute sa splendeur.
Située dans un triangle fermé par les constellations de Persée, de la Girafe et de Cassiopée, elle se trouve à environ 7 500 années-lumière, soit 5 fois plus éloignée que la Nébuleuse d’Orion M42. S’étendant dans le ciel sur près de 200 années-lumière, elle n’en présente pas moins des dimensions apparentes conséquentes : 150′ X 150′, soit 5 fois celles de la Pleine Lune. Un objectif de courte focale est indispensable pour la restituer dans sa globalité.
Du fait de son apparence très caractéristique, surtout après une rotation d’un quart de tour dans le sens horaire, elle a été surnommée la ”Nébuleuse du Cœur”.
Elle constitue une cible idéale pour les astro-photographes amateurs débutants ou confirmés qui souhaitent s’initier aux différentes techniques d’enregistrement, ou les affiner …

Ce mois-ci, nous allons faire un peu de technique photographique au sujet de la réalisation d’une image de la Pleine Lune, la plus détaillée possible. Tous les astronomes savent qu’au milieu du mois lunaire où on la voit sous la forme d’un disque totalement éclairé, les rayons solaires frappent sa surface centrale avec une incidence quasi-verticale, et de ce fait, ne produisent aucune ombre susceptible de révéler son relief. Il n’y a qu’en périphérie où les rayons, devenus rasants, laissent deviner mers, monts et cratères.
C’est la période la plus délicate pour la photographier. Et pourtant, il existe des milliers de photos de la Pleine Lune. Ceci s’explique par le fait qu’elle constitue une cible idéale, non seulement pour les débutants, mais aussi pour les confirmés qui veulent améliorer leur technique de prise de vue de photos nocturnes.

Commençons par la technique la plus simple, à savoir :
une photo unique avec un APN réflex
– muni d’un objectif de focale assez longue (600 mm par exemple, ou 300 mm + un doubleur de focale)
– ou monté sur une lunette ou un télescope.
Un pied photo classique n’est pas forcément utile, mais reste cependant recommandé pour le cadrage et la mise au point qui doit être parfaite.
Après recadrage et découpage, on obtient alors une photo semblable à celle ci-dessous :

Photo unique de la Pleine Lune du 14 juillet 2022 à 0H23, obtenue par Michel Tharaud avec un APN Panasonic DMC GX80, 1/250 seconde, 200 ISO, monté en aval d’une lunette apochromatique 80 X 480.
Notez qu’il faut utiliser un temps d’exposition assez bref  (< 1/200 sec.) pour essayer de profiter d’un trou de turbulence, et faire plusieurs photos (5 à 10) pour espérer en avoir une correcte.
Traitement cosmétique : DPP (Digital Photo Professional) Canon.

Comme on pouvait s’y attendre, il n’y a pratiquement aucune ombre due au relief. On constate qu’il y a des zones sombres et des zones claires, tout en nuances de gris.
Les zones sombres correspondent aux mers et océans : une appellation trompeuse car il n’y a pas une goutte d’eau à ces endroits ! En fait, il s’agit de vastes régions qui ont été recouvertes d’épanchements de lave volcanique, en particulier lors de l’impact de grosses météorites. Cette lave, très riche en fer, réfléchit moins la lumière du Soleil que les autres roches lunaires et ces grandes étendues planes nous apparaissent plus sombres.
Les hauts-plateaux, truffés de montagnes, failles et petits cratères développent toute une palette de gris intermédiaires. Enfin, quelques cratères affichent une teinte proche du blanc : les plus grands et remarquables sont Copernic (au milieu, à gauche) et Tycho (tout en bas), qui sont de plus entourés par de brillants éjectas, grandes striures claires qui peuvent traverser une grande partie de la surface lunaire.
Le gros défaut de la photo unique, c’est son manque de netteté et de contraste, principalement dû à la turbulence de l’atmosphère terrestre. Pour tenter d’y échapper, il faut attendre, soit que la lune assez haute dans le ciel, soit monter en altitude sur une hauteur, et ne pas hésiter à faire de nombreux clichés pour sélectionner le meilleur.

Continuons par une technique plus complexe, qui consiste empiler plusieurs photos identiques de la Lune, prises au même instant : en mode « rafale » sur un APN, ou en mode « vidéo » sur une caméra. Cette méthode, couramment employée pour les photos de ciel profond, présente l’avantage de réduire le bruit de turbulence atmosphérique de façon notable. Ce bruit est différent à chaque photo de la rafale ou de la vidéo, et de ce fait, le bruit résultant de l’empilement de N photos est divisé par racine carrée de N. Autrement dit, avec 4 photos empilées, le bruit de turbulence est divisé par 2 ; avec 9, il est réduit d’un facteur 3 ! Cet empilement s’effectue au moyen d’un logiciel ad’hoc, comme Siril ou  « Autostakkert » par exemple.
Avec cette technique, Pierre Drumel, aboutit au résultat suivant :
Pleine Lune du 10 septembre 2022, enregistrée par Pierre Drumel, avec une lunette 120X840 + réducteur X0,77 => focale = 650 mm + filtre L-Pro Optolong, équipée d’une caméra couleur ASI 2600MC Pro réglée en mode vidéo 1920X1080 pixels délivrant des images vidéo séparées.
La différence avec la photo unique se passe de commentaires !

Avec cette configuration,la Lune est plus grande que la surface utile du capteur, d’où la nécessité de capturer deux images vidéo, l’une pour la partie supérieure de la Lune, l’autre pour la partie inférieure.
On obtient alors ce qu’on appelle « une mosaïque », composée de 2 images qu’il faudra recombiner après tri et empilement.
Notez que cette complication ne se produira pas avec un APN qui possède un champ plus grand que celui de la caméra réglée en mode vidéo.
Le temps d’exposition pour chaque image vidéo est réglé à 1/250 seconde (soit : 4 ms) et la cadence à 1,96 images vidéo par seconde pour la vidéo de la fraction supérieure, et 3,08 im/sec pour la fraction inférieure.
Le temps de prise de vue est de 90 secondes pour chacune des fractions, ce qui conduit à :
90 X 1,96 = 176 images vidéo couleur pour la fraction supérieure,
90 X 3,08 = 277 images vidéo couleur pour la partie inférieure.
Avec un APN, il faudra essayer de prendre une cinquantaine d’images au format RAW. Avec un mode rafale à 6 im/sec, la rafale APN pour la Lune durera 8 à 10 secondes.
Mais attention, toutes ces images vidéo ne sont pas bonnes à compiler. Il nous faut trier les meilleures, celles qui ont bénéficié d’un trou de turbulence. Pour cette opération, nous allons utiliser le logiciel « Autostakkert ». Or celui-ci n’accepte que des fichiers au format « SER » ou au format « AVI ». Et la caméra de Pierre délivre des fichiers trichromes au format « XXX », et un APN des images au format « RAW ».
Il faut donc procéder à une étape intermédiaire de conversion de formats avec un autre logiciel comme PIPP (Planetary Imaging PreProcessor).
Après cette étape de conversion, nous pouvons passer à l’étape de sélection suivie immédiatement par l’étape d’empilement. Toutes deux sont réalisées avec le logiciel « Autostakkert ».
Sur les 176 images de la fraction supérieure de la Lune, Pierre en a conservé 18%, soit 32 qu’il a empilées dans la foulée avec une réduction du bruit de turbulence d’un facteur 5,6. Sur les 277 images de la fraction inférieure, il a choisi le même critère et le logiciel lui a délivré un empilement de 50 images avec une réduction du bruit d’un facteur 7. Nous aurons à faire cet empilement avec les images issues de l’APN (via un passage par PIPP).
Pour Pierre, restaient à assembler les deux fractions de la mosaïque pour retrouver la Lune en entier. Opération faite avec le logiciel Microsoft ICE.
Après ce schéma de traitement, il est d’usage de renforcer le rendu de l’image finale avec un logiciel du type « ondelettes Registax » ou « ondelettes « Astrosurface ». Ce qui a été fait.
Enfin, on termine par un traitement « Cosmétique » pour affiner le cadrage, le gamma, le contraste, d’éventuelles couleurs, etc…

Attention, il est probable que cette technique avec un APN ne fonctionne qu’avec la Lune comme cible, et pas avec les planètes (moins lumineuses) qui nécessitent des séquences beaucoup plus volumineuses (2 000 à 4 000 images), et des focales plus longues que celles des objectifs photos à prix abordable.

En conclusion, Pierre  a montré qu’on pouvait réaliser des photos de Lune à partir de séquences vidéo issues d’une caméra couleur, très sensible, dédiée aux photos peu lumineuses du ciel profond.
Je propose que nous essayions maintenant de reproduire sa méthode sur la Lune avec des photos au format RAW issues d’un APN.
Il serait souhaitable qu’une séance technique, un vendredi soir ou un samedi après-midi, soit prochainement dédiée à cette méthode au sein de notre association. Que tous ceux et celles qui sont intéressé(e)s manifestent leur intention par le biais des commentaires en fin d’article.

Située dans la constellation de la Grande Ourse, découverte par Pierre Méchain en 1781, M101 est sans doute l’une des plus belles galaxies accessibles à l’amateur ! Des dimensions généreuses (quasiment le diamètre de la Pleine Lune), une luminosité respectable, simple à situer, formant un triangle équilatéral avec Alkhaïd et Mizar…, la galaxie spirale intermédiaire M101 devrait constituer une cible idéale pour l’observateur passionné collé à l’oculaire !
Pas tant que cela ! la beauté de M101 se révèle plus au photographe qu’à l’observateur visuel. En effet, s’il est relativement aisé de la repérer dans le ciel avec une simple paire de jumelle, l’observation de ses bras spiraux suppose en revanche un instrument de grand diamètre (à partir de 250/300mm) et plus encore pour bien percevoir certains détails…, et dans tous les cas un ciel bien sombre !
En fait, elle ne se révèle vraiment qu’à l’astrophotographe qui aura la patience de poser plusieurs heures pour s’émerveiller devant la richesse de ses bras spiraux constellés d’amas, de nébuleuses, de zones de formations d’étoiles, etc…
Pour illustrer ce propos, nous vous présentons deux images de M101, prises avec deux lunettes sensiblement identiques, mais avec deux temps de pose différents.

Première image de Pierre Drumel, 31 août 2022, en milieu urbain : lunette : Sky Watcher Esprit 120 ED, focale : 840 mm, diamètre : 120 mm, filtre L-Pro Optolong (transmet les raies : SII, Halpha, Hbêta, OIII, et stoppe les émissions parasites : Hg, Na…), capteur : caméra couleur ASI 2600MC Pro, temps de pose global : 30 X 2 min = 1 H. Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format.
Seconde image de Thierry Barrault : 5 juin 2021, en milieu urbain, lunette : Sky Watcher Equinox 120ED, focale : 900 mm, diamètre : 120 mm, filtre L-Pro Optolong, caméra couleur : ASI 2600MC Pro refroidie à 0 degré, temps de pose global : 284 X 1 min = 4H 44 min. Autrement dit : conditions de prise de vue quasi-similaires à celles de Pierre Drumel, mais temps de pose 4,5 fois plus long. Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format.
Comme on pouvait s’y attendre, un temps de pose long révèle davantage la structure de M101 avec son bulbe central, et ses bras spiraux très étendus dans lesquels on peut apprécier la variété et la richesse des détails.

Analyse astronomique des images de M101
Vue de face à 23 millions d’années-lumière de notre Voie Lactée, M101 est une galaxie spirale de grande taille : environ 70% plus grande que notre Galaxie, et plus grande encore que notre proche voisine la galaxie d’Andromède, avec 170 000 années-lumière de diamètre.
M101 se distingue par un bulbe central de petite dimension, qui contiendrait moins de 3 milliards de masses solaires : une quantité ridicule en regard des quelques 1 000 milliards de masses solaires estimées pour l’ensemble de la galaxie…
Dans ses bras spiraux très développés, on peut observer une quantité importante de zones HII d’hydrogène ionisé où se forment de nouvelles étoiles : 1 250 au dernier recensement ! Six d’entre elles sont tellement actives qu’on leur a attribué un numéro NGC (New General Catalog). Sur les deux photos, ce sont les taches blanches accrochés aux bras, plus nombreuses à droite qu’à gauche.
Quant à la teinte bleue des bras, celle-ci traduit la présence d’un grand nombre d’étoiles jeunes, massives et chaudes : des géantes ou supergéantes bleues.
Toujours à l’intérieur de M101, la présence de ces étoiles très massives, de durée de vie très limitée, conduit également à un nombre important de supernovæ : 4 ont ainsi été observées depuis 1909. La dernière (août 2011) était non seulement l’une des plus lumineuses jamais observées, mais surtout celle dont la détection a été la plus précoce, à peine 11H après l’explosion ! Bien évidemment, il n’en reste plus rien de visible aujourd’hui !

A l’extérieur de M101, on distingue nettement 3 autres galaxies (en fait il y en a 4, mais la 4ème est hors champ) qui forment avec M101 (= NGC 5457, mag. app. = 7,9) le « groupe M101 ». Elles se nomment :
– NGC 5474 (mag. app. = 10,8) grosse tache bleue dans le bord droit de l’image, totalement déstructurée par les forces de marée gravitationnelles de M101 (noyau très décentré, bras disparus),
– NGC 5477 (mag. app. = 14) tache bleue sous M101, dans le bas de l’image,
– NGC 5473 (mag. app. = 12,5) tache bleue-blanche dans le coin gauche de l’image.

Remarque destinée aux photographes :
Bien que M101 soit, en dimensions apparentes, l’une des plus grandes galaxies accessible aux amateurs, sa prise de vue est cependant loin d’être simple dès lors qu’on se fixe pour objectif de mettre en valeur ses bras spiraux ! Sa magnitude apparente de 7,9 semble confortable, mais sa grande étendue conduit à une magnitude de surface assez faible. De ce fait, il est impératif de prévoir un temps de pose unitaire significatif de l’ordre de 8/10 minutes pour obtenir un signal exploitable lors du traitement numérique, en particulier dans les bras spiraux et les extensions plus faibles.

Webographie :
https://millenniumphoton.com/portfolios/m101/
https://fr.wikipedia.org/wiki/M101
https://www.galactic-hunter.com/post/fr-m101
http://messier.obspm.fr/f/m101.html
https://sites.google.com/site/gremionmichel/m101