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 le mois d’avril 2022, nous nous rendons dans la constellation de Cassiopée avec cette image en technique SHO de la Nébuleuse du Cœur, aussi répertoriée sous le numéro 1805 dans l’Index Catalogue (IC). Ce catalogue, compilé par John Dreyer fut publié pour la première fois en 1895 comme deux annexes au New General Catalogue (NGC). Il contient les galaxies, amas d’étoiles et nébuleuses découvertes entre 1888 et 1907.

En cliquant sur l’image, vous situerez l’endroit où se situe une nébuleuse planétaire en train d’émerger.

Cette photo a été prise les 5 et 6 septembre 2021 par Julien Denis en milieu urbain à Limoges 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 H, décomposé en :
– 3 h (12 x 10 mn) avec le filtre H alpha,
– 3h (12 x 10 mn) avec le filtre OIII,
– 3h (12 x 10 mn) avec le filtre SII.
Le pré-traitement a été réalisé avec Siril et le post-traitement SHO avec Pixinsight.

La nébuleuse du Cœur est l’une des « stars » du ciel d’automne située dans un triangle fermé par les constellations de Persée, de la Girafe et de Cassiopée.

De par ses dimensions, la richesse de sa structure, ses (fausses) couleurs subtiles et sa silhouette globale se prêtant à la visualisation de formes connues, elle constitue une cible incontournable pour les astro-photographes amateurs ! Sa magnitude apparente, de l’ordre de 6, permet de l’observer à l’oculaire. Mais des poses longues de plusieurs heures la restituent dans toute sa splendeur.
Située à environ 7 500 années-lumière, soit 5 fois plus éloignée que la Nébuleuse d’Orion M42, elle n’en présente pas moins des dimensions apparentes conséquentes : 150′ X 150′, soit 5 fois celle de la Pleine Lune.
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 (de luminosité jusqu’à 3 millions de fois celle du Soleil) formant l’amas ouvert nommé Melotte 15, et d’obscurs nuages de poussière plus sombres, visibles par contraste lorsqu’ils se trouvent en avant-plan des zones ionisées.
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 ».

En examinant soigneusement sa photo, Julien a été attiré par un étrange artefact bleu situé en périphérie de la Nébuleuse IC 1805. Cette zone est repérée par un cercle vert sur la photo obtenue en cliquant sur celle de départ, et visualisée sur l’agrandissement ci-dessous :
Après une recherche avec Aladin, il apparaît qu’il s’agit de Webo-1, une nébuleuse planétaire en train d’émerger. Elle se distingue par un disque bleu de forme ovale (bien visible au centre de l’agrandissement) composé de gaz incandescent, apparemment regroupé, autour d’un système d’étoiles binaires.
Webo-1, situé environ à 5400 années-lumière, n’a été découverte qu’en 1995 par R. Webbink et H. Bond, leur article en anglais est repéré ici.
Il y a peu de photos sur Internet de cet objet ; en tout cas, assez peu de vues détaillées, la plus belle que j’ai trouvée étant celle-ci, et la plus documentée ici.

Webographie :
https://millenniumphoton.com/portfolios/ic1805-nebuleuse-coeur/
https://fr.wikipedia.org/wiki/IC_1805
http://outters.fr/wp/?p=4912

Voici une image du ciel profond pour le mois de mars 2022 : la Nébuleuse du Spaghetti ou Sh2-240. Le catalogue Sharpless (Sh2 – XXX) est une liste de 313 régions HII (nébuleuses en émission) supposée être exhaustive au nord de la déclinaison -27°. Une première version fut publiée en 1953 avec 142 objets (Sh1) par l’astronome américain Stewart Sharpless et la seconde (et dernière) version (Sh2) fut publiée en 1959 avec 313 objets.

Cliquer sur l’image pour l’observer en résolution supérieure.

Cette photographie a été enregistrée les 13 et 14 janvier 2022, en milieu urbain, par Julien Denis au moyen d’une lunette 250 mm William Optics Redcat 51, fixée sur une monture Sky Watcher EQ-6 R Pro, équipée d’une caméra monochrome ASI 1600 MM pro, de sa roue à filtres et de seulement 2 filtres à bande étroite : Hα (77 X 10 minutes) et OIII (72 X 10 minutes), soit un temps d’exposition global de 24 H 50. La restitution a été conduite avec les logiciels Siril pour le prétraitement et Pixinsight pour le traitement final, selon la palette « HOO » qui attribue les 3 couleurs :
– Rouge à l’enregistrement Hα (vraie couleur),
– Verte à 90% de l’enregistrement OIII et 10% de l’enregistrement Hα (légère fausse couleur).
– Bleue à l’enregistrement OIII (fausse couleur).
Il n’y a pas eu ici de couche de luminance spécifique.
Cette palette restitue correctement les zones d’Hydrogène de couleur rouge, mais donne de fausses couleurs pour le bleu.
Sh2-240 est un rémanent de supernova visible en direction de la jonction des constellations du Taureau et du Cocher (voir situation Stellarium ci-dessous). Appartenant à la Voie Lactée, il couvre un cercle de près de 3 degrés dans le ciel, soit 6 pleines Lunes (voir la lune à l’échelle dans le coin droit de la photo), correspondant à un diamètre de 180 années-lumière à la distance estimée de 3 000 années-lumière. La nébuleuse a été découverte en 1952, mais son assimilation avec un rémanent de supernova remonte à 1968.

L’image présentée, obtenue au travers des filtres à bande étroite, permet de suivre les circonvolutions de l’hydrogène ionisé HII (émission rougeâtre) et de l’oxygène doublement ionisé OIII (émission bleu-vert dans le coin supérieur droit) rendus luminescents par l’onde de choc de la supernova. On estime aujourd’hui que ce rémanent de supernova est âgé d’environ 40 000 ans ce qui signifie qu’on a vu sa puissante lumière sur Terre il y a 40 000 ans. Mais ce rémanent en expansion continue n’est pas la seule conséquence de cette catastrophe cosmique. Elle a également laissé derrière elle une étoile à neutrons en rotation rapide : « un pulsar » qui est tout ce qui reste du noyau de l’étoile originelle.
La nébuleuse a connu un regain d’intérêt à partir de 1996, date à laquelle fut identifié un pulsar à proximité du centre de la nébuleuse, et soupçonné d’être physiquement lié à celle-ci.

Rappelons ici que l’évolution d’une étoile en phase terminale dépend de sa masse :
Jusqu’à 3 fois la masse solaire, l’étoile se transforme en nébuleuse planétaire en expansion autour d’une naine blanche.
De 3 à 10 masses solaires, l’étoile devient une supernova très lumineuse qui termine sa vie en étoile à neutrons de très forte densité.
De 10 à 30 masses solaires, l’étoile se transforme en supernova pour finir en trou noir de densité encore supérieure. Ne pas confondre pulsar et quasar.

Une étoile à neutrons (donc de 3 à 10 masses solaires à l’origine) peut présenter différents aspects.
Si elle tourne rapidement sur elle-même avec une période typique de 1 à 10 secondes, (voire beaucoup moins, jusqu’à la milliseconde) et qu’elle possède un puissant rayonnement électromagnétique, elle projette alors un mince pinceau de rayonnement non visible : radio, X ou gamma, le long de son axe magnétique qui est généralement non aligné avec son axe de rotation. Le pinceau de rayonnement décrit alors un cône autour de l’axe de rotation (40 minutes d’arc, ici), et un observateur placé au bon endroit observera une émission pulsée par un effet de phare. Ce type d’étoile à neutrons prend alors le nom de « pulsar » (ici PSR J0538+2817). L’observateur perçoit un signal périodique, de période égale à celle de la rotation de l’astre. Ce signal est extrêmement stable, car la rotation de l’astre l’est également.
Ce pulsar, doté d’un âge caractéristique de 600 000 ans notablement supérieur à l’âge du rémanent (estimé entre 80 000 et 200 000 ans, voire moins), a vu son mouvement propre conique mis en évidence en 2003, confirmant son déplacement à l’opposé du centre du rémanent dont il est issu.

Webographie :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Catalogue_Sharpless
https://www.cidehom.com/apod.php?_date=160425
https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89volution_stellaire
https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_%C3%A0_neutrons

Pour le mois d’octobre 2020, nous restons dans le ciel profond avec deux images de la Nébuleuse de l’Haltère ou Dumbbell ou encore Messier 27.

La première a été enregistrée par Thierry Barrault le 7 août 2020 depuis son domicile Impasse de Fontaury à Limoges au moyen d’un APN Canon EOS 450D défiltré monté sur une Lunette Skywatcher Equinox 120ED fixée sur une monture Ioptron CEM 60. Le temps de pose cumulé est de 58 minutes (58 X 1 minute) à 800 ISO. La mise en station est assurée avec le système d’acquisition ASIAIR Pro qui prend aussi en charge l’autoguidage. Le traitement a été réalisé par Denis Lefranc avec les logiciels Siril et Photoshop.

La seconde a été obtenue par Julien Denis le 12 juillet 2020 à Verneuil sur Vienne avec un boitier Canon EOS 60D non défiltré fixé sur une monture EQ6 R Pro autoguidée avec le système Asiair ancienne version. Le temps de pose cumulé est de 63 minutes (21 X 3 minutes) à 800 ISO. Le traitement a été effectué au moyen des logiciels Siril et Gimp.
Cliquer sur les images pour les obtenir en résolution supérieure.

Sur les deux images présentées, on distingue très bien la « naine blanche » centrale de couleur bleue, de température très élevée (85 000°K), mais normale pour ce type d’étoiles.
Comme toutes les nébuleuses, celle-ci absorbe les rayonnements à haute énergie non visibles (ultraviolet) du spectre émis par l’étoile, et redistribue ou réfléchit cette lumière dans la partie visible et infra-rouge du spectre, révélant sur les photos la coloration rouge qui apparaît en périphérie.

D’autres informations astronomiques sont disponibles dans les articles déjà parus sur M27 en décembre 2011 et 2012 :
https://saplimoges.fr/limage-du-mois-de-decembre-2011-la-nebuleuse-de-lhaltere-ou-dumbbell/
https://saplimoges.fr/limage-du-mois-de-decembre-2012-la-nebuleuse-planetaire-dumbbell/

Nous n’en ajouterons pas d’autres ici.

Le cliché de la Nébuleuse planétaire de l’Haltère M27 (ou Dumbbell) présenté ici est le résultat de 13 poses de 50 sec à 800 ISO prises avec un APN Canon EOS 500D monté sur un tube Célestron C8, sans filtre ni auto guidage, et additionnées avec le logiciel IRIS lors d’une séance mensuelle de notre atelier d’astrophotographie. Cette série d’images a été réalisée au Dorat par Christian Jacquier le 3 septembre 2013 aux environs de 00H40.
Le but recherché ici n’était pas uniquement l’obtention d’une belle image de M27, mais aussi et surtout la mise en évidence de l’étoile variable mal documentée NSV 24959 (New Catalogue of Suspected Variable Stars), aussi appelée « Goldilocks » (Tresses en or).
Sur la photo grand format qu’on obtient en cliquant sur la vignette présentée ci-contre, on la distingue dans un groupe de trois étoiles formant un petit triangle rectangle situé à la frontière du nuage de gaz ionisé, mais encore faut-il savoir où chercher…

Situation de l’étoile Goldilocks :
Pour trouver l’étoile variable Goldilocks sur la photo ci-dessous, voici une méthode parmi d’autres :

Commencer par repérer dans la banlieue ouest de la Nébuleuse une formation de 5 étoiles en forme de « Y grec » dont les extrémités des branches sont alignées Ouest-Est. Prolonger le segment joignant les extrémités des branches vers l’étoile centrale de la nébuleuse. Juste après la frontière de celle-ci, on rencontre une étoile brillante. On y est presque. En observant avec attention autour de cette étoile, on remarque deux étoiles voisines toutes proches et moins lumineuses qui, avec la précédente dessinent un tout petit triangle rectangle (encerclé jaune). L’étoile variable cherchée est la plus proche de l’étoile centrale. On la distingue nettement sur l’agrandissement partiel de la photo grand format qu’on obtient en cliquant sur celle présentée ci-dessous.
Sans avoir procédé à une mesure quantitative précise, nous estimons que sa magnitude visuelle se situe autour de 16.

Historique de sa découverte :

L’histoire des sciences est émaillée de découvertes où le hasard joue un rôle important. C’est ainsi, par exemple, qu’en voulant calculer la vitesse de la lumière dans deux directions opposées, Michelson en 1881, trouve un résultat inattendu : l’invariabilité de cette vitesse. Cette découverte fait sombrer tout un pan de la physique du XIXème siècle, et entraînera la naissance de la théorie de la relativité.
Plus proche de nous, c’est en observant les magazines « Astronomy » et « Deep Sky », deux revues américaines qui publient en première page de couverture, l’une en juin 1990 et la seconde à l’automne de la même année, une image de la nébuleuse M27, que Léos Ondra, astronome amateur tchèque, s’aperçoit qu’une étoile est manquante sur l’une des 2 images publiées.
Par comparaison avec d’autres images de M27, Léos Ondra constate que cette disparition n’est pas le résultat du traitement de la photo du magazine, mais qu’il s’agit très probablement d’une étoile variable non répertoriée. Après une consultation attentive, mais vaine, des catalogues d’étoiles variables, il déclare sa découverte à l’observatoire de Konkoly (Hongrie), et lui donne le nom de « Goldilocks » pour « tresses en or », en hommage à l’une de ses amies. Quelques jours plus tard, il reçoit la confirmation de sa découverte. Après un calcul plus précis de sa position (19 h 59 m 29.8 s, +22° 45′ 13 » – J2000), elle est inscrite au catalogue nouveau des étoiles variables possibles (New Catalogue of Suspected Variable Stars – NSV) sous la référence NSV 24959, de type M.

Caractéristiques des étoiles variables de type M :
Les étoiles variables du type M, en référence à l’étoile variable Mira située dans la constellation de la Baleine, sont des géantes rouges en fin de vie dont la luminosité varie sur de longues périodes (de 90 à 1000 jours) avec une variation de magnitude visuelle qui s’étale de 2.5 à 11 autour d’une  moyenne de 5 (source R. Scuflaire – Université de Liège). Si les réactions nucléaires se sont éteintes au cœur de l’étoile par manque d’hydrogène et d’hélium, elles sont encore présentes dans l’enveloppe à des distances de l’ordre de l’Unité astronomique du centre de l’étoile. Quant aux variations de luminosité, elles proviennent vraisemblablement de l’instabilité de l’étoile dont la surface se contracte et se détend, tout en subissant de fortes variations de température (source AAVSO : American Association of Variable star Observers ).

Les étoiles variables de type M sont relativement rares, mais restent, en général, assez faciles à observer. Certaines affichent une régularité de métronome telle LX Cyg,
alors que d’autres subissent un affaiblissement de l’amplitude de variation de leur magnitude, comme T Umi. Dans ce cas, elles sortent de la classification M des étoiles variables.
Les mesures de la période et de la variation de la magnitude de Goldilocks, essentiellement faites par des astronomes amateurs, restent à ce jour assez pauvres et souvent peu documentées.
Le tableau ci-dessous tente de répertorier et d’analyser ces mesures :
Les deux dernières mesures de Mvmax (18,50 et 19,50) ne sont pas suffisamment documentées et représentent peut-être la magnitude maximale pouvant être atteinte par le dispositif d’observation, l’étoile NSV 24959 n’apparaissant pas sur les clichés dont les chiffres sont issus.
Les fluctuations des valeurs rendent très difficiles l’estimation de la période de variation de la magnitude. Jusqu’alors, on admettait qu’elle était de l’ordre de 231 ± 10 jours, mais sans certitude. Une autre source plus récente : https://www.bav-astro.eu/rb/rb2016-2/32.pdf donne une période moyenne de 214 ± 1 jours.

Dans le graphique ci-dessous établi à partir des valeurs du tableau, les carrés rouges (série 2) représentent les magnitudes minimales (luminosité maximale), les triangles verts (série 3) : les magnitudes maximales (luminosité minimale).
Les fluctuations des valeurs rendent très difficiles l’estimation de la période de variation de la magnitude. Actuellement, on admet qu’elle est de l’ordre de 231 ± 10 jours, mais sans certitude.
La droite tracée par l’auteur de ces lignes est une tentative de linéarisation qui, à condition que les valeurs enregistrées correspondent bien aux maximums de luminosité, tendrait à montrer une baisse continue de la luminosité maximale au fil du temps, ainsi qu’une réduction de son amplitude de variation. Ce résultat, s’il était confirmé par des mesures actuelles, signifierait que le comportement de l’étoile variable NSV 24959 photographiée ici, se rapprocherait de celui TUmi pour sortir du cadre des étoiles variables de type M.

Quant aux données « officielles » répertoriées par le Centre de documentation de Strasbourg [1], elles restent très pauvres : seules sa position en données équatoriales et sa magnitude au maximum de luminosité (14.3) sont indiquées. Sa période de variation n’est pas donnée.

Sur deux autres photos de la nébuleuse planétaire M27 publiées dans ce site, Goldilocks est absente sur la première [2] (2011 – photo Jean Pierre DEBET – traitement Christophe MERCIER), mais elle apparaît avec une très faible luminosité sur la seconde [3] (2012 – Photo et traitement Daniel DEBORD).

Actuellement, nous tentons de préciser la magnitude l’étoile variable sur les deux images où elle figure. Par la suite, nous souhaitons poursuivre son analyse avec de nouveaux clichés. Toute contribution extérieure d’images de M27 (mail à contact@saplimoges.fr ou commentaire en fin d’article), précisant les conditions de prises de vue, la date, le traitement appliqué et le nom de l’auteur sera évidemment très appréciée par le rédacteur de ces lignes.

Webographie :

[1] http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?NSV%2024959
[2] http://saplimoges.fr/limage-du-mois-de-decembre-2011-la-nebuleuse-de-lhaltere-ou-dumbbell/
[3] http://saplimoges.fr/limage-du-mois-de-decembre-2012-la-nebuleuse-planetaire-dumbbell/

Rédaction : Christian JACQUIER
Relecture : Denis LEFRANC, Michel VAMPOUILLE

Pour l’image du mois de décembre 2012, voici à nouveau la nébuleuse planétaire Dumbbell (ou Messier 27), cible toujours très appréciée des astronomes amateurs. En décembre 2011, nous l’avions publiée « en fausses couleurs », car Jean Pierre Debet, son auteur, l’avait capturée à travers les filtres Soufre, Hydrogène et Oxygène.
Cette fois, Daniel Debord la propose « en vraies couleurs » après son enregistrement à Champnétery en août 2012 avec un APN NIKON D 300 fixé derrière une lunette TMB 115/800 autoguidée. L’image présentée résulte du cumul sous Iris de 20 poses de 5 minutes à 400 ISO, correspondant à un temps de pose global de 1H40. Le prétraitement (offsets, darks, flats, cumul), réalisé en commun lors d’une séance mensuelle de notre atelier « astrophotographie » animée par Christophe Mercier, a été suivi d’une retouche cosmétique sous Photoshop effectuée par Denis Lefranc.

Cette image est intéressante à plusieurs titres : esthétique, informative (on y reviendra), mais aussi démonstrative du résultat qu’un adhérent peut espérer atteindre avec son matériel d’observation et les conseils avisés des animateurs de l’association.
En effet, côté matériel, on peut résumer en disant qu’il est constitué par l’équipement de base de tout amateur qui souhaite se lancer dans la photographie du ciel profond, à savoir ici : une monture EQ6 non encore révisée, reconnue pour sa robustesse certes, mais aussi pour son suivi un peu chaotique, une lunette de qualitéTMB 115/800, équipée d’un triplet apochromatique ouvert à F/7, un autoguidage assuré par un petit télescope Maksutov (D = 90 mm) piloté avec le logiciel « PHD Guiding », permettant de réaliser des temps de pose unitaire de 5 minutes avec un suivi impeccable, et un capteur constitué par un appareil photo numérique Nikon D 300 placé en aval de la lunette.

Côté savoir-faire, que trouve-t-on ?
Une utilisation correcte de tout le matériel, y compris la mise en place de l’autoguidage, une bonne mise en station, une bonne mise au point, des temps de pose unitaires intéressants de 5 minutes avec un bon suivi, un temps de pose global « raisonnable » de 1H40, réalisable facilement en une soirée, la confection matérielle correcte des offsets, darks et flats, la maîtrise informatique du prétraitement des images brutes (fait ici avec le logiciel gratuit Iris), et enfin une certaine aisance dans le traitement cosmétique des images (Photoshop ici).
Pour acquérir ce savoir-faire, un moyen efficace consiste à fréquenter une association d’astronomie.
A la Saplimoges, toutes les techniques énoncées plus haut constituent l’essentiel des informations pratiques qui sont dispensées par nos animateurs au cours des séances collectives de prises de vues et de traitement numérique des images.

Cette image obtenue avec un APN non défiltré donne une idée assez juste, hormis les couleurs, de l’aspect de la nébuleuse observée au moyen d’un télescope de grand diamètre (300mm et plus). On remarque tout de suite la forme particulière de la partie lumineuse. C’est elle qui lui a valu le nom de Nébuleuse de l’Haltère (Dumbbell en anglais). On lui connaît également les surnoms de Trognon de Pomme, de Sablier (attention à la confusion avec d’autres objets !) voire de Diabolo.

Sa magnitude apparente de 7.4 empêche son observation à l’œil nu, mais à partir d’un télescope de diamètre 150 ou 200mm, on obtient facilement le brillant « trognon ». L’ouverture de ce type de télescope est encore trop faible pour espérer voir l’étoile centrale à l’oculaire. De magnitude apparente 13.5, celle-ci ne se dévoilera qu’en photographie ainsi que le montre très bien l’image présentée. A l’origine de la nébuleuse, cette étoile est une « naine blanche » de couleur bleue, de température très élevée (85 000°K), mais normale pour ce type d’étoiles.
Comment la nébuleuse peut-elle être plus brillante que son étoile, alors qu’elle n’émet pas sa propre lumière et que sa magnitude absolue de -0.5 dépasse même 100 fois celle de notre Soleil ! Comme toutes les nébuleuses, celle-ci absorbe les rayonnements à haute énergie non visibles (ultraviolet) du spectre électromagnétique émis par l’étoile, et redistribue ou réfléchit cette lumière dans la partie visible et infra-rouge du spectre, la révélant à nos yeux de terriens …

Sur l’image présentée, on commence à apercevoir la faible coloration rouge des deux hémisphères de l’haltère. En observation visuelle, nous ne l’avons jamais vue. Même dans un Dobson de 400mm et sous un bon ciel, l’image reste monochrome ! Grâce à la photographie qui bénéficie de temps de pose longs et de techniques propres à révéler les couleurs rouge et infrarouge, on peut observer tous les petits détails colorés avec des diamètres d’instruments bien inférieurs. A titre de comparaison, on pourra se reporter à l’image publiée en décembre 2011 prise en 8 heures par Jean Pierre Debet avec un télescope C9 de 235 mm de diamètre selon la technique dite « SHO ».

La nébuleuse Dumbbell est un objet remarquable de notre ciel profond. Sa partie lumineuse mesure à elle seule 6′ (minutes d’arc), alors que le halo, plus faible, atteint 15′, soit la moitié du diamètre lunaire ! Elle s’étend continuellement dans le ciel avec une vitesse d’expansion mesurée de 6,8 secondes d’arc par siècle, correspondant à une vitesse réelle de 27 km/sec. En admettant que celle-ci devait être plus rapide au début, on peut estimer que son âge se situe entre 4 000 et 5 000 ans (résultat que l’on trouve en prenant une vitesse moyenne d’expansion de 8 secondes d’arc par siècle, soit : 6 x 60 x 100 / 8).

La nébuleuse de l’Haltère est située dans la constellation du Petit Renard à environ 1 360 années-lumière. Découverte par Charles Messier le 12 juillet 1764, elle est la première nébuleuse planétaire observée de l’histoire de l’astronomie. A cette époque, Charles Messier compilait une liste  d’objets diffus à ne pas confondre avec des comètes. Elle porte le numéro 27 de son catalogue. Elle est aussi répertoriée dans le catalogue NGC sous le numéro 6853. C’est l’avenir réservé à notre Soleil quand la fusion nucléaire s’arrêtera dans son cœur.
D’ici là, bonne observation et bonnes photos.

Webographie :
http://www.astropolis.fr/catalogue-Messier/articles/M27/astronomie-messier-M27.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_de_l’Halt%C3%A8re

Rédacteurs : Denis Lefranc, Michel Vampouille.

Pour ce mois de décembre 2011, incursion dans le ciel profond avec cette belle image « en fausses couleurs » de la Nébuleuse de l’Haltère (ou Dumbbell = haltère en anglais, ou Messier 27) réalisée conjointement par Jean Pierre Debet pour la prise de vue et Christophe Mercier pour le traitement numérique. Elle a été enregistrée en novembre 2011 à Saint Léonard de Noblat (87400) avec une caméra Atik 16 HR placée au foyer d’un télescope Célestron 9 autoguidé et muni d’un réducteur ramenant la distance focale à 1567 mm et l’ouverture à F/6,3.
Cliquer sur l’image pour l’obtenir en haute résolution.
Technique de prise de vue et de traitement numérique :
La technique en fausses couleurs employée ici est dénommée  « technique SHO », pour les initiales du Soufre, de l’Hydrogène et de l’Oxygène.
Décrite pour la 1ère fois dans cette rubrique, elle mérite quelques explications : trois filtres particuliers sont utilisés pour réaliser trois séries d’images qui viendront remplir les couches des trois couleurs de base qui sont habituellement le rouge, le vert et le bleu. On dit que cette technique donne des images en fausses couleurs parce qu’ici, deux des filtres transmettent des bandes colorées dans l’infra-rouge non visible à l’œil nu…. Sur l’image finale, elles sont traduites par des couleurs visibles à l’œil choisies arbitrairement par l’opérateur.
– Une 1^ère série d’images a été obtenue avec 10 poses de 10 minutes à travers un 1^er filtre nommé « SII » (ou Soufre 2 pour Soufre ionisé 1 fois) qui laisse passer une bande colorée étroite de 13 nm centrée autour de la longueur d’onde de 672 mm (infra-rouge non visible à l’œil). Leur cumul conduit à l’image notée « SII » du montage photographique (cliquable) ci-dessous :
– Une 2^ème série d’images est constituée de 13 poses de 10 minutes prises à travers un 2^ème filtre appelé « Halpha » (raie alpha de la série de Balmer de l’Hydrogène) qui transmet une bande colorée étroite 13 nm autour de la longueur d’onde de 656 nm peu visible à l’œil. Cette série conduit à l’image notée « HA ».
– Quant à la 3^ème, elle contient 15 poses de 10 minutes à travers un 3^ème filtre appelé OIII (Oxygène 3 pour Oxygène ionisé 2 fois) transparent dans une bande de 8 nm autour de la longueur d’onde 501 nm correspondant au bleu-vert. Les 15 poses cumulées donnent l’image « OIII ».
Ces trois séries de photos conduisent à un temps de pose global de 380 minutes, soit 6 heures et 20 minutes (réparties sur 2 nuits).
Le traitement numérique de ces images réalisé par Christophe Mercier, fait appel au logiciel Iris pour l’empilement des 3 séries d’images selon la méthode « LRVB » (Luminance, Rouge, Vert, Bleu) , puis à Photoshop pour le rendu colorimétrique.

L’image finale n’a pas été obtenue par le traitement « SHO classique » avec les images Soufre (SII) pour la couche rouge, les images Hydrogène (Ha) pour la couche verte et les images Oxygène (OIII) pour la couche bleue. Cette combinaison donne une dominante verdâtre jugée peu esthétique par de nombreux amateurs. La combinaison choisie par Christophe est la suivante : couche rouge  = 50% Halpha + 50% SII ; couche verte = 75% OIII + 25% SII ; couche bleue = 85% OIII + 15% Halpha ; couche luminance = 100% Halpha. Elle donne une nébuleuse et des extensions caractérisées par une dominante bleue (image finale en bas à droite).

Caractéristiques physiques de Dumbbell :
Cette nébuleuse planétaire est la première à être découverte par l’astronome français Charles Messier le 12 juillet 1764. Son nom « Dumb-bell », mot anglais signifiant « haltère », lui a été donné en 1828 par l’astronome britannique John Herschel qui la comparait à « un boulet à deux têtes ». Il faudra attendre 1866 pour que la présence de gaz ionisé soit révélée par l’astronome britannique William Huggins au moyen d’un spectroscope.
Comme toute nébuleuse planétaire, M 27 est constituée d’un nuage de gaz entourant un noyau d’étoile : une « naine blanche » située en son centre. Elle résulte de l’expulsion de la matière des couches externes de l’étoile, à l’occasion de la mort de cette dernière. La température superficielle de l’étoile centrale atteint 85 000° K. Cette température est l’une des plus importantes connues à ce jour, mais reste normale pour une naine blanche.

Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) a fini de consommer tout son hydrogène, puis son hélium, son cœur s’effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées sous forme de gaz par la pression de radiation.
Celles-ci forment alors un nuage de matière qui s’étend à grande vitesse et qui s’ionise sous l’action des photons ultraviolets émis par l’étoile centrale. Le nuage de gaz est très lumineux (sa magnitude apparente est ici de 7,4), car la grande quantité d’énergie apportée par les photons UV de la naine blanche (que l’on distingue nettement sur la photo en haute résolution malgré une magnitude apparente de 13,5) est réémise sous forme de rayonnements lumineux visibles et infrarouges.
Dans la plupart des nébuleuses, la majeure partie de cette lumière visible se situe dans le vert à la longueur d’onde 501 nm, celle qui correspond à la raie d’émission de l’Oxygène ionisé deux fois, et qu’on choisit justement comme longueur d’onde centrale de la bande transmission du filtre OIII. C’est aussi pour cette raison que les nébuleuses présentent souvent une dominante verte sur les photos « classiques » prises sans aucun filtre.

Comme on le constate, les nébuleuses planétaires n’ont en fait aucun rapport avec les planètes. L’adjectif « planétaire » a une origine purement historique. Observées en basse résolution, les nébuleuses sont apparues aux premiers astronomes comme des disques d’aspect « nébuleux » ressemblant quelque peu aux planètes. En raison de cette ressemblance, ils leur ont attribué ce qualificatif. Malgré son inexactitude, il est ensuite resté dans l’usage courant.

La nébuleuse Dumbbell est située à environ 1 200 années-lumière de nous dans la constellation du Petit Renard, constellation d’été entre le Cygne et la Flèche. Elle est facile à trouver quand on sait que son ascension droite (19h 59min 36 sec) coïncide avec celle de l’étoile rouge g de la pointe de la Flèche. Il suffit alors de pointer sur cette étoile et de remonter légèrement en déclinaison (+22° 43′ 16,1 ») pour voir apparaître la nébuleuse M 27 dans le champ de l’oculaire. Ses dimensions angulaires apparentes sont de 8 X 5 secondes d’arc.

Bonnes observations.

Webographie :
http://www.astropolis.fr/catalogue-Messier/articles/M27/astronomie-messier-M27.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_de_l%27Halt%C3%A8re