Lespius

Très réussi. Une belle balade quand on plonge dedans. Moins flashy que d’habitude… 🤓 c’est bien aussi

Très réussie je trouve. Et avec 9h à f/4 c’est sûr que tu peux faire ressortir de belles choses sur le fonds du ciel. Le traitement est bien dosé et le cœur pas trop lumineux. Je préfère presque la 1re, mais qui est un peu plus froide.

Merci Luc. J'aurais aimé la rendre un peu plus pétante, mais la simple saturation ne suffit pas. Comment apporterais-tu de la brillance ? J'ai un peu assombri le fdc et tiré un peu sur GHS, et ajouté un soupçon de saturation...

Ah oui, ça date.... L'autoroute Genève-Lausanne, la 1re en Suisse, date en effet des années 60. Il y a maintenant des douaniers, mais ça contrôle pas trop, c'est l'espace Schengen.

Merci La Louche ! Merci Papa ! Ravi que la démarche t'intéresse. Tu connais la région lémanique ? Tu es dans le juste avec le ciel 👍

J'ai ressorti le mammouth, aka le C11-XLT. Et évidemment galéré pour l’alignement polaire et le plate solving à cause du champ un peu faible de la ASI533 à plus de 2m de focale. A tel point que j'ai dû changer de cible. Et c'est comme ça que je me suis lancé à la poursuite du fameux Quintette, découvert le Français du même nom à la fin du 19e. Je vous propose à nouveau quelques extraits de recherches faites avec Chat, en fin de post. C11-XLT, F= 2056mm, f/7.3 avec réducteur 0.7x Starizona 4 et 5 octobre 2026, 303x180 sec, total 10h24 ZWO 533MC pro, Asiair mini, OAG avec ASI 220 mini Monture AZEQ6 révisée 2025 Traitement Siril, inclus BXT, NXT, SXT Le Quintette de Stephan : 1 milliard d'années de rencontres galactiques. Distance ≈ 290 millions d'AL C'est un système en pleine évolution, dans lequel plusieurs galaxies se sont croisées, ont échangé du gaz et des étoiles, et ont profondément modifié leurs structures. NGC 7320, la grande spirale bleutée sous le centre : c'est la galaxie du premier plan, qui ne participe pas aux interactions du groupe lointain. NGC 7318A, membre du groupe (à gauche), proche de la zone de collision et NGC 7318B (à droite), intruse actuelle, responsable du choc spectaculaire : leurs structures sont fortement perturbées. NGC 7319, au-dessus et à gauche du couple : spirale déformée par les rencontres passées et ses extensions sont intéressants. NGC 7317, la galaxie elliptique brillante en bas à droite du groupe, témoin des interactions gravitationnelles NGC 7320C, la petite galaxie spirale isolée à gauche : elle est particulièrement intéressante, car elle a probablement participé à des interactions anciennes avec le groupe et est impliquée dans la formation des queues de marée Les queues de marée : les cicatrices des rencontres passées La longue queue associée à NGC 7319 est souvent reliée à un passage ancien de NGC 7320C, tandis qu'une autre queue plus jeune témoignerait d'une interaction ultérieure. Les modèles ne s'accordent toutefois pas complètement sur le nombre exact de passages et leur chronologie. Ces queues peuvent s'étendre sur plus de 100 000 années-lumière. Certaines contiennent du gaz suffisamment dense pour former de nouvelles étoiles, voire des condensations qui pourraient devenir des galaxies naines de marée. L'arrivée de NGC 7318B : une collision à 1 000 km/s Après ces interactions anciennes, le groupe contient déjà une quantité importante de gaz arraché aux galaxies. Ce gaz n'est pas uniformément réparti. Il forme des filaments, des nuages et des régions plus diffuses entre les galaxies. C'est alors qu'arrive NGC 7318B. Une grande partie de la vitesse de la galaxie responsable du choc est dirigée selon notre ligne de visée, et non simplement de gauche à droite. La galaxie rencontre ce gaz à une vitesse considérable. Le gaz est comprimé, chauffé et rendu extrêmement turbulent. Le résultat est une onde de choc qui traverse le milieu intergalactique. Elle est suffisamment étendue pour être comparable en taille à une grande galaxie. Une étude spectroscopique publiée en 2024, utilisant notamment l'instrument WEAVE, a confirmé que le choc est particulièrement violent dans le gaz froid, alors qu'il est relativement plus faible dans le plasma déjà très chaud. Contrairement à l'idée selon laquelle une collision galactique déclenche nécessairement une explosion de formation stellaire, une collision trop violente peut aussi freiner la naissance des étoiles. Dans quelle direction se déroule la collision ? Voici les vitesses radiales approximatives mesurées : Gaz principal du groupe: 6 600–6 700 km/s NGC 7318A: 6 630 km/s NGC 7318B: 5 770 km/s Ces vitesses sont mesurées dans notre référentiel. Elles comprennent notamment l'éloignement cosmologique commun du groupe. La différence entre NGC 7318B et le gaz est d'environ 900 km/s. Cela signifie que NGC 7318B se rapproche de nous beaucoup plus rapidement que le gaz qu'elle percute, même si les deux s'éloignent globalement de la Terre. Nous ne connaissons pas précisément la vitesse transversale de NGC 7318B. On ne peut donc pas donner avec certitude l'angle exact de sa trajectoire par rapport à notre ligne de visée. Une image intéressante trouvée ici:

Matos ?

Très bien, je ne connaissais pas cette cible. Elle a un sacré air d'Iris, c'est sûr!

oui la 1re me plaît plus également. Plus contrastée avec les poussières un peu plus sombres, ça rend moins délavé. Le HDR multiscale est vraiment très bien en effet, je l'utilise très souvent, avec douceur...

C’est très équilibré, très bien traité. Le centre est brillant mais juste ce qu’il faut. Tu as utilisé le script hdr de SAS?

Merci Polo. Ouais, ça me donne envie de faire d'autres nébuleuses sombres

C'est chouette les reprises ! Je trouve tes fdc moutonnés, tu es sûr que tu pas trop poussé les curseurs ?

Je ne connaissais pas ce champ et en particulier NGC 4088. Je la note, elle va parfaitement aller avec le C11. Quant aux aigrettes.... c'est esthétique mais artificielle 🫣. On a Serge en procureur, choisis bien ton avocat....

Ah oui très belle- Je ne connaissais pas non plus, je l'a mets sur la liste 2027, ça semble un peu tard, octobre...

Sacré champ, nom de nom ! Le trou noir, c'est le petit arc de cercle bleu vers le centre, ou la plus grande bulle bleue à droite ?

j'ai oublié de te dire que la bulle de savon etait magnifique, elle aussi!

Absolument d'accord. Mais c'est un bon outil pour agréger des données dejà existantes sur le net. Pour de la création c'est peut-être plus délicat. Je ne suis pas un expert mais je pense qu'une utilisation mesurée donne des bonnes bases pour démarrer un travail. Il y a aussi des instructions que tu peux lui donner dans les paramètres pour qu'il soit plus critiques, moins catégorique. Dans mon cas je lui ai à plusieurs reprised demandé d'estimer son degrés de confiance, ou alors j'ai remis en cause les réponses. Elles ont ensuite été améliorées Oui, c'est ce que je disais dans mon 1er post: j'ai évité de trop tiré sur les IFN car je pense que malgré les 15h de poses elles étaient trop bruitées. Sinon le FDC mesuré en-dehors des IFN est à grosso modo 0.1

C'est aussi le cas en visuel, on ne perçoit que la partie la plus brillante qui a une forme de... croissant. Bravo, ça claque !!! Tu as vraiment une signature bien à toi avec le traitement des couleurs sur toutes tes photos, ça a de la personnalité, c'est bien

Top ! Un peu trop de magenta à mon goût, mais c'est perso

Certains annonce le déclin de Pix... Avec Siril et SetiAstro on peut quasiment tout faire et on retrouve les scripts de Pix. En tous cas je suis boen content de n'y avoir jamais touché et d’avoir tenu bon 😁 Belle prise, au demeurant !!

si si, c'est tout à fait académique. Il faut bien prendre le Arcsinh qui dans le script GHS et pas le Arcsinh qui est en solo. Celui-ci clippe les pixel à 1. Le Arcsinh est utile pour conserver les couleurs, c'est aussi pour cela que Siril propose cet étirement pour les étoiles lors de la recomposition starless/starmask

Voilà qui est intéressant. Moi qui vient de faire ma première "VdB" en couleurs, je regarde avec intérêt ta 1re en mono. Bravo !!

Pour faire plaisir à @QSO, j'en ai remis un couche: 1. De quoi est composé le gaz moléculaire ? Le gaz des nuages comme CB 230 est constitué essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Hydrogène moléculaire (H₂) : le constituant principal, avec deux atomes d'hydrogène liés. Hélium (He) : environ 25 à 28 % de la masse du gaz, sous forme atomique. Autres molécules en très faibles quantités : monoxyde de carbone (CO), eau (H₂O), ammoniac (NH₃), méthanol (CH₃OH), etc. L'hydrogène moléculaire est difficile à observer directement dans ces nuages très froids. Les astronomes utilisent notamment les émissions du CO comme traceur du gaz moléculaire. 2. Et les poussières ? Ce ne sont pas des poussières domestiques, mais de minuscules grains solides, généralement de quelques nanomètres à quelques dixièmes de micromètre. Ils sont principalement constitués de : Silicates : minéraux contenant silicium, oxygène, magnésium et fer. Matières carbonées : carbone amorphe, composés aromatiques et autres structures riches en carbone. Glaces : dans les régions froides et protégées du rayonnement, les grains peuvent être recouverts de manteaux de glace d'eau, de CO, de CO₂ ou de méthanol. Ces grains représentent généralement environ 1 % de la masse totale du milieu interstellaire, contre environ 99 % pour le gaz. Pourtant, ce sont eux qui obscurcissent les étoiles en arrière-plan et diffusent la lumière dans les nébuleuses par réflexion. 3. Les 460 000 molécules/cm³ concernent-elles le gaz ou les poussières ? Le gaz uniquement. Chaque centimètre cube contient en moyenne environ 460 000 molécules d'hydrogène H₂ dans la région considérée. Cela correspond à une densité de masse du gaz d'environ 1.8 x 10-15 kg/m3, en tenant compte de l'hélium. Il faut aussi préciser que cette valeur caractérise une région particulièrement dense du cœur, pas nécessairement l'ensemble de CB 230. 4. Est-ce encore un vide extrêmement poussé ? Absolument ! Voici quelques ordres de grandeur. Milieu Particules par cm³ Air au niveau de la mer ≈ 25 000 000 000 000 000 000 Vide poussé de laboratoire (10⁻⁶ mbar) ≈ 25 000 000 Cœur dense de CB 230 ≈ 460 000 molécules H₂ Nuage moléculaire moins dense ≈ 100 à 10 000 Milieu interstellaire diffus ≈ 1 atome Valeurs approximatives ; comparaison à température ambiante pour le laboratoire. Les particules comptées ne sont pas toujours de même nature. Et il y a encore plus étonnant : si on convertit cette densité moléculaire en une pression équivalente, à la température d'environ 15 K du nuage, on obtient : ≈ 9,5 × 10⁻¹¹ mbar Pression partielle de H₂, avec l'approximation du gaz parfait. C'est environ 10 milliards de fois moins que la pression atmosphérique terrestre, et même nettement inférieur à un vide de laboratoire à \(10^{-6}\) mbar. 5. Alors comment un milieu aussi vide peut-il former des étoiles ? C'est là toute la particularité de l'astrophysique. Sur Terre, une densité pareille paraît dérisoire. Mais les nuages moléculaires s'étendent sur des distances gigantesques, parfois plusieurs années-lumière. Même si chaque centimètre cube contient très peu de matière, l'addition de milliards de milliards de milliards de ces volumes représente finalement plusieurs masses solaires. Et surtout, à 10–20 K, les mouvements thermiques sont relativement faibles. Dans les régions suffisamment massives et denses, la gravitation peut progressivement l'emporter sur les forces qui s'opposent à l'effondrement, notamment la pression thermique, la turbulence et les champs magnétiques. C'est ainsi que le cœur de CB 230 peut donner naissance à IRS1 et aux autres jeunes sources.

Merci Seb. Le Chat est mon ami, même s'il me rend... chèvre parfois Merci. Aller un peu loin que la simple photo peut être sympa, suivant le sujet I have a dream... Merci Eric Merci Pascal, tu es bien bon Ah, une voix discordante 🤓. Disons que j'ai eu quelques moments de culpabilité concernant mon empreinte carbone et les hectolitres d'eau gaspillées quand je lui ai fait générer les images jusqu'à satisfaction... Mais pour le texte, avec les bonnes questions et en remettant en cause les réponses douteuses ça reste un outil impressionnant. Merci Julien. C'est que tu as gardé ton âme d'enfant 😀

Salut à tous, Des prises de vue du mois d'août et un traitement en octobre... Entre deux des vacances en Roumanie (top !) et un retour au boulot qui m'a mis sur orbite !! C'est ma première nébuleuse sombre, c'est sympa à traiter, même si je m'y suis repris à plusieurs reprises. Malgré un temps de poses confortable de 15h, les nuages les plus faibles étaient délicats à étirer. Je ne les donc pas trop poussés, pour me concentrer sur la nébuleuse elle-même. J’ai ensuite fait quelques recherches "scientifiques" avec mon amis Chat, puis je me suis dit que ce serait sympa qu'il m'indique sur ma propre photo les objets qu'il me décrivait. Ca marche pas mal mais ce n'est pas parfait. Et ça prend pas de temps au final, avec passablement d'aller-retours. J'ai un peu dû le secouer, il déconne quand même de temps à autres! Un truc qui m'a vraiment surpris: il est capable de lire les en-tête FITS et donc d'assimiler et utiliser la résolution astrométrique pour placer d'autres objets dont il connaît les coordonnées. C'est pas mal... Tout ça en fin de post... Dans l'immédiat, les données et la photo: TS-CFAPO130, F= 731mm, f/5.6 avec réducteur 0.8x 11, 12, 13 et 19 août 2026 303x180 sec, total 15h09 ZWO 533MC pro, Asiair mini, OAG avec ASI 220 mini Monture AZEQ6 révisée 2025 Traitement Siril et SetiAstro, inclus BXT, NXT, SXT, VeraLux Les infos obtenues et résumées avec Chat GPT, après quelques séances de FAQ 😉. Les réponses sont à l'origine beaucoup plus riches, et en particulier à propos de la température du nuage, extrêmement froide. VdB 141 / Sh2-136 — CB 230 : résumé scientifique Région de formation stellaire dans la constellation de Céphée, à environ 340 parsecs, soit 1 110 années-lumière. 1. La nébuleuse et son environnement vdB 141 est une nébuleuse par réflexion : sa lumière provient d’étoiles proches, diffusée par les poussières interstellaires. Sh2-136 désigne la région nébuleuse plus étendue, comprenant des poussières obscurcissantes. CB 230, associé au nuage sombre L1177, est un cœur moléculaire dense où se forment de nouvelles étoiles. BD+67 1300 est une étoile visible qui contribue à l’éclairage de la nébuleuse. 2. Les jeunes étoiles IRS1 et IRS2 IRS1 (CB230-A) est une jeune source protostellaire encore profondément enfouie dans son enveloppe de gaz et de poussières. Elle accrète de la matière et produit un écoulement bipolaire (outflow). IRS2 / complexe CB230-B, à environ 10 secondes d’arc d’IRS1, correspond à une autre concentration de jeunes sources. L'association précise des différentes désignations reste moins certaine. 3. Les jets et les cavités L'outflow principal est orienté approximativement nord–sud céleste. Il comporte un lobe bleu, dont le gaz se rapproche de nous, et un lobe rouge, dont le gaz s'éloigne. Les structures k1 et k2, observées en infrarouge dans la raie du fer ionisé [Fe II], sont des régions de choc produites par le jet protostellaire. Le cône orangé visible sur ta photographie n'est pas le jet lui-même. Il s'agit vraisemblablement de lumière diffusée par les poussières situées sur les parois d'une cavité creusée par l'écoulement. 4. La zone bleu-violette inférieure Elle correspond probablement à une autre région de nébulosité par réflexion, où la lumière stellaire est diffusée par des poussières. Sa coloration dépend de la diffusion, de l'extinction par les poussières et du traitement de l'image. Elle n'indique donc pas directement la température du gaz. Cette interprétation est plausible, mais l'identification exacte de la structure reste moins assurée. 5. Le disque et l'enveloppe Un gradient de vitesse approximativement est–ouest, perpendiculaire à l'outflow, est compatible avec une enveloppe en rotation et éventuellement un disque circumstellaire. En revanche, nous ne pouvons pas en déduire de manière fiable le sens de rotation à partir de ta photographie. 6. Températures : pourquoi certaines régions brillent et d’autres restent sombres Le cœur moléculaire CB 230 est extrêmement froid : le gaz se situe généralement autour de 10 à 20 K (−263 à −253 °C) et les poussières vers 18 K (−255 °C). À ces températures, la matière n’émet pratiquement aucune lumière visible ; elle rayonne essentiellement dans l’infrarouge lointain et le domaine submillimétrique. Enfin, au voisinage immédiat des protostars et dans les chocs des jets, les températures peuvent devenir beaucoup plus élevées. Ces régions chaudes sont surtout étudiées grâce à leurs émissions infrarouges et à leurs raies spectrales, notamment celles du fer ionisé [Fe II]. 7. Quelques caractéristiques physiques Paramètre Valeur approximative Distance 340 pc / 1 110 a.l. Température du gaz moléculaire 10–20 K Température des poussières 18 K Température cinétique près de la jeune source 21 K Densité moléculaire n(H₂) 460 000 molécules/cm³ Masse du cœur 8 masses solaires Ces valeurs sont des estimations issues de différentes observations et modèles ; elles ne représentent pas nécessairement les mêmes volumes du nuage. Et l'illustration qui va avec: