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JB Gayet

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    Paris République
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    En cours d'acquisition d'un C11 HD

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  1. Les amas de galaxies sont connus pour contenir d'immenses réservoirs de gaz intergalactiques (Trinchieri et al., 2005), où la matière intergalactique est sujette à de violentes interactions de marées (Hickson 1982) causées par les forces gravitationnelles des galaxies membres entre elles. Ces interactions peuvent être observées par étude de la raie H I (hydrogène interstellaire neutre), qui révèle les flux générés par de nombreux objets. Il y a deux type différents d'émission intergalactiques H I : les "puits" et les "serpentins", dont le type dépend de la compacité du système. Dans les amas compacts, les forces gravitationnelles empêchent le gaz de s'échapper de l'espace entre les galaxies, et le milieu émetteur est généralement contenu dans un "puits de potentiel" entre elles. Inversement, les groupes lâches sont parfois appelés "streamers" parce que le gaz émetteur - faiblement lié aux membres du groupe - forme des ponts et des queues qui s'étendent alors loin dans l'intergalactique l'espace, comme dans le groupe M81 / M82 ou dans le groupe qui nous intéresse ici : le Triplet du Lion (Arp 317). Le triplet du Lion (aussi appelé le "groupe de M66") fait partie du "Groupe Lion I" dont il est un petite partie, amas de galaxies situé à environ 35 millions d'années-lumière dans le constellation du Lion (tiens donc). Le triplet regroupe les galaxies spirales M65, M66, et NGC 3628. Il s'agit de l'un des, si ce n'est le plus proche amas de type "streamer", ce qui en fait une cible idéale pour étudier ces bras de marée. - M65 (ou NGC 3623) est de type spirale intermédiaire SAB(rs)a de magnitude apparente 10.3. Elle fut découverte officiellement par Pierre Méchain en 1780, et probablement découverte indépendamment par Charles Messier, qui l'introduisit dans son catalogue d'objets diffus le 1er mars de la même année en la décrivant comme une nébuleuse avec le commentaire « elle est très faible et ne contient aucune étoile ». M65 est très proche de M66 et de NGC 3628 mais semble avoir été peu déformée par l'influence gravitationnelle de ses deux compagnes. Occupant une superficie de 8,7 par 2,5 minutes d'arc, c'est une galaxie pauvre en poussière et en gaz, et qui montre peu de signes de formation d'étoiles. - M66 (ou NGC 3627) est de type spirale intermédiaire SAB(s)b, de magnitude apparente 9.7, découverte elle aussi indépendamment par Pierre Méchain et Charles Messier en 1780. Membre le plus grand et le plus brillant du groupe, M66 mesure environ 95 années-lumière (taille apparente de 9,1 par 4,2 minutes d'arc) . Il est intéressant de noter que, contrairement à NGC 3384 / NGC 3368 du groupe Lion I, NGC 3623 (M65) et NGC 3627 (M66) ne présentent pas une évolution synchrone, l'âge moyen de leurs populations stellaires circumnucléaires étant effectivement sensiblement différent. Zwicky et Vorontsov-Vel'yaminov émettaient déjà l'hypothèse (en 1956 et en 1959 respectivement) que cette différence d'évolution devaient être liée au fait que NGC 3627 était en interaction avec une autre galaxie alors que NGC 3623 ne l'était pas. Des études photométriques et spectrales du centre de M66 ont permis d'observer des mouvements radiaux significatifs de gaz tandis que l'étude des étoiles et des gaz ionisés du centre de M65 montre une rotation plus stable. Pour autant, la composition chimique distincte du centre de M65 - relique de la formation d'étoiles anciennes - avec une forme de disque compact, dynamiquement froid et de rayon de 250 à 350 pc révèle qu'il n'a été formé pas plus tard qu'il y a 5 milliards d'années. - NGC 3628, aussi connue sous le nom de galaxie du Hamburger, est une galaxie spirale de type SAb pec découverte par William Herschel en 1784. De magnitude apparente 9.5 et d'un diamètre approximatif de 100 000 années-lumière, elle possède une excroissance d'approximativement 300 000 années-lumière due aux forces de marée. Vue de profil, la galaxie occupe une superficie de 15 par 3,6 minutes d'arc et est traversée par une large bande de poussière qui s'étire le long de son bord extérieur, cachant les étoiles jeunes dans les bras spiraux de la galaxie. Les trois galaxies du groupe ont toutes été affectées par des interactions gravitationnelles les unes avec les autres. Si M65 semble être celle qui a le moins subi de modifications lors de ces interactions, celles-ci sont plus évidentes dans les déformations des bras de spirales de M66, étirés, et qui ont un taux élevé d'activité de formation d'étoiles, mais aussi et surtout dans le disque gonflé et déformé de NGC 3628. Avec une queue de marée proéminente composée principalement de jeunes étoiles bleues, elle semble être la plus affectée des trois galaxies, sa queue de marée s'étendant sur 300 000 années-lumière ! De fait, une étude à 2.64 GHz de la queue de la marée avec le radiotéléscope d'Eiffelberg (100 m de diamètre) en 2013 avait suspecté l'existence d'une probable galaxie naine détectée par son champ magnétique, hypothèse confirmée en 2014 comme on le voit sur l'image ci-dessous. A la lecture de ce papier, j'étais assez fier de mon image, puisque l'on peut y voir cette galaxie naine, vue ici en crop et plus contrastée : Enfin tout ça, c'était jusqu'à ce que je tombe sur l'APOD du 9 mai 2015.... AU début je me suis dit, hé mais je vois beaucoup mieux le bras ! et puis j'ai zoomé dans l'image et là j'ai pleuré devant la finesse des détails... il y a des centaines de galaxies sur la photo originale Bref, ce hamburger aura bien satisfait mon appétit de ciel profond Sources : The Leo Triplet: common origin or late encounter? Radio continuum observations of the Leo Triplet at 2.64 GHz Neutral hydrogen observations of NGC 3628 https://apod.nasa.gov/apod/ap150509.html Discovery of a tidal dwarf galaxy in the Leo Triplet https://apod.nasa.gov/apod/ap110803.htm Matériel : Astro-Physics RH-305 + SBIG STX-16803 +A-P 1600 Lieu : New Mexique, USA. Astrodon Filtre L Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 18 x 600 Astrodon Filtre R Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 16 x 600 Astrodon Filtre G Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 15 x 600 Astrodon Filtre B Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 26 x 600 Total = 12.2 heures.
  2. C'est tellement vrai en médecine aussi....
  3. Magnifique, je confirme d'expérience, je ne suis pas allé aussi loin dans les temps de pose :))
  4. Sh2-290, aussi connue sous le nom Abell 31 est une ancienne nébuleuse planétaire de la constellation du Cancer, surtout visible en OIII pour sa portion centrale (émission par des atomes d’oxygène ionisés) et en H alpha pour sa portion périphérique. Une nébuleuse planétaire se forme lorsqu’une étoile de masse faible (jusqu’à 8 fois la masse solaire) expulse ses couches externes en fin de vie. Elle est estimée à environ 2000 années-lumière. Bien que ce soit l'une des plus grandes nébuleuses planétaires du ciel (7 parsecs), sa magntude est très faible ce qui en fait un objet difficile à photographier dans le spectre optique : Ce qui se confirme lors de la lecture des subframes : Ainsi, au final, cette nébuleuse tout en finesse nous offre en « SHO » : Avec un crop plus poussé encore : A tître de comparaison, l’image ci-dessous a été obtenue avec le télescope de 4 m du Myall du Kitt Peak National Observatory) (Hydrogène alpha [Ha]pour le rouge, Sulfure II [SII] pour le cyan et Oxygène III [OIII] pour le bleu) : Son étoile centrale est une petite naine blanche (environ 4 fois plus grosse que la Terre ou 0,04 fois la taille du Soleil), qui reste encore incroyablement chaude (environ 85 000 ° Celsius) ; en effet, à en juger par la vitesse à laquelle ses vents soufflent vers l'extérieur, l'étoile a probablement commencé à mourir il y a environ 130 000 ans, après un milliard d'années ou plus de vie normale.Elle garde une masse d’environ la moitié de celle du Soleil, ce qui laisse à supposer qu’elle devait faire initialement pas loin de deux fois la masse solaire. La nébuleuse se déplace dans l'espace à une vitesse relativement élevée. La direction du mouvement est vers la partie sud du nuage (haut de l’image). Cette partie sud est nettement définie par une onde de front à arc large où les gaz et la poussière sont comprimés par l'interaction avec le milieu interstellaire environnant. Le gaz qui se dirige dans la direction opposée se déplace « sous le vent » et reste relativement intact, rendant les limites septentrionales de la nébuleuse plutôt diffuses. EDIT : haaa mais ça, je découvre que ça a déjà été raconté ici : https://www.webastro.net/forums/topic/162120-sh2-290-en-narrow-band/. Bon, bah doublon Il est intéressant de noter qu’il a été évoqué que Sh2-290 - Abell 31 soit initiée d’une étoile double (Ciardullo et al. en 1999, en se fondant sur des mesures photométriques sur le « compagnon » résolu), qui ont par la suite été corrigées (De Marco et al. 2013, The binary fraction of planetary nebula central stars – I. A high-precision, I-band excess search in MNRAS 428, 2118–2140 (2013). La morphologie plutôt ronde de cette nébuleuse planétaire allait plutôt à l’encontre de cette hypothèse. Voilà, ce sera tout pour aujourd'hui. Couché à pas d'heure cette nuit encore à gérer des problèmes et en Espagne (focuseur en panne) et aux US... Honnêtement, le remote, c'est loin d'être simple quand on est contraint d'en faire... JB
  5. Joli champ et couleurs riches.
  6. Oui oui tout à fait et pour le coup j'assume assez bien le truc vu que 1) c'est du matériel localisé au Nouveau Mexique (suite à cet hiver, autant doubler les continents) 2) c'est effectivement un leasing en équipe vu le prix du matériel, pas question de s'équiper avec ça sans être sůr que ça corresponde à ce que je me donne comme objectif 3) j'ai installé mon premier tube En Espagne et je sais ce que c'est d'installer un télescope 4) je mets au défi quiconque de se taper de trimballer ce matos et de se faire l'installation en speed (et non, je n'ai pas de jardin à République ;)) ). Bref oui c'est du remote (deja annoncé sur le forum d'en face depuis longtemps d'ailleurs) mais c'est et une question de qualité de matériel et une question de qualité de ciel. On touche toujours au même problème pour les astrams : dissociation moyens financiers / ciel / météo... bah oui j'aime l'astrophoto mais je vis à Paris
  7. Ooops pardon, comme précisé dans l'édition, j'ai oublié le principal à 03H du mat. Merci
  8. Située au SSE à 3.5° de Capella (α Aurigae), dans la constellation du Cocher, Sh2-224 est un résidu de supernova survenue entre 13 000 à 24 000 ans, formée de deux structures nébuleuses filamenteuses complexes. Elle est estimée située à 14 700 AL de distance. Sh2-224 a un aspect assez asymétrique inhabituel, avec une première structure « en coque » de rayon d'environ 25 parsec situé au sud-ouest de la seconde structure, en forme d’arc, dont l’aspect suggère que la composante sud-ouest de la supernova s’est développée dans une zone de densité et/ou de température différente. Première acquisition : Astro-Physics RH-305 + SBIG STX-16803 +A-P 1600 S = 18 x 1200 H = 26 x 1200 O = 24 x 1200 Traitement par Astro Pixel Processor Seconde acquisition : Astro-Physics RH-305 + SBIG STX-16803 +A-P 1600 R = 13 x 300 G = 24 x 300 B = 12 x 300 H = 26 x 1200 Traitement par Astro Pixel Processor Etiquetée VRO 42.05.01 avec une première description par Dickel, McGuire, et Yang en 1965 puis Willis en 1972, complétée par van den Bergh, Marscher et Terzian dans An Optical Atlas of Galactic Supernova Remnants, in Astrophysical Journal Supplement, vol. 26, août 1973. Ci-dessous, le cliché publié à l’époque : Sh2-224 vue par ROSAT (télescope spatial allemand dédié à l'observation des rayons X mous) montre en fausses couleurs le spectre X de Sh2-224 (lignes) couplé au continuum radio de la source centrale (en insert). Les rayons X présentent une énergie située entre 0.5 keV et 2 keV, genre d’informations qui ne pouvait que plaire au radiologue que je suis ;) qui sont probablement produits par émission par un gaz chaud (température estimée : 8.5 millions de degrés Celsius ( !) ). Il est intéressant de noter que l’image radio a un aspect plus brillant en périphérie alors que l’image en rayon X est plus lumineuse à l’intérieur et plus faible en périphérie, ce qui est ‘typique’ (si si). Le profil d’intensité (représentée par la ligne verte dans l’image, qui bissecte en gros le SNR dans son axe de symétrie) est représenté par la courbe rouge en bas de l’image et montre un pic abrupt d’intensité dans la portion blanche de l’image. Ce spot blanc pourrait être dû à une augmentation de l’émission de rayons X provoquée par l’onde de choc de la supernova alors qu’elle ‘dévore’ un nuage interstellaire. La morphologie particulière de ce SNR résulterait de l'éruption d'un SNR sphérique (la partie supérieure gauche) dans une région de très faible densité. Le SNR s'est ensuite rapidement étendu dans cette cavité de faible densité dans le milieu interstellaire, produisant la composante «aile» plus grande dans la moitié inférieure droite de l'image. Van den Bergh, Marscher et Terzian évoquaient eux une température différente. Sources : Van den Bergh, Sidney; Marscher, Alan P.; Terzian, Yervant, An Optical Atlas of Galactic Supernova Remnants, in Astrophysical Journal Supplement, vol. 26, août 1973, p. 19, DOI:10.1086/190278 https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/rosat/gallery/snr_vro.html
  9. Merci de votre aide Bon bizarrement je retraite les images ce matin et cette saturation n'apparaît plus .. Je ne sais pas ce que j'ai fait de différent car il y a tellement de paramètres qui entrent en compte @Davidastro : quand tu dis pousser le gain, tu veux dire à l'acquisition je suppose ? Je n'ai pas encore considéré ce réglage dans le logiciel d'ATIK, qui est mis en "auto". Ce réglage n'apparaît d'ailleurs pas non plus dans CCD Autopilot. @Christiand : effectivement, a posteriori, non
  10. Bonjour, Malgré une recherche sur ce forum où le problème est plusieurs fois évoqué, je ne trouve pas de réponse à "comment éviter la saturation du centre des étoiles" ? Sur le zoom de l'image ci jointe, on voit bien le problème. Ce qui m'étonne, c'est que c'est sur une pose de 60 secondes seulement... Matériel : ATIK 4000 M avec filtre L, C11Edge HD, session d'entrainement sur M1. http://www.webastro.net/constellia/image_pleine.php?photo=70764
  11. Ca doit être top à voir en vrai Joli champ pour un très beau rendu !
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