Magellan_Team

@polorider : ce sont des globules de Bok(https://fr.wikipedia.org/wiki/Globule_de_Bok). Content qu'elle t'ait plue ;-)

@Floastro @Pierre @sebseacteam @phil1789 : Merci de vos commentaires, c'est vrai que le remote conjugué à un ciel comportant de nombreuses nuits exploitables permet beaucoup d'heures de pose ! (même si cette année el niño nous fait des misères !!)

@La Louche du Nord : C'est ce qu'on s'était dit aussi après avoir traité l'image, il en manque une !! ;-) @francois58 : Oui, c'est un bel objet ;-)

Salut les astrams !;-) Nous poursuivons le vide-grenier avec cette image du cœur de la Rosette, shootée depuis le site de Deep Sky Chile au Chili. Il s’agit en réalité d’un recadrage central d'une mosaïque de 4 panneaux que nous avons réalisée mais non encore publiée (ce qui explique le nombre total d'heures de pose !). L’image est en SHO-RVB avec constitution d’une « superluminance » basée sur le Ha et le SII, traitement à part des étoiles en RVB et de la nébuleuse en SHO… puis rassemblement de tout ce petit monde. Nous vous conseillons toujours d’aller voir la full sur Astrobin : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=lyrazc#fullscreen Pour les détails d’acquisition, ils sont dans le tableau ci-dessous. En espérant qu’elle vous plaise !;-) Marian, Lolo, Gégé, Jean, Dave et Jean-Mi Pour les curieux, quelques infos glanées sur le Web, colligées par Claude : La nébuleuse de la Rosette (NGC 2237 · Caldwell 49 · Sh2-275) Amas central : NGC 2244 · Caldwell 50 Un anneau d’hydrogène dans la Licorne La Rosette dessine dans la Licorne une couronne rougeoyante de plus d’un degré (80′ × 60′), à quelques degrés à l’est de Bételgeuse. Elle reste accessible depuis les deux hémisphères. Elle se photographie surtout de novembre à mars, avec un optimum en début d’année. Une découverte en plusieurs morceaux Flamsteed note l’amas central en 1690 sous le nom de « 12 Monocerotis ». Les Herschel, puis Albert Marth (1864) et Lewis Swift, en repèrent ensuite les différentes parties. Les dates exactes varient selon les sources. Ces découvertes successives expliquent le nombre de numéros NGC pour un seul objet : NGC 2237, 2238 et 2246 pour la nébuleuse, NGC 2244 pour l’amas. Une pouponnière sculptée par ses étoiles La Rosette est une région H II géante. Sept étoiles O (de O4 à O9), dont HD 46223 (O4) et HD 46150 (O5), y ionisent le gaz. L’amas n’a qu’environ 2 millions d’années. Leurs vents et leur rayonnement ont creusé une cavité centrale d’environ 4 à 5 pc de rayon, bordée d’une coquille de gaz et de poussières. Ce creusement pose une énigme. Le gaz chaud détecté en rayons X ne représente qu’environ 10 % de l’énergie des vents, et le reste s’échappe sans doute. Des simulations récentes (Wareing et al. 2018) montrent qu’un nuage mince et magnétisé suffit à expliquer une cavité de cette taille en moins de 2 millions d’années. La Rosette est aussi un laboratoire de formation d’étoiles induite. Les cartes Herschel montrent des gradients de température et de densité depuis le front d’ionisation. Les jeunes étoiles y sont plus jeunes à mesure qu’on s’éloigne de l’amas, et un arc d’étoiles naissantes évoque un déclenchement par les étoiles O. Les amas plus profonds semblent pourtant peu affectés. À quelle distance ? Entre 1,4 et 1,6 kpc selon les mesures (Gaia EDR3 : 1421 pc), soit environ 4600 à 5200 années-lumière. À cette distance, l’anneau mesure environ 115 années-lumière. Pour l’imageur Le champ impose une courte focale : environ 360 mm au maximum en APS-C pour ne rien rogner. L’Hα domine, l’[O III] est fort près de la cavité, et le [S II], plus faible, s’étend vers les bords. Cette structure donne beaucoup de relief en palette SHO, et la HOO fonctionne aussi. Les étoiles brillantes de l’amas ont des halos à soigner. Les globules sombres et les piliers qui bordent la cavité se prêtent à une mosaïque en longue focale. Pour aller plus loin Townsley, L. K., et al. 2003, The Astrophysical Journal, 593, 874. Schneider, N., et al. 2010, Astronomy & Astrophysics, 518, L83 † Mužić, K., et al. 2019, The Astrophysical Journal, 881, 79. Wareing, C. J., et al. 2018, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 475, 3598. Maíz Apellániz, J., et al. 2022, Astronomy & Astrophysics, 657, A131

@shibon @phil1789 : Oui nous aussi aimons de plus en plus ces nébuleuses sombres, mais elles ne sont pas toujours faciles à traiter ! contents qu'elle vous ait plue ;-)

@gadac et @toumreg83 : merci pour vos commentaires et ravis qu'elle vous ait plue ! @Archer92,@ francois58, @lionthom, @Hubus, @Pascal76, @solfra, @phil1789, @Elgood, @Tiyann : contents que vous ayez apprécié cette image

Hello les astrams , Nous continuons de purger notre stock de photos non publiées avec cette fois la Nébuleuse du poulet qui court ! bon, à vrai dire, on a un peu de mal à voir le poulet... mais la nébuleuse est jolie : environ 87 heures de pose depuis le site chilien de Deep Sky Chile, assemblage SHO-RVB. Tous les détails d'acquisition sont dans le tableau ci-dessous. Comme toujours, nous vous conseillons d'aller voir la full sur Astrobin, ça se passe ici : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=5qd0fe#fullscreen En espérant qu'elle vous plaise, ciel clair à tous ! Marian, Jean-Mi, Jean, Lolo, Gégé et Dave Pour les curieux, des infos glanées sur le web avec la participation de l'ami Claude : IC 2944 1. Titre et surnom. IC 2944, la région H II RCW 62 et l’amas Collinder 249, surnommés « nébuleuse du Poulet qui court » (Running Chicken Nebula) ou nébuleuse de λ Centauri. L’objet est aussi Caldwell 100. Le complexe regroupe plusieurs composantes : IC 2944, IC 2948 et la nébuleuse plus faible IC 2872. Les travaux récents notent que la région principale est en fait IC 2948. 2. Position dans le ciel. Constellation du Centaure, HD 101205 à α ≈ 11h 38m 20s, δ ≈ −63° 22′ (J2000), soit l ≈ 294,8°, b ≈ −1,6°. Repères : λ Cen (B9 II, mag ≈ 3,1) à environ 0,5° au nord-nord-ouest, et HD 101205, cœur du groupe d’étoiles O. L’objet est circumpolaire au sud de 27° S et inobservable depuis la France (culmination ≈ −17° à Marseille). À 35° S il culmine à environ 62°. La meilleure période va de mars à juin, avec une culmination à minuit fin mars. 3. Histoire de sa découverte. L’attribution est incertaine : une source cite Frost (plaque d’Arequipa, Index Catalogue II, 1908), une autre John Herschel (1834). À vérifier avant publication. Les étapes établies sont : 1931 : Collinder inscrit l’amas dans son catalogue d’amas ouverts. 1947 : Bok & Reilly décrivent les globules sombres. 1950 : A. D. Thackeray repère les globules qui portent son nom. 1965 : Thackeray & Wesselink publient la première étude photométrique et spectroscopique étendue. 4. Nature et intérêt astrophysique. C’est une région H II géante, ionisée par un groupe d’étoiles O, avec des nuages moléculaires résiduels et des globules de Bok. Étoiles ionisantes (Sana et al. 2011 ; Walborn 1973) : HD 101205 (O7 IIIn((f)), système multiple), HD 101190 (composite O4 V((f)) + O7 V), HD 101131 (O6,5 V((f)) + O8,5 V), HD 101436 (O7 V + O6,5 V), HD 101298 (O6 III((f))). La fraction minimale de binaires spectroscopiques parmi les 14 étoiles O étudiées est de 0,57. Âge et structure : Baume et al. (2014) trouvent deux groupes jeunes d’environ 3 Ma, à 2,3 et 3,2 kpc, avec une population pré-séquence principale (≈ 1100 et ≈ 500 M☉), plus un groupe en arrière-plan à environ 8 kpc. L’unité physique de l’amas a été débattue : Perry & Landolt (1986) y voyaient une superposition de champ, Walborn (1987) et Sana et al. (2011) un amas physique pour les étoiles O. Globules de Thackeray : Reipurth et al. (1997) n’y trouvent aucune formation stellaire. Reipurth et al. (2003) y voient les restes d’une trompe d’éléphant érodée. Un preprint ALMA (Fernández-López et al.) identifie 46 globules, dont 12 nouveaux. Au moins 5 montrent des signes d’effondrement possible, et leurs gradients de vitesse s’expliquent par un « effet fusée » dû à la photo-évaporation. 5. Distance. Elle a longtemps été disputée. Les valeurs de référence sont : ≈ 2,0 kpc (Thackeray & Wesselink 1965) ; 1,8 kpc (Reipurth et al. 1997) ; 2,3 ± 0,3 kpc, soit ≈ 7500 al (parallaxes spectroscopiques, Sana et al. 2011) ; 2331 ± 30 pc, soit ≈ 7600 al, pour 11 étoiles massives avec Gaia DR3 (preprint de Fernández-López et al.). Les étoiles OB du champ s’étalent de 1,6 à 2,6 kpc. Le complexe se situe au bord interne du bras de la Carène (bras Sagittaire-Carène). 6. Pour l’imageur. Brillance de surface : élevée pour une région H II du Sud (mag ≈ 4,5 pour l’ensemble). L’Hα domine. Je n’ai pas de mesure publiée pour l’O III et le S II. Filtres : Hα, O III et S II en bande étroite, avec des étoiles en RVB. Une palette SHO ou HOO convient. Globules de Thackeray : l’ensemble mesure environ 7′ et le plus grand globule environ 35″ × 60″. Il faut une longue focale (≥ 1 m) et un bon seeing. Pièges : halos autour de λ Cen et de HD 101205, surtout en O III. Composition : le champ de RCW 62 s’étend sur environ 1 deg², avec IC 2948 au sud-est, IC 2872 et les lanes sombres. La forme « poulet » apparaît sur 1° à 1,5°. 7. Références. Bok, B. J., Reilly, E. F. 1947, ApJ, 105, 255. Thackeray, A. D. 1950, MNRAS, 110, 524. Thackeray, A. D., Wesselink, A. J. 1965, MNRAS, 131, 121. Walborn, N. R. 1973, AJ, 78, 1067. Perry, C. L., Landolt, A. U. 1986, AJ, 92, 844. Walborn, N. R. 1987, AJ, 93, 868. Reipurth, B., et al. 1997, A&A, 327, 1185. Reipurth, B., Raga, A., Heathcote, S. 2003, AJ, 126, 1925. Sana, H., James, G., Gosset, E. 2011, MNRAS, 416, 817. Baume, G., et al. 2014, MNRAS, 443, 411. Gaia Collaboration 2023, A&A, 674, A1. Fernández-López, M., et al. 2025, preprint arXiv:2508.15115.

Bonjour les Astrams ;-) On a pas mal de retard dans nos publications, voici aujourd’hui cette belle région d’Orion, combinant du Ha, des nuages de poussières et une nébuleuse bleutée ! Encore un objet qui a nécessité beaucoup d’heures de traitement pour de multiples versions avant d’aboutir à celle-ci ! Image prise depuis le Chili (Deep Sky Chile) sur deux ans… Vous trouverez les détails d’acquisition dans le tableau ci-dessous, et bien entendu on vous recommande vivement d’aller voir la full sur Astrobin : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=3hyhj8#fullscreen En espérant qu’elle vous plaise ! Ciel clair à tous Marian, Jean-Mi, Lolo, Jean, Gégé et Dave Pour les curieux, voici des données glanées sur le net et ordonnées par l’ami Claude : 1. Titre et surnom. LDN 1584, nébuleuse obscure du Lynds’ Catalogue of Dark Nebulae (1962), étroitement associée à la nébuleuse par réflexion Cederblad 51 (Ced 51). Les imageurs la présentent souvent comme « Ced 51 / LDN 1584 ». Elle n’a pas de surnom établi. Elle appartient au complexe Sh2-264 (anneau de λ Orionis). Les nuages voisins sont Barnard 30, 31 et 32, ainsi que LDN 1577 et LDN 1580 à 1583. Aucune publication à comité de lecture ne lui est consacrée à ma connaissance. 2. Position dans le ciel. Constellation d’Orion, près de la limite nord de l’anneau de λ Orionis. Coordonnées approximatives : α ≈ 05h 31m, δ ≈ +12° 20′ (J2000), déduites de champs résolus d’imageurs et de la position de Ced 51. Repères : Meissa (λ Ori) à environ 2,5° au sud, Barnard 30 à environ 0,5° au nord, les étoiles 37, 39 et 40 Ori et φ¹, φ² Ori dans les champs larges. La culmination est de 59° à Marseille et d’environ 43° à 35° S. La meilleure période va d’octobre à mars, avec une culmination à minuit mi-décembre. 3. Histoire de sa découverte. LDN 1584 provient du catalogue de Beverly Turner Lynds (1962), qui recense 1802 nuages obscurs relevés visuellement sur les épreuves du Palomar Observatory Sky Atlas, avec une opacité estimée de 1 à 6. La nébuleuse par réflexion porte le nom de Cederblad (catalogue de 1946, date à vérifier). Sh2-264 figure dans le catalogue de Sharpless (1959). L’anneau de λ Orionis a été cartographié en CO par Maddalena & Morris (1987), qui l’expliquent par un vent stellaire et une région H II en expansion. Cunha & Smith (1996) ont ensuite proposé une origine par supernova. 4. Nature et intérêt astrophysique. C’est un nuage obscur, un amas dense de gaz froid et de poussières qui masque les étoiles d’arrière-plan. Il se détache en silhouette sur l’émission Hα de Sh2-264 et sépare les deux lobes bleus de Ced 51. - Environnement : l’anneau de λ Orionis entoure l’amas Collinder 69. La population de faible masse a environ 5 Ma et les étoiles massives environ 6 Ma. L’origine de l’anneau reste débattue. Un vent d’étoile O (Maddalena & Morris 1987) ou une supernova (Cunha & Smith 1996 ; Dolan & Mathieu 1999, 2001, 2002) ont pu le façonner, avec des dates d’explosion de 0,3 à 1 Ma. Schlafly et al. (2015) montrent que le complexe d’Orion A et B s’inscrit dans un grand anneau de poussière d’environ 100 pc. L’anneau de λ Orionis en est un voisin plus petit, à peu près à la même distance. Rien n’indique que LDN 1584 appartienne au grand anneau. - Formation d’étoiles : le nuage voisin Barnard 30 contient des objets de Herbig-Haro, des étoiles T Tauri et des naines brunes d’âge 2 à 3 Ma (Huélamo et al. 2017 ; Barrado et al. 2018). Aucun article ne décrit le contenu stellaire de LDN 1584 elle-même. - Ced 51 : deux lobes bleus de réflexion, avec un signal d’émission quasi nul selon les imageurs. 5. Distance. Elle n’est pas mesurée. En supposant l’appartenance à l’anneau de λ Orionis, on retient environ 400 pc (≈ 1300 al). Ansdell et al. (2020) adoptent cette valeur à partir de la moyenne Gaia DR2 des membres de l’amas, 404 ± 4 pc, qu’ils attribuent à Kounkel et al. (2018). Je n’ai pas retrouvé ce chiffre dans l’article de Kounkel. Les estimations plus anciennes par séquence principale donnent 450 ± 50 pc (Dolan & Mathieu 2001). 6. Pour l’imageur. Brillance de surface : très faible, car un nuage obscur ne se révèle que par contraste avec un fond diffus. Les images détaillées que j’ai trouvées cumulent de 18 à 54 h, parfois sous ciel Bortle 2/3. Filtres : en RVB, Ced 51 apparaît en bleu et les poussières sont éclairées par les étoiles. En Hα (3 à 4 nm ou L-Ultimate), le nuage se détache en ombre sur l’hydrogène. Un HaRVB combine les deux. Le [S II] apporte peu. 7. Références. 1. Lynds, B. T. 1962, The Astrophysical Journal Supplement Series, 7, 1. 2. Sharpless, S. 1959, The Astrophysical Journal Supplement Series, 4, 257. 3. Maddalena, R. J., Morris, M. 1987, The Astrophysical Journal, 323, 179. 4. Cunha, K., Smith, V. V. 1996, Astronomy & Astrophysics, 309, 892. 5. Dolan, C. J., Mathieu, R. D. 1999, The Astronomical Journal, 118, 2409. † 6. Dolan, C. J., Mathieu, R. D. 2001, The Astronomical Journal, 121, 2124. † 7. Dolan, C. J., Mathieu, R. D. 2002, The Astronomical Journal, 123, 387. 8. Kounkel, M., Covey, K., Suárez, G., et al. 2018, The Astronomical Journal, 156, 84. 9. Schlafly, E. F., Green, G., Finkbeiner, D. P., et al. 2015, The Astrophysical Journal, 799, 116. 10. Huélamo, N., de Gregorio-Monsalvo, I., Palau, A., et al. 2017, Astronomy & Astrophysics, 597, A17. 11. Barrado, D., de Gregorio Monsalvo, I., Huélamo, N., et al. 2018, Astronomy & Astrophysics, 612, A79. 12. Ansdell, M., Haworth, T. J., Williams, J. P., et al. 2020, The Astronomical Journal.

@Pascal79, sebseacteam, T350 et toumreg83 : merci pour vos commentaires, ça fait plaisir car elle nous a donné du fil à retordre au traitement ! @Elgood, lionthom, La Louche du Nord, Hubus, TuxAstro, phil1789 : ravis qu'elle vous ait plue

Bonjour les astrams ! Nous vous présentons cet objet situé dans le Taureau, imagé depuis le site de Deep Sky Chile au Chili. Il a été particulièrement difficile à traiter pour deux raisons : l’intensité des nuages est faible, alors qu’en revanche il a plusieurs étoiles très brillantes dans le champ. Une quarantaine d’heures ont été nécessaires pour aboutir à cette photo en LRVB et Ha. Vous trouverez les détails d’acquisition et le matériel utilisé dans le tableau ci-dessous. Comme d’habitude nous vous recommandons d’aller voir la full sur Astrobin : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=fyd3s2#fullscreen En espérant qu’elle vous plaise 😉 Ciel clair à tous Marian, Gégé, Jean-Mi, Lolo, Dave et Jean Pour les curieux voici des informations glanées sur la Toile avec le concours de Claude : NGC 1555 / NGC 1554 — La nébuleuse variable de Hind et le système T Tauri Position dans le ciel Cette région se situe dans la constellation du Taureau, à environ 1,7° au nord-ouest de ε Tauri (mag. 3,5), sommet nord des Hyades — un champ riche, entre les Hyades et les Pléiades. Le centre du champ est occupé par l'étoile T Tauri elle-même (RA 04h 21m 59s, Dec +19° 32′), entourée de son cortège de nébulosités. La distance au système est aujourd'hui bien établie par Gaia à environ 144 pc, soit ~470 années-lumière [8]. Histoire de la découverte NGC 1555 fut découverte par l'astronome britannique John Russell Hind le 11 octobre 1852 : ce fut la toute première nébuleuse dont on confirma la variabilité de luminosité, d'où son nom de « nébuleuse variable de Hind ». Elle disparut de la vue dans les années 1860. En 1868, Otto Wilhelm von Struve repéra un second nuage, à environ 4′ à l'ouest-sud-ouest, confirmé par Heinrich d'Arrest — catalogué NGC 1554. Cette « nébuleuse perdue de Struve » ne fut jamais revue après le XIXe siècle, malgré une tentative de repositionnement par Edward Barnard en 1890. Un troisième nuage, repéré par Sherburne Burnham en 1890 tout près de l'étoile, porte aujourd'hui son nom. Le système T Tauri : une étoile prototype, en réalité triple T Tauri est l'étoile prototype de toute une classe d'étoiles jeunes pré-séquence principale. Ce n'est pas une étoile unique mais un système triple (T Tau N, T Tau Sa, T Tau Sb), encore en cours de formation, activement observé en optique adaptative (VLT-SPHERE, LBT-LUCI) [5]. Les nébulosités historiques (NGC 1555, NGC 1554, nébuleuse de Burnham) sont des nébuleuses par réflexion, dont la variabilité est liée au passage de nuages de poussière denses devant les étoiles. Deux flots internes, un flot géant : la vraie cartographie Herbig-Haro Une précision importante par rapport aux appellations courantes du grand public : le système héberge deux flots internes perpendiculaires, cartographiés en détail par spectroscopie longue-fente [2, 3] : HH 155, orienté est-ouest, issu de T Tau N, se prolonge jusqu'à la nébuleuse de Hind elle-même (20-30″ de l'étoile) ; HH 255, orienté nord-sud, issu de la source infrarouge T Tau S, se prolonge sur une bien plus grande échelle en un flot géant : HH 355, dont les deux lobes (nord et sud) s'étendent à environ 20′ de l'étoile, soit près de 1,5 pc de part et d'autre du système [1]. Les zones observées au-dessus et en dessous de NGC 1555 en Hα Ce sont donc les deux lobes du grand flot HH 355, issu du flot interne HH 255. En supposant une vitesse tangentielle typique de 100 km/s pour ce type d'objet, un âge dynamique de quelques milliers d'années est proposé pour ces structures [1]. Une hypothèse dynamique séduisante, proposée par Reipurth (2000) [4] et discutée dans des travaux récents [6], suggère que ce système triple non hiérarchique serait en cours de réorganisation : T Tau N aurait été éjecté d'une orbite proche du couple T Tau S lors de rencontres rapprochées successives, chacune ayant pu générer une paire de nœuds d'émission dans les lobes de HH 355 — une véritable chronologie fossile de l'activité dynamique du jeune système, visible directement en Hα. Autres objets intéressants du champ NGC 1554 (nébuleuse perdue de Struve) : toujours recherchée sur la zone calculée par Barnard, sans certitude de détection actuelle. Nébuleuse de Burnham : petit nuage tout proche de T Tauri. Diverses nébulosités obscures et LBN du nuage moléculaire du Taureau, dans lequel s'inscrit l'ensemble du système. Pour l'imageur La couche Hα est ici la clé de lecture scientifique de l'image : elle révèle simultanément le nuage central variable et les traces fossiles des éjections successives du flot géant HH 355 — un cas d'école rare et accessible en astrophotographie amateur pour visualiser concrètement la dynamique d'un système stellaire triple en formation. Références Reipurth, B., Bally, J., & Devine, D. (1997), Giant Herbig-Haro Flows, AJ, 114, 2708. Solf, J., Böhm, K.H., & Raga, A.C. (1988) — cinématique des flots internes HH 155/HH 255. Böhm, K.H. & Solf, J. (1994), ApJ, 430, 277. Reipurth, B. (2000), AJ, 120, 3177. Kasper, M., Santhakumari, K.K.R., Herbst, T.M., et al. (2020), A triple star in disarray — Multi-epoch observations of T Tauri with VLT-SPHERE and LBT-LUCI, arXiv:2011.06345. Is T Tauri North a "Classical" T Tauri Star?, ApJ (2020), arXiv:2006.10139. On the Nature of the T Tauri Triple System, arXiv:2009.03861. Gaia Data Release (DR2/DR3), mesure de distance du système T Tauri.

Belle trompe, avec une palette couleur très sympa. Peut-être un poil trop de renforcement des détails qui accroche l'œil lorsqu'on est sur la full, mais c'est vraiment pour chipoter !! c'est une très belle image, bravo !

Belle prise, félicitations !

Jolie shoot, bravo !

@QSO et Pascal76 : Merci pour vos commentaires et ravis qu'elle vous ait plue @Lespius : Merci pour ton analyse. Le traitement, en particulier le passage en non linéaire est toujours un moment "sensible", car ,quand tu cumules autant d'heures de pose, i l y a du signal presque partout ! il faut même masquer les zones les plus brillantes sous peine de les cramer. cela participe certainement aux contrastes assez forts présents... et on essaie de limiter l'utilisations du BlurX ! @Bross84 : Contents qu'elle t'ait plue

Salut les astrams, Nous refaisons un passage sur une cible que nous avions imagée il y a quelques années, mais nouveau capteur, nouveaux filtres, nouveaux Process dans Pix... ça valait la peine d'essayer de lui tirer à nouveau le portrait ! Donc, voici 81 heures de pose en SHO avec étoiles en RVB. Prétraitement et traitement dans Pixinsight, post-traitement dans Affinity (mixage des composantes Luminance, couleur nébuleuse et couleur des étoiles). Le tableau détaillé d'acquisition est ci-dessous... et comme d'habitude nous vous recommandons d'aller voir la full sur Astrobin : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=n7vatp#fullscreen Ciel claire à tous, en espérant qu'elle vous plaise ! Marian, Jean-Mi, Gégé, Lolo, Dave et Jean Quelques éléments scientifiques sur la région (recherche internet et synthèse avec l'ami Claude) : NGC 3576 / NGC 3603 — La région de la Statue de la Liberté Position dans le ciel Cette portion de ciel est centrée dans la constellation australe de la Carène, autour de RA 11h 13m, Dec −61° 20′, sur le bras spiral Carène-Sagittaire de la Voie lactée. Un champ d'environ 1,7° × 1,2° permet d'embrasser en une seule image l'ensemble du complexe nébuleux NGC 3576 (la « Statue de la Liberté ») et son voisin apparent NGC 3603, à environ 30′ l'un de l'autre [1, 2]. Histoire de la découverte John Herschel observa cette région dans les nuits du 14 et 16 mars 1834, depuis le Cap de Bonne-Espérance. N'y résolvant pas une structure unique, il identifia six nœuds brillants distincts au sein de NGC 3576 (NGC 3576, 3579, 3581, 3582, 3584, 3586, aujourd'hui regroupés sous RCW 57), et nota le même jour un « amas globulaire et nébuleuse » qui deviendra NGC 3603. Le surnom de « Statue de la Liberté » fut proposé en 2009 par l'astrophotographe Steve Mazlin. Deux régions H II jumelles… mais sans lien physique NGC 3576 et NGC 3603 sont deux pouponnières d'étoiles massives indépendantes, simplement projetées dans la même direction. NGC 3576 se trouve à environ 2,8 kpc (~9 000-9 800 années-lumière) [3, 4, 5], tandis que NGC 3603 est nettement plus lointaine : les mesures Gaia DR3 les plus récentes donnent 6 250 ± 150 pc (~20 400 années-lumière) [6], cohérentes avec les estimations antérieures de 6,3 à 7,6 kpc [7, 8]. NGC 3603 abrite l'un des amas de jeunes étoiles les plus denses et massifs de la Galaxie, centré sur le système multiple Wolf-Rayet HD 97950 [8]. NGC 3576, plus proche, présente des filaments et globules de Bok sculptés par les vents stellaires ; un amas embarqué d'environ 130 sources infrarouges y a été identifié, dont une cinquantaine d'étoiles de type antérieur à A0 [9, 10]. Sher 25 : un analogue apparent du progéniteur de SN 1987A À 20″ au nord de HD 97950, la supergéante bleue Sher 25 (type B1.5 Iab) est entourée d'une nébuleuse bipolaire en sablier, avec anneau équatorial et lobes polaires, très proche en taille et en morphologie de la structure d'anneaux qui entourait SN 1987A avant son explosion [11, 12]. Un article récent utilisant les données Gaia DR3 (Weßmayer et al. 2023) [6] conclut cependant que Sher 25 se situe en réalité au premier plan de l'amas NGC 3603 et n'y est physiquement pas rattachée — la nébuleuse en sablier n'étant pas affectée par les vents des étoiles de l'amas. L'étoile reste néanmoins un analogue morphologique précieux du progéniteur de SN 1987A, indépendamment de son appartenance ou non au même amas. Autres particularités du champ Binaires Wolf-Rayet à vents en collision : au cœur de NGC 3603, l'étoile A1 (WR 43a) est une binaire à éclipses de période 3,77 jours, et l'étoile C (WR 43c) une binaire spectroscopique de période 8,89 jours — deux des rares systèmes de ce type aussi précisément caractérisés dans la Galaxie [13, 14]. Pulsar et cavité de supernova : à ne pas confondre avec PSR J1114-6100 (proche de NGC 3603, sans association établie [15]), c'est le jeune pulsar PSR J1112-6103 (période 65 ms, âge < 10⁵ ans), situé près de NGC 3576, qui est associé à une possible cavité de vestige de supernova et à une nébuleuse de vent de pulsar candidate [9, 16]. Émission gamma non thermique : la région de NGC 3603 est une source de rayons gamma, probablement alimentée par la puissance cinétique cumulée des vents des étoiles Wolf-Rayet plutôt que par un vestige de supernova, le système étant jugé trop jeune pour en contenir un [15]. Nébuleuse planétaire PN G291.4-00.3 : découverte en 2000 à proximité de NGC 3603, une nébuleuse planétaire de type I à excitation élevée, riche en hélium et en azote [17]. Références Astrodrudis, NGC 3576 and NGC 3603, Active Star Birth Sites (séparation angulaire, contexte général). de Pree, C.G. et al. (1999), NGC 3576 and NGC 3603: Two Luminous Southern H II Regions Observed with the ATCA, ApJ. Figuerêdo, E. et al. (2002), AJ, 124, 2049. Townsley, L. et al. (2011), An X-ray Tour of Massive Star-Forming Regions with Chandra. Kuhn, M.A. et al. (2019), A Multiwavelength Look at Galactic Massive Star Forming Regions, arXiv:1808.00454 (distance Gaia 2,77 ± 0,31 kpc). Weßmayer, D., Przybilla, N., Ebenbichler, A., et al. (2023), The blue supergiant Sher 25 revisited in the Gaia era, A&A, arXiv:2308.06164. Crowther, P.A. & Dessart, L. (1998). Melena, N.W. et al. (2008), The Massive Star Content of NGC 3603, AJ, 135, 878. Persi, P. et al. (1994), A&A. Figuerêdo, E. et al. (2002), AJ (contenu stellaire). Brandner, W., Grebel, E.K., Chu, Y.-H. & Weis, K. (1997a), Ring Nebula and Bipolar Outflows Associated with the B1.5 Supergiant Sher 25 in NGC 3603, ApJ, 475, L45. Brandner, W. et al. (1997b), The Hourglass Nebulae of Sher 25 and SN 1987A: Two of a Kind?, ApJ, 489, L153. Moffat, A.F.J. & Niemela, V.S. (1984) ; Moffat, A.F.J. et al. (2004), photométrie NICMOS. Schnurr, O., Casoli, J., Chené, A.-N., Moffat, A.F.J. & St-Louis, N. (2008), The Very Massive Binary NGC 3603-A1, MNRAS Letters, 389, L38. Araya et al. (2025), Exploring non-thermal emission from the star-forming region NGC 3603, A&A, arXiv:2507 (aa52883-24). Townsley, L. et al. (2011, 2014), données Chandra sur PSR J1112-6103. Nürnberger, D. et al. (2001), PN G291.4-00.3: A New Type I Planetary Nebula, A&A.

@ Celebrinnar : merci pour ton commentaire, on était plutôt satisfaits du bleu également ;-) ... et pour le temps de pose, bah c'est le Chili, on en profite !! @ phil1789, jeap, lionthom, toumreg83, Celebrinnar, Elgood, thierry78, Capella13, 22Ney44, gregastro, sebseacteam, FranckiM06, QSO : Merci pour votre passage et ravis qu'elle vous ait plue ! ++ Marian

Salut les astrams, Nous vous présentons cette petite mosaïque de 2 panneaux ciblant Gum18, une bien jolie région située dans les Voiles, shootée depuis Deep Sky Chile. Il s'agit d'une composition HOO-RVB avec palette Forrax, totalisant un peu plus de 110 heures de pose. Vous trouverez les détails d'acquisition dans le tableau. Evidemment nous vous conseillons d'aller voir la "full" sur Astrobin, même s'il a fallu la limiter à 50 % de sa résolution ! c'est ici : https://app.astrobin.com/i/vnstav?r=B#fullscreen En espérant qu'elle vous plaise, ciel clair à tous ! Marian, Jean-Mi, Gégé, Pierre, Lolo et Dave Un peu de contexte sur cette région (avec l'aide de Claude et Gemini) : Gum 18 se niche dans la constellation australe des Voiles (Vela), au sein d'un gigantesque et riche complexe nébuleux s'étendant entre les étoiles Velorum et Velorum. En coordonnées galactiques, l’objet s'aligne presque parfaitement sur le plan de notre galaxie (, ). Dans un grand champ photographique, elle partage la vedette avec ses voisines immédiates, Gum 19 (RCW 34) et Gum 20 (RCW 36). L’objet doit son nom à l’astronome australien Colin Stanley Gum (1924-1960). Depuis l’observatoire du Mont Stromlo, il réalisa dans la première moitié des années 1950 le tout premier grand relevé photographique des régions H II de l’hémisphère sud en Hydrogène-Alpha (). Son catalogue, publié en 1955, recense 84 nébuleuses. Bien que ce travail ait été approfondi plus tard par le célèbre catalogue RCW (Rodgers, Campbell & Whiteoak, 1960) — d’où sa double désignation de RCW 35 —, la nomenclature de Gum conserve une immense affection chez les astrophotographes. Gum 18 est une région H II classique : un immense nuage d'hydrogène ionisé, embrasé par le rayonnement ultraviolet d'étoiles massives et très chaudes. Le moteur principal de cette luminescence est l'étoile de type O7.5V nommée CD-43 4690, épaulée par trois jeunes étoiles de type B. La nébuleuse est intimement liée au "Nuage B" du Vela Molecular Ridge (la Crête Moléculaire des Voiles), un immense réservoir de gaz moléculaire géant qui figure parmi les pouponnières d'étoiles les plus actives et massives du voisinage solaire. Ce sont les vents stellaires de ces jeunes monstres cosmiques qui sculptent les fronts d'ionisation et les délicats filaments sombres visibles en arrière-plan. Alors que la majeure partie des complexes des Voiles visibles au premier plan se situent entre 2 300 et 3 300 années-lumière (700 à 1 000 parsecs), GUM 18 trône beaucoup plus loin, à l'arrière-plan à environ 6 500 années-lumière (2 000 parsecs).

Salut les astrams 😀 Nous vous présentons cette fois la Nébuleuse du crâne, NGC2467, photographiée depuis Deep Sky Chile. Située dans la constellation de la Poupe, NGC 2467 est l'une des régions de formation d'étoiles les plus actives du ciel austral. Elle se trouve dans une zone dense de la Voie Lactée, riche en gaz et en amas. Elle a été découverte par William Herschel le 9 décembre 1784. Évaluer la distance de NGC 2467 est un exercice complexe car il ne s'agit pas d'un objet isolé, mais d'une superposition de plusieurs groupes d'étoiles situés à des profondeurs différentes sur notre ligne de visée : · Le complexe principal : On estime généralement que le cœur de la nébuleuse se situe entre 13 000 et 17 000 années-lumière. · Les amas imbriqués : L'amas Haffner 18 contient des étoiles situées à environ 15 000 années-lumière, tandis que d'autres structures en arrière-plan (comme Haffner 19) s'étendent jusqu'à 21 000 années-lumière. · Premier plan : Certaines étoiles très brillantes visibles sur les clichés ne font pas partie de la nébuleuse et ne sont situées qu'à environ 4 500 années-lumière. Concernant les détails d’acquisition, ceux-ci sont consignés dans le tableau ci-dessous. Comme toujours nous vous recommandons d’aller voir la full sur Astrobin : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=36ewes#gallery En espérant qu’elle vous plaise ! 😉 Ciel clair à tous 😀 Marian, Jean-Mi, Gégé, Laurent, Pierre et Dave

@Microtauren : Merci pour le partage du fichier Collimation DSI !

Rebonjour, Une nouvelle version avec meilleure neutralisation du fdc : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=tk8kdw#fullscreen Merci à tous ! Marian, Jean-Michel, Laurent, David, Gérard et Jean

Bonjour à tous et merci pour vos messages ! Pour répondre plus précisément sur le fond de ciel et faire notre auto-critique, je suis globalement d'accord avec ANT-1, WAN-186 et Tromat pour affirmer qu'il n'est pas neutre. Sur mon écran calibré il n'est pas jaune mais entre jaune et rouge, un peu orangé. Je ne suis pas certain à 100 % qu'il s'agisse de signal. C'est peut-être dû au traitement couleur spécial mentionné dans le descriptif : HOO + ajout du SII par image Blend (je vous conseille de voir la vidéo d'Adam Block si ce sujet vous intéresse). Le principe est de se servir de la couche SII comme masque pour venir appliquer une couleur spécifique dans les zones SII, dans ce cas précis un orangé. Je me demande si le fdc de cette couche était suffisamment sombre pour ne par introduire une teinte orangée ? Tromat a raison, il y aura peut-être une "V2"... en réalité une version supérieure à 15 !! lol J'ajoute enfin que la Team n'est jamais "offensée" par une critique constructive, quel que soit notre niveau nous pouvons tous progresser en traitement 😉 Ciel clair à tous Marian, Jean-Michel, Laurent, David, Gérard et Jean

@ 180Vision, astroreunion, Ant-1, Celebrinnar, fdudu, Bamboul74, iserois, schizophrene, sebseacteam : Merci pour vos messages et ravis qu'elle vous ait plue !! Marian, David, Laurent, Jean-Michel, Gérard et Jean

Bonjour les Astrams😀, Nous vous proposons de diriger nos regards vers l’un des plus beaux objets du ciel profond : la Nébuleuse de l'Hélice, également connue sous le nom de NGC 7293, ou plus poétiquement comme l'« Œil de Dieu ». Située dans la constellation du Verseau, à environ 650 - 700 années-lumière de la Terre, la Nébuleuse de l'Hélice est l'une des nébuleuses planétaires les plus proches et les plus étudiées. Elle a été découverte en 1824 par l'astronome allemand Karl Ludwig Harding qui l'observa depuis son observatoire de Göttingen. Elle a ensuite été répertorié dans le New General Catalogue (NGC) par John Louis Emil Dreyer sous le numéro NGC 7293. Ce que nous voyons aujourd'hui de la Nébuleuse de l'Hélice est le résultat d'un processus qui a commencé il y a environ 10 000 ans, lorsque l'étoile centrale, une naine blanche extrêmement chaude et dense, a progressivement éjecté ses couches superficielles. Le rayonnement ultraviolet intense émis par cette naine blanche a ionisé le gaz en expansion, le faisant briller dans une riche palette de couleurs. D'un point de vue astrophysique, la Nébuleuse de l'Hélice est particulièrement fascinante pour plusieurs raisons : · Morphologie Complexe et Nœuds Cométaires : Ce qui rend la Nébuleuse de l'Hélice particulièrement intéressante pour l'astrophotographie, ce sont ses structures gazeuses complexes. On observe deux anneaux distincts et des filaments qui s'étirent radialement depuis l'étoile centrale, donnant cette apparence d'hélice ou d'œil. Ces filaments, appelés comètes gazeuses ou nœuds cométaires, sont des poches de gaz plus denses qui ont résisté à l'ionisation et sont illuminées par l'arrière par l'émission de la nébuleuse. Leur présence est un indice précieux sur la dynamique complexe de l'éjection de matière et les interactions avec le milieu interstellaire environnant. Il en existe des dizaines de milliers, et leur formation reste un sujet de recherche actif. Ils pourraient être le résultat d'ondes de choc créées lors de l'éjection du gaz, ou de l'interaction entre le vent stellaire de la naine blanche et le gaz plus dense expulsé précédemment. · Évolution Stellaire : La Nébuleuse de l'Hélice est un excellent exemple de la phase finale de vie d'une étoile de type solaire. En étudiant la composition et l'expansion de ces nébuleuses, les astrophysiciens peuvent mieux comprendre comment notre propre Soleil finira sa vie dans quelques milliards d'années, en éjectant ses propres couches externes pour former une nébuleuse planétaire, laissant derrière lui une naine blanche. · Taux d'Expansion : Des observations au fil du temps ont permis de mesurer le taux d'expansion de la nébuleuse, ce qui aide à déterminer son âge et la chronologie des événements ayant mené à sa formation. L'expansion est irrégulière, ce qui suggère une interaction complexe avec le milieu interstellaire ambiant. En astrophotographie, la Nébuleuse de l'Hélice représente un défi passionnant. Sa luminosité de surface nécessite de longues poses et un traitement minutieux pour faire ressortir ses détails subtils. En effet la très grande dynamique de l’objet, avec un cœur très brillant et des extensions très faibles, rend le traitement particulièrement complexe. Le passage en mode non linéaire a été fait en plusieurs étapes en masquant les zones les plus brillantes afin de révéler les extensions ténues de la périphérie. La palette couleur a également été difficile à obtenir avec un assemblage en HOO et une utilisation du script Image Blend pour ajouter le SII dans une teinte jaune-orangée (technique de Adam Block et autres). Les détails d’acquisition sont dans le tableau ci-dessous. Bien entendu, pour profiter du spectacle nous vous recommandons d’aller vous balader sur la full : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=tk8kdw#fullscreen En espérant qu’elle vous plaise Ciel clair à tous😀 Marian, Lolo, Jean-Mi, Dave, Gégé et Jean

Salut les astrams 😀, Nous vous présentons cette jolie galaxie, M104, shootée depuis Deep Sky Chile. L’excellent ciel du Chili nous a permis d’obtenir ce résultat « honorable » compte tenu de la dimension apparente de l’objet qui nécessiterait un tube de gros diamètre pour obtenir plus de détails. Comme d’habitude nous vous recommandons d’aller jeter un œil à la full ici : https://app.astrobin.com/u/Magellan_Team?i=k4xr3b#fullscreen Les caractéristiques d’acquisition sont dans le tableau ci-dessous. En espérant qu’elle vous plaise, bon ciel à tous ! 😀 Marian, Jean-Mi, Lolo, Gégé, Dave et Jean Messier 104 : Le Sombrero Découverte en 1781 par Pierre Méchain et ajoutée plus tard au catalogue de Charles Messier et nichée à environ 30 millions d'années-lumière de notre propre galaxie dans la constellation de la Vierge, se trouve un véritable joyau du ciel profond : Messier 104, plus communément appelée la galaxie du Sombrero. Son surnom évocateur lui vient de son apparence frappante, qui rappelle étrangement le couvre-chef mexicain, avec son large disque et sa bande sombre distincte. M104 est une galaxie spirale non barrée singulière par la bande de poussière sombre et épaisse qui traverse son bulbe central lumineux. Cette bande est en réalité un vaste anneau de poussière cosmique et de gaz froids, où se forment de nouvelles étoiles, masquant une partie de la lumière des étoiles situées derrière elle. Le bulbe central de M104 est extraordinairement brillant et dense, abritant une population très importante d'étoiles plus anciennes et, comme c'est souvent le cas au cœur des grandes galaxies, un trou noir supermassif. Les observations ont révélé que ce trou noir est particulièrement massif, avec une masse estimée à environ un milliard de fois celle de notre Soleil. Autour de ce bulbe, on observe de nombreux amas globulaires, des grappes denses de milliers à des millions d'étoiles, qui orbitent autour du centre galactique.

@Celebrinnar : et oui, le temps de pose permet de gagner en rapport signal sur bruit et de dégager des détails ! et le ciel du Chili aide beaucoup pour ça...