Los_Calvos

a refaire en HO l'an prochain ;-). Merci pour vos commentaires

Nous avons fait un petit essai sur cette petite nébuleuse mais uniquement en RGB et il était impossible d’obtenir la luminance... Nous avons donc utilisé le meilleur du RGB pour faire une fausse luminance Le résultat n’est pas trop mal et montre bien les caractéristiques de cette petite nébuleuse. Le crop de la nébuleuse a été effectué en drizzle bruine et non redimensionné par la suite. Le champ global est présenté en versionA sur astrobin. NGC 6337 est une petite nébuleuse planétaire bipolaire (PNe), également connue sous le nom de nébuleuse de Cheerio, située dans la constellation du Scorpion, à environ 5 200 années-lumière de distance. Il est situé dans un champ de nébulosité d’hydrogène à l’arrière-plan. Les nébuleuses planétaires résultent de l’évolution d’étoiles plus petites (0,8 à 8 masses solaires) qui finissent par devenir une naine blanche. Souvent, cette évolution est plus compliquée, comme c’est le cas de NGC 6337, où il y a une paire binaire d’étoiles impliquée (Hillwig et al. Ap J, 140, 319, 2010). C’est un domaine de recherche actuel sur la façon dont les étoiles binaires façonnent la structure de PNe. L’anneau intérieur circulaire brillant mesure environ 0,9 minute d’arc de diamètre. Il y a un halo étendu qui est allongé dans la direction NW-SE et qui dure environ 1,5 minute d’arc. Ainsi, nous pourrions regarder principalement vers le bas dans un lobe en expansion de la PNe. Les chercheurs appellent cela un écoulement collimaté bipolaire. La nébuleuse est brillante à la fois dans les émissions d’hydrogène-alpha et d’oxygène. L’anneau intérieur brillant a un certain nombre de « nœuds » brillants qui peuvent être des nœuds cométaires. Il y a une région plus sombre autour de l’anneau. Il semble également y avoir des « rayons » radiaux faisant saillie dans la région du halo, similaires à ceux trouvés dans la nébuleuse de l’Hélice. Enfin, il y a deux lobes plus petits qui s’étendent au-delà du halo. Bien que cette PNe soit petite pour la plupart des télescopes amateurs, les caractéristiques variées sont clairement discernables. NGC 6337 fait partie du rare groupe de nébuleuses planétaires où un noyau binaire proche a été identifié. La morphologie de la nébuleuse et les profils de raies d’émission sont tous deux inhabituels, en particulier ce dernier. L’étude de la forme est ici : https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/699/2/1633/pdf Fuul & details onastrobin : https://astrob.in/x31pyl/B/

Merci à tous

bonjour, les cieux n'étant pas très cléments au Chili ces derniers temps, nous nous sommes rabattus sur une cible plus commune : IC 1284 est une nébuleuse en émission située dans la constellation du Sagittaire. Cet objet du ciel profond se trouve très près du Petit Nuage d’étoiles du Sagittaire (en bas à droite) (M24) le long du plan de la Voie lactée. Bien que IC 1284 soit petit, il s’agit d’une région H II plutôt brillante. La lumière de cette nébuleuse parvient à passer à travers un espace vide dans le nuage sombre de la nébuleuse LDN 291 environnante. IC 1284 est située à environ 5 540 années-lumière de la Terre dans le bras du Sagittaire de la Voie lactée.Il y a deux nébuleuses par réflexion bleue près de la nébuleuse d’émission IC 1284. Ces objets sont désignés par NGC 6589 et NGC 6590. Il y a aussi une nébuleuse sombre qui traverse cette zone du ciel nocturne, cette nébuleuse est cataloguée comme LDN 315. l’image est dans LHa-RHa-G-BOIII Full&details on astrobin : https://astrob.in/pcy2nm/0/

Merci pour vos avis et commentaires

Au sud d'Antarès, dans la queue de la constellation du Scorpion riche en nébuleuses, se trouve la nébuleuse par émission IC 4628. Les étoiles massives et chaudes proches, âgées de quelques millions d'années, irradient la nébuleuse de leur lumière ultraviolette invisible, arrachant des électrons aux atomes. Les électrons finissent par se recombiner avec les atomes et produisent à cette occasion un rayonnement qui rend la nébuleuse visible. Située à une distance estimée de 6.000 années-lumière, la région présentée ici s'étend sur quelque 250 années-lumière de large et l'équivalent de trois Pleine Lune dans notre ciel. Cette nébuleuse est également connue sous la référence Gum 56, d'après l'astronome Australien Colin Stanley Gum. Mais les astronomes appréciant les fruits de mer connaissent sans doute mieux ce nuage cosmique sous le nom de Nébuleuse de la Crevette…. L’image est en SHO et palette Hubble. Full & Details Astrobin : https://astrob.in/b15lrx/0/

bonjour, merci à tous pour vos retours et vos encouragements 🙂

Nous avons pas mal d’images en retard, nous commençons par très joli champ dans la Couronne Australe NGC 6726-6727-6729 IC 4812 & l’amas globulaire NGC 6723 C’est un champ très riche avec un amas globulaire, trois nébuleuses en émission et par réflexion, trois nébuleuses diffuses trois étoiles doubles et des objets de Herbig-Haro. NGC 6729 est une nébuleuse par émission et réflexion située 424 années lumière de la terre et l’une des plus proche région de formation d’étoiles. Elle est alimentée par une étoile variable R corona Australis. NGC 6726 et 6727 et IC 4812 sont deux nébuleuses par réflexion bleues, où les étoiles sont entourées de larges nuages de poussières qui réfléchissent la lumière bleue des étoiles. Be 157 original est également une petite et faible nébuleuse par réflexion. Il y a de multiples objets de Herbig Haro dans cette image (tous ne sont pas distinguables) ils sont vus comme de petits arcs de gaz brillants qui contiennent des étoiles en formation. Des nébuleuses sombres sont également présentes avec en particulier Bernes 157 et 158 qui est si dense que la lumière des étoiles à l’intérieur et derrière ne peut briller à travers. Dans le coin en haut à droite l’amas globulaire NGC 6723 brille avec une magnitude de 6 à 6,8 de class VII consistant en étoiles de magnutude 14 et moins. Full Details astrobin : https://astrob.in/bvyirn/0/

La nébuleuse de l'Anneau Austral, (NGC 3132) est le magnifique résultat de l'éjection de matière d'une étoile massive il y a plus de 2000 ans. Et c'est aussi l'une des premières nébuleuses observées avec le télescope Webb. L'étoile qui a produit la Nébuleuse de l'Anneau Austral était âgée d'environ 500 millions d'années lorsqu'elle a éjectée la plus grande partie de son enveloppe pour laisser derrière elle une naine blanche d'environ 0,6 masse solaire, à l'image de ce qui arrivera au Soleil dans 5 milliards d'années. Cette étoile a vécu moins longtemps car elle était trois plus massive que le Soleil. Elle a créé des nuages de gaz qui se sont étendus à partir du site d'éjection. Orsola De Marco (Macquarie University, Sydney) et ses collaborateurs ont réussi à trouver grâce à Webb des preuves de la présence de deux ou trois étoiles compagnes autour de l'étoile massive, qui auraient accéléré sa "mort" et une quatrième qui aurait aussi pu interagir. Cette étoile n’est pas visible sur notre image car trop petite et non résolue de par sa proximité avec la très brillante étoile centrale. Le halo d'hydrogène étendu et structuré qui entoure une bulle centrale ionisée est empreint de structures spirales. Ces structures ont probablement été façonnées par une compagne de faible masse orbitant autour de l'étoile centrale à environ 40 à 60 UA seulement (non résolue par Webb). Les images révèlent également un excès dans l'infrarouge moyen au niveau de l'étoile centrale, qui est interprété comme un disque poussiéreux, ce qui indique une interaction avec une autre compagne plus proche. Cette image est un crop du champ complet visible en image B. Cf. “The messy death of a multiple star system and the resulting planetary nebula as observed by JWST” Orsola De Marco et al. Nature Astronomy (8 december 2022) Full & details Astrobin : https://astrob.in/8jt2v2/0/

Découverte en 2004 par les astronomes Mark J. Pierce, David J. Frew et Quentin A. Parker, PFP 1 (alias PN G222.1+03.9) est une nébuleuse planétaire remarquablement annulaire située à Monoceros, mesurant 19 minutes d’arc de diamètre, ce qui en fait l’une des plus grandes de son type. PFP 1 a un rayon estimé de 1,5 parsec et a une symétrie presque parfaite, brisée uniquement sur le bord nord-ouest, ce qui est couplé à une augmentation significative de l’intensité des atomes d’hydrogène. Cet arc de nébulosité intense a déjà été détecté dans les plaques rouges POSS I et II et celles du relevé SERC ER sous la forme d’une traînée allongée de nébulosité. L’anneau de grand diamètre est presque indétectable en raison de sa luminosité de surface extrêmement faible. On estime que PFP 1 se trouve à 1 800 années-lumière. Il s’agit d’une nébuleuse planétaire jusqu’alors inconnue, très évoluée, à faible excitation, qui en est aux premiers stades d’une interaction avec le milieu interstellaire (ISM). Il a été découvert par hasard à partir d’images du relevé Hα AAO/UKST dans le cadre d’un projet d’exploitation des données du relevé et a échappé à la détection des relevés précédents en raison de sa très faible luminosité de surface. Il s’agit d’une remarquable nébuleuse planétaire à sphère creuse, d’environ 19 pouces de diamètre, ce qui en fait l’un des plus grands exemples de ce type. Nous estimons un rayon de 1,5 pc et une distance de 550 pc dérivées d’une nouvelle relation brillance de surface Hα-rayon. PFP 1 a une symétrie circulaire presque parfaite, brisée uniquement sur le bord nord-ouest, ce qui est couplé à une intensité significativement accrue (Hα + [Nii]), ce qui fournit des preuves d’une interaction avec l’ISM. Nous trouvons une composition proche du soleil pour cet objet avec des abondances peut-être améliorées de He et N. La distance, couplée à l’estimation de ǫ = 0,3 basée sur la géométrie PN, donne une masse nébulaire de 0,6 M ⊙ ce qui est cohérent avec d’autres PNe très évolués. Un bon CS candidat a été identifié à partir des plaques UKST B, J et R. Une spectroscopie de suivi est prévue pour confirmer s’il s’agit de la véritable étoile centrale. L’absence d’émission de poussières de CO et d’IRAS adjacentes explique pourquoi PFP 1 a pu s’étendre sans encombre jusqu’à sa taille actuelle de ∼3,0 pc. Nous trouvons deux causes possibles à l’interaction évidente sur le bord nord-ouest : le mouvement du PN par rapport à son environnement, selon Borkowski et al. (1990), ou une rencontre avec une région de densité accrue à mesure qu’elle s’étend. Sur la base des données disponibles, nous ne sommes pas en mesure d’affirmer de manière concluante qui est responsable. Une détermination précise du mouvement approprié du candidat CS serait utile pour établir lequel de ces scénarios est le plus probable. L’analyse des spectres à résolution modérée a montré qu’il s’agit d’un PN de faible excitation, ce qui est cohérent avec d’autres exemples séniles de grand diamètre. Bien que les spectres aient un faible rapport signal/bruit, la composition chimique de ce PN est probablement proche de celle du soleil, et bien qu’il présente un rapport [Nii]/Hα élevé, il est douteux qu’il s’agisse d’un PN de type I de bonne foi tel que défini par Kingsburgh et Barlow (1994). La même technique qui a conduit à la découverte de PFP 1 nous a fourni ∼30 autres PNe candidats de taille >4'. Un programme de suivi est en cours pour obtenir des spectres et une imagerie à bande étroite de cet échantillon. (extrait de PFP 1 : Une grande nébuleuse planétaire prise dans les premières étapes de l’interaction ISM : Mark J. Pierce, David J. Frew, Quentin A. Parker et Joachim Köppen) Full & details sur astrobin : https://astrob.in/full/ktc0ly/0/

Merci à tous pour vos commentaires

NGC 1055 & M77 cette fois retour sur des galaxies.... La grande galaxie spirale NGC 1055 (en bas à gauche) se joint à la spirale M77 pour former ce paysage cosmique en direction de la constellation de la Baleine. L’aspect étriqué et poussiéreux de NGC 1055, vue par la tranche, contraste avec celui de M77, vue de face, ce qui permet d’apprécier son brillant noyau et ses bras spiraux. Dépassant toutes deux les 100 000 années-lumière de diamètre, ces galaxies forment le couple dominant d’une petite meute de galaxies située à quelque 60 millions d’années de distance. À cette distance estimée, M77 est une des entrées les plus lointaines du catalogue de Charles Messier et est séparée de sa semblable NGC 1055 par au moins 500 000 années-lumière. Le champ couvre sur le ciel à peu près la même superficie que la pleine Lune NGC 1055 NGC 1055 est une galaxie spirale barrée relativement rapprochée et vue par la tranche et située dans la constellation de la Baleine. NGC 1055 est une galaxie de type morphologique Sab, située à une 50aine d’années-lumière. La classe de luminosité de NGC 1055 est II et elle présente une large raie HI. De plus, c'est une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés et elle est aussi une galaxie active de type Seyfert 2 (Sy 2)1. Son bulbe proéminent est traversé par une large et sombre bande de poussière. Son trou noir central est supermassif, de l’ordre de 10millions de masses solaire M77 M77 est une galaxie dotée d'un noyau actif qui est caché aux longueurs d'onde visibles par un nuage de poussière interstellaire. C'est une galaxie de Seyfert de type 2, situé à une 40 d’années-lumière. C’est une galaxie de type morphologique (R)SA(rs)b. La notation (R) au début signifie que la galaxie est entourée d'un anneau extérieur.. Le trou noir supermassif au centre de la galaxie est entouré par deux disques de gaz qui tournent en sens inverse l'un de l'autre, phénomène très surprenant à l'échelle de quelques années-lumière9. La galaxie M77 est vraisemblablement la source de certains neutrinos détectés par l'expérience IceCube. Publié en 2010, grâce aux observations du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 1068. La taille de son demi-grand axe est estimée à 1190 pc (~3880 années-lumière). Full et détails on astrobin : https://astrob.in/full/9np6xo/0/

bonsoir il n'ya pas d'autres version désolé, la OIII ne montre rien du tout. la page facebook de notre observatoire est : https://www.facebook.com/profile.php?id=100063473653674

merci pour vos encouragements

Un PN très très faible. Nous pensons qu’il s’agit de la deuxième image détaillée du PK 210+03.1 (PN G210.0+03.9), qui a été cataloguée sous le nom de We 2-34 en 1977. La base de données des nébuleuses planétaires HASH rapporte qu’il s’agit d’une vrai PN très très faible en forme d’anneau et que les spectres confirment la présence de Ha et de NII. Sa taille est de 230 ». c’est vraiment très très faible... vous pouvez voir la brute 50hours Ha dans la version C. Après 20 heures d’OIII, il est impossible de discerner une trace d’OIII. Nous n’avons pas été en mesure de détecter le progéniteur de l’étoile bleue. Nous n’avons pas trouvé d’autre documentation à ce sujet. Nous avons essayé de ne pas le rendre trop lumineux, c’est vraiment faible.... voir la brute 50hours en vB. Full&Details in Astrobin : https://astrob.in/o5ftcu/0/