JB Gayet

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JB Gayet a gagné pour la dernière fois le 17 décembre 2018

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À propos de JB Gayet

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    Collectionneur de pétouilles

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  • Centres d'intérêt
    Astro. Imagerie. Sciences. Collectionneur.
  • Adresse
    30 rue René Boulanger
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  • Instruments
    C11 Edge HD, Paramount ME, ATIK 4000 MM

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  1. Ic417 au T320 + ASI183mm

    Belle richesse dans l'image
  2. M108 & M97 en LRVB

    Excellente image Pour pinailler un tout petit peu, le centre de tes étoiles les plus brillantes a été un peu saturé (traitement de type HDR ?), mais les "cibles " sont excellentes Bravo !
  3. IC 410 et IC 417

    Oh la vache !! Elle est dingue cette full !!!
  4. en parlant d'apéro.... j'aurai bien basculé un petit godet...
  5. IC1805-SHO autre couleur

    Y en a des, sur ce forum, ils pourraient même me donner envie de faire de la nébuleuse !! :)) heureusement que mon capteur ne s'y prête pas HAHAHA
  6. Essai sur un casque bleu

    Et bien, c'est un très bon début Suis pas un spécialiste de la nébuleuse, ceci dit
  7. IC10, naine timide.

    Elle est MAGNIFIQUE !!
  8. Je suis bien d'accord, surtout sur les amas ouverts, et il rentre au forceps dans le cadre là...
  9. En mode flemme hier soir, car la lune est déjà là, mais en même temps, avec une turbu trop basse pour laisser passer ça Donc, en attendant que la grosse aille se coucher, je n'ai pas pu résister à imager un amas. Résultat, j'ai passé la journée à décrypter un article assez difficile à lire M37 aka NGC 2099, le 15 janvier 2018 entre 23H30 et 02H00 . Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 15L 8R 8B. Astrométrie par PI : Resolution ........ 0.387 arcsec/px Field of view ..... 26' 15.3" x 26' 20.4" M37 (NGC 2099 = GC 1295 = JH 369) est un amas ouvert de magnitude 5.6 (visible à l’œil nu) situé dans la constellation du Cocher. Il a été découvert indépendamment par l'astronome sicilien Giovanni Battista Hodierna en 1654 et par Charles Messier 10 ans plus tard. Per Dreyer le décrit comme un "amas, riche, plus compact au centre, avec des étoiles petites et grandes ». Amas de type de type II1r selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler (Astronome Suisse-américain ayant noté le premier que la luminosité des amas globulaires les plus distants était plus faible qu'escompté et que les étoiles apparaissaient plus rouges (phénomène d'extinction interstellaire, mis en évidence en 1930). Les amas globulaires ayant servi à estimer la taille de la Voie lactée, ce résultat conduisit à une réduction par rapport aux estimations précédentes de près de 40 %). Cet amas renferme en effet plus de 100 étoiles (lettre r), dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1). Cette classification est assez ancienne et de nombreux amas contiennent en réalité passablement plus d'étoiles que le nombre estimé par Trumpler. M37 est situé à environ 1 383 pc (∼4 510 a.l.) du système solaire et les estimations récentes lui donnent un âge d'environ 500 millions d'années. La taille apparente de l'amas est de 15,0 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 19,7 années-lumière. Un peu de lecture pour les courageux 😉 Sur les 300 études référencées où M37 apparaît, je n'ai lu que l’une des dernières. Il s’agit d’une étude spectroscopique visant à caractériser l’activité chromosphérique des étoiles de faible masse de l’amas, mesurée par leur émission en Hα. Honnêtement le texte est touffu. Mais intéressant car la relation "rotation - activité coronale" est considérée comme une approximation de la dynamo stellaire sous-jacente responsable de l'activité magnétique des étoiles de type "solaires" et tardif. Ce phénomène a été étudié en détail pour les étoiles partiellement convectives et plus récemment pour les étoiles convectives, censées fonctionner en "dynamo d’interface". Par ailleurs, ça me permet d’introduire une notion de mécanique des fluides, le nombre de Rossby (Ro). En effet, les mesures de la pente de la loi de puissance de la relation entre le nombre de Rossby (rapport entre la période de rotation et le temps de rotation convectif) et la luminosité fractionnelle des rayons X sont importantes dans la compréhension de ces "dynamos magnétiques stellaires" des étoiles à convection totale ou partielle. Je passerai sur le point de l’article où les auteurs expliquent qu'il est intéressant de chercher une relation entre l’âge, la rotation et l’activité (ARAR pour age–rotation–activity relation) des étoiles de faible masse puisqu'il est plus probable que des planètes ressemblant à la Terre soient découvertes dans les zones habitables d’étoiles "dispersées" anciennes et de faible masse, situées dans notre banlieue galactique proche. Or pour comprendre leur « environnement » en terme d’exposition aux rayonnements (que l’on pourrait aussi qualifier « d’irradiation »), il est nécessaire de disposer d'une ARAR robuste pouvant être appliqué à leur étoile « mère ». S’il est connu la dépendance de la période de rotation au flux de rayon X et à l'émission Hα, une mesure de ces deux paramètres pourrait être utilisée pour déterminer l’âge précis d’étoiles de champ isolée. En gros, déterminer leur « habitabilité potentielle » (les scientifiques sont d’éternels optimistes). Le nombre de Rossby (qui tient son nom de Carl-Gustaf Rossby, un météorologiste suédois) est un nombre sans dimension. Il représente le rapport entre les forces d'inertie et les forces dues à la rotation qui caractérisent le mouvement d'un fluide dans un repère tournant. On fait la différence entre un écoulement à fort nombre de Rossby ou à faible nombre de Rossby. Appliqué à la géophysique, par exemple, si le nombre de Rossby est très supérieur à l'unité (=1), alors les forces de Coriolis sont négligeables devant l'inertie de l'écoulement (exemples : conduite d'eau, rivière, torrent). Dans le cas contraire d'un nombre de Rossby très inférieur à l'unité, les forces de Coriolis dominent le mouvement du fluide (exemples : circulation océanique globale, perturbation atmosphérique). On conçoit assez bien que les écoulements influencés par la rotation terrestre soient plutôt des écoulements se produisant à des échelles importantes. Par ailleurs, il faut aussi prendre en considération que pour les étoiles de type tardif (de type spectral K, M, S ou C de la séquence principale), la vitesse de rotation et l'intensité du champ magnétique diminuent avec le temps. Cette diminution résulterait d'une boucle de rétroaction dans laquelle les vents enlèveraient du moment cinétique de l'étoile, freinant sa rotation et diminuant le cisaillement entre les zones radiative et convective internes, responsables de la génération du champ magnétique. Le champ magnétique plus faible résultant produisant alors des vents plus faibles, ceux-ci continueraient à faire ralentir l'étoile et à affaiblir davantage son champ magnétique, mais à un rythme moindre. Cette relation entre l'âge, la période de rotation et l'activité magnétique d’une étoile a été modélisée de manière empirique à l'aide de données provenant de populations homogènes et contemporaines d'amas ouverts. Deux des traceurs d’activité stellaire couramment utilisés sont le flux de rayons X, qui provient de la couronne des étoiles de type tardif, et l’émission Hα qui trouve son origine dans la chromosphère. En raison de leurs mécanismes de réchauffement liés, il est attendu une corrélation entre les émissions de rayons X et de Hα dans les étoiles magnétiquement actives. Pour en revenir à nos moutons, avec ses plus de 400 membres dont la période de rotation est connue et ses plus de 270 membres dont les mesures de flux du rayonnement X sont connues, M37 était le meilleur "laboratoire" pour évaluer ces modèles (il n’existe pas d’autres base de données observationnelles comparables pour une population stellaire de ce type d’âge et de cette taille au sein d'un amas plus ancien (autre que les Pléiades, âge estimé : 112 millions d'années)). Or les auteurs de l’étude ont ainsi pu constater que 1) l'activité chromosphérique décroissait beaucoup plus lentement que l'activité coronale avec l’augmentation de Ro et 2) que le Ro de leur indicateur d’activité chromosphérique était plus petit que le Ro de leur indicateur d'activité coronal ce qu’ils ont interprété comme une preuve possible d’un "stripping coronal", probablement dû à la fois aux forces centrifuges et à un déséquilibre entre l’équilibre de pression magnétique et plasmatique. Velu, ce papier, vraiment… JB Sources : Chromospheric and coronal activity in the 500 myr old open cluster m37 : evidence for coronal stripping ? A. Núñez, M. A. Agüeros, K. R. Covey & Mercedes Lopez-Morales. The Astrophysical Journal, 834:176 (10pp), 2017 January 10.
  10. Copernic Dob 450 + smartphone

    joli shoot en mode "une main derrière le dos"
  11. [Pétouille] NGC 6181

    Parce que jusqu'à il y a 6 ou 7 mois, je n'arrivais pas à autoguider correctement la monture à F/D 10. J'avais des traînées d'étoiles sur toutes les images. Je pensais sérieusement à changer la Paramount (d'occase) au bout de 6 Mois de galère. L'hiver de merde a beaucoup joué mais pas que. Il a fallu re-graisser tous les axes entre autre. Maintenant que ça marche très, il faudrait que je réessaye, mais en fait, je ne perds pas tant que ça en résolution et je gagne (pour le coup) du temps à l'acquisition. Ne me reste plus que ce problème d'adaptateur pourtant fait sur mesure et qui est trop court... suis vert. Je vais y retourner, faire les mesures et rediscuter avec Didier Chaplain.
  12. 1ére SHO : La Rosette

    Wow, Lito, tu as fais quoi exactement ? :)))
  13. [Pétouille] NGC 6181

    Merci à tous les trois En fait, je suis moyennement content du résultat car j'ai essayé par plusieurs moyens de supprimer la dominante bleue des étoiles les plus grosses (en me servant de l'image de référence de SDSS) et je ne sais pas ce que comment je m'y prends, mais pourtant, elles sont bleues (alors que l'une est clairement jaune sur SDSS). J'ai pris et repris Photometric Calibration de Pixinsight en mettant des Zones de référence à plusieurs endroits différents dans l'image mais ça ne change rien Le script ne doit pas pouvoir changer du tout au tout les couleurs mais c'est bizarre que ça ne me fasse ça que sur les plus grosses étoiles (les toutes petites ont la bonne couleur).
  14. [Pétouille] NGC 6181

    Merci Oui, celui là Ainsi que le Zeiss 1 m
  15. [Pétouille] NGC 6181

    Toujours dans mes dossiers archivés, vu le temps... voici une galaxie imagée en mai 2018 NGC 6181, le 17 et le 22 mai 2018. Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 17L 17R 15G 15B. Astrométrie par PI : Résolution de 0.393’’/px Field of view : 26' 21.0" x 26' 21.0" Image center RA: 16 32 21.031 Dec: +19 49 33.40 NGC 6181 est une galaxie spirale géante non active de type SAB(rs)c de magnitude 12, d’Hercule. Per Dreyer l’a décrite comme « plutôt brillante, plutôt large, très peu étendue, plutôt graduellement plus brillante au milieu ». Si elle est effectivement remarquable par la résolution de ses bras accessible à un télescope amateur, il est aussi à noter qu’elle présente des anomalies "vélocimétriques" intéressantes. La première étude « cinématique » de NGC 6181 date de 1965. Elle avait mis en évidence des profils de vitesse radiale asymétriques à partir d'observations en spectroscopie longue fente. Les auteurs (Burbidge et al.) avaient conclu que NGC 6181 devait être à un stade intermédiaire entre une spirale barrée et une spirale normale. Et si 1992 des observations complémentaires (toujours en spectroscopie longue fente) au télescope de 6 m du Special Astrophysical Observatory (SAO) avaient confirmé l’asymétrie des profils de vitesse unidimensionnels (Afanasiev et al., 1992), une équipe Franco-Russe a complété ces observations en deux temps (1995 et 2018), par une étude en Hα (interférométrie Perot-Fabry, télescope de 6 m du SAO) couplée à des observations en LRVB (télescope de 1 m du SAO), qui ont permis de confirmer la présence de deux phénomènes « rares » (déjà suspectés en 1995 par la même équipe). Le premier concerne une zone annulaire d'un diamètre d'environ 2 kpc où sont présents de forts mouvements radiaux de gaz (la vitesse radiale y est d’environ 100 km/s) détectés par la soustraction des courbes de rotation circulaire moyenne du champ de vitesse bidimensionnel. La forme de cet anneau est presque parfaitement circulaire et dans le plan de la galaxie. Il est situé plus près du centre que le début de la structure en spirale, qui est elle-même bien définie, mais en dehors de la région centrale dominée par le halo. Par ailleurs, la région très interne de la galaxie (à r <3 '' ou 0,5 kpc), montre une angulation d'environ 30° de l'axe dynamique majeur avec une angulation des isophotes du continuum central (étude photométrique et cinématique), ce qui suggère la présence d'une petite barre nucléaire. Je n'ai malheureusement pas d'images "parlantes", les courbes dynamiques étant toujours assez arides je trouve. Voici par exemple la carte d'isovélocité : Carte d'isovélocités de NGC 6181 (en km/s). La croix marque le noyau de la galaxie (Sil’chenko et al) Pour l’histoire, elle fut par ailleurs le siège d’une supernova découverte a postériori sur une plaque photo de juin 1926 et d’une autre SN en 1951. Sources : A Ring-like Zone of Strong Radial Gas Motions in the Disk of NGC 6181. O. K. Sil’chenko, A. V. Zasov, A. N. Burenkov, et J. Boulesteix. A&A manuscript. Novembre 2018 An Expanding Ring in the Gaseous Disk of NG C 8181? J. Boulesteix, 0. K. Sil'chenko, A. V. Zasov, A. N. Burenkov. 3D Optical Spectroscopic Methods in Astronomy. ASP Conference Series, Vol. 71, 1995 Supernova in NGC 8161. A. van Maanen. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Vol. 53, No. 312 (Avril 1941), pp. 125-127