Los_Calvos

Comme promis, encore un Amas Ouvert, mais l’un des plus colorés du ciel…

NGC 3532 est un amas ouvert très brillant ouvert situé à environ 1 300 années-lumière de la constellation de Carina (La Carène). Il est officieusement connu sous le nom de Wishing Well Cluster, car il ressemble à des pièces d’argent dispersées qui ont été déposées dans un puits. Il est également appelé le Cluster football, bien que la pertinence de cela dépend de quel côté de l’Atlantique vous vivez. Il a acquis le nom en raison de sa forme ovale, que les citoyens des nations de rugby pourraient voir comme ressemblant à un ballon de rugby.

Cet amas d’étoiles très lumineux est facilement visible à l’œil nu de l’hémisphère sud. Il a été découvert par Français astronome Nicolas Louis de Lacaille lors d’une observation d’Afrique du Sud en 1752 et a été catalogué trois ans plus tard en 1755.

C’est l’un des amas d’étoiles ouvertes les plus spectaculaires dans tout le ciel. NGC 3532 couvre une zone du ciel qui est presque deux fois la taille de la pleine Lune. Il a été décrit comme un cluster riche en binaires par John Herschel qui a observé « plusieurs étoiles doubles élégantes » ici lors de son séjour en Afrique australe dans les années 1830. D’une importance historique supplémentaire, beaucoup plus récente, NGC 3532 a été la première cible à être observée par le télescope spatial Hubble de la NASA et de l’ESA, le 20 mai 1990. Ce regroupement d’étoiles a environ 300 millions d’années. Cela le rend d’âge moyen selon les normes d’amas d’étoiles ouvertes [1].

Les amas d’étoiles qui ont commencé avec des masses modérées brillent encore de mille feux avec des couleurs bleu-blanc, mais les plus massives ont déjà épuisé leurs réserves d’hydrogène et sont devenues des étoiles géantes rouges. En conséquence, l’amas semble riche en étoiles bleues et oranges. Les étoiles les plus massives de l’amas d’origine auront déjà traversé leur brève mais brillante vie et explosé sous forme de supernovae il y a longtemps. Il y a aussi de nombreuses étoiles moins visibles plus faibles de masse inférieure qui ont une vie plus longue et brillent avec des teintes jaunes ou rouges. NGC 3532 se compose d’environ 400 étoiles au total.

Le ciel de fond ici dans une partie riche de la Voie Lactée est très encombré d’étoiles. Certains gaz rouges lumineux sont également apparents, ainsi que des voies subtiles de poussière qui bloquent la vue des étoiles plus éloignées. Ceux-ci ne sont probablement pas connectés à l’amas lui-même, qui est assez vieux pour avoir déblayé tout matériau dans son environnement il y a longtemps.

Full & Details : a colored open cluster from the South : NGC 3532

bonjour, 

aujourd'hui un simple Amas Ouvert, mais on aime toutes les images du CP ;-)

NGC 3114 est un amas ouvert situé dans la constellation de la Carène. Il a été découvert par l'astronome australien James Dunlop en 1826.

NGC 3114 est à environ 911 pc (∼2 970 a.l.) du système solaire et les dernières estimations donnent un âge de 124 millions d'années. La taille apparente de l'amas est de 35 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 30 années-lumière.

Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme plus de 100 étoiles dont la concentration est moyenne et dont les magnitudes se répartissent sur une grande échelle.

NGC 3114 a fait l’objet d’études pour la première fois en 1963, lorsque Jankowitz et McCosh ont obtenu une photométrie photographique UBV pour 171 de ses étoiles et une photométrie photoélectrique UBV de 52 étoiles.  Ils ont estimé l’amas à 910 parsecs du Soleil, son extinction visuelle moyenne et son âge entre 6x10^7 et 2x10^8 ans. En 1988, Schneider et Weiss ont obtenu des données de photométrie pour 122 étoiles, révisant le rougissant à =0,03. Trois ans plus tard, Sagar et Sharpless ont réalisé le plus grand enregistrement de données du cluster à ce jour, obtenant une photométrie CCD BV d’environ 350 étoiles provenant de sept régions de 3,6'×5,4'. Comme ces régions étaient assez éloignées du centre de grappes, on s’attendait à une contamination importante. Néanmoins, en assumant la valeur de redenning du cluster obtenue par Schneider et Weiss, ils ont trouvé le cluster à 940+-60 pc, ce qui était d’accord avec les mesures prises 28 ans auparavant par Jankowitz et McCosh. Ils ont également constaté que l’âge du groupe était de 1 à 2x10^8 ans. [2]

Enfin, en 1989, Claria' et coll. ont estimé l’abondance chimique du groupe, constatant que NGC 3114 a essentiellement la même richesse métallique que le Soleil, pour lequel -0,04 +- 0,04 (Fe - Fer, H - Hydrogène).

Full & Details ici : https://astrob.in/full/zksrqa/0/?nc=Los_Calvos&real=

Bonjour, nous vous présentons cette fois une galaxie bien connue  dans l’ERIDAN :

NGC 1532 est une galaxie spirale barrée (de type morphologique SB(s)b ),située dans la constellation de l'Éridan à environ 47 millions d'années-lumière de la Voie lactée.
 

NGC 1532 est la galaxie la plus vaste et la plus brillante d'un groupe qui porte son nom. Le groupe de NGC 1532 comprend au moins 9 autres galaxies selon A.M. Garcia : IC 2040, IC 2041, NGC 1531, NGC 1537, ESO 2359-29, ESO 359-31, ESO 420-5, ESO 420-6 et ESO 420-9.
 

Sur l’image on distingue clairement son interaction avec NGC 1531, engagée dans une valse fougueuse, la galaxie spirale déformée au premier plan lacée avec des voies de poussière NGC 1532 est si proche de son compagnon — la galaxie de fond avec un noyau lumineux juste au-dessus du centre de NGC 1532 — qu’elle est déformée : un de ses bras en spirale est déformé et des panaches de poussière et de gaz sont visibles au-dessus de son disque. La danse cosmique mène à un autre effet dramatique : une toute nouvelle génération d’étoiles massives est née dans NGC 1532 à cause de l’interaction. Ils sont visibles comme les objets violets dans les bras en spirale.

Full & détails : NGC 1532 a galaxy in the Eridan

Bonjour,

Nous continuons à traiter nos images en retard (février 2021), cet objet est un peu atypique et pas très souvent photographié, dans la  Carène : RCW 58

Cette belle nébuleuse de type E, RCW 58, dans la constellation méridionale de Carina, entoure et provient d’un type spécial d’étoile, une étoile Wolf-Rayet, WR40 (HD 96548, WN8). L’étoile brillante au milieu de la nébuleuse dans l’image ci-dessus est WR40. La nébuleuse est appelée nébuleuse de l’anneau, en raison de son apparence ouverte. Il est allongé nord-sud 9′ x 5′ basé sur les données alpha hydrogène rouge (H-a), mais les données de l’oxygène bleu-vert (OIII) étend sa largeur à environ 8′ est-ouest, où le nord est en place. La nébuleuse s’étend à une vitesse de 87 km/s. Il a une apparence inhabituelle avec des noeuds et un motif radial montré par les données rouges H-a.  Ces bulles tridimensionnelles apparaissent comme un anneau en deux dimensions, comme on le voit dans cette image et représentent les éjections stellaires contenues dans une bulle soufflée par le vent.
Les émissions de H alpha et d’OIII provenant de huit des nébuleuses d’anneau Wolf Rayet les plus bien définies de la galaxie révèlent que, dans de nombreux cas, le bord le plus externe de l’émission OIII précède l’émission d’H Alpha. Ceci suggère que ces décalages, une fois présents, sont dus au choc de la bulle de Rayet de loup s’étendant dans l’enveloppe circumstellaire

Les étoiles WR sont énormes, peut-être aussi grandes que 20 à 60 + masses solaires. Ils perdent de la masse à mesure qu’elles évoluent à un rythme incroyable, produisant des vents solaires très forts. Elles sont très chaudes avec des températures allant de 30.000 à 200.000 Kelvin. Il y a environ 500 de ces étoiles cataloguées dans notre Galaxie de la Voie Lactée. Ils donnent une grande quantité de rayonnement ultraviolet (UV) qui ionise la nébuleuse environnante et la fait briller, ce qui nous permet de le voir. La plupart de ces étoiles WR sont considérées comme progressant vers une explosion de supernova

L’étude spectroscopique des lignes d’émission de Hα, [N II], [O III] et [S II] dans la nébuleuse de l’anneau WR RCW 58 :
En combinant une résolution spectrale élevée et un rapport signal-bruit avec un échantillonnage spatial fin, nous sommes en mesure de clarifier la cinématique complexe de cette nébuleuse soufflée par le vent qui, dans les données précédentes, semblait chaotique. RCW 58 se compose d’une coquille s’étendant à 87±3 km s−1 de l’étoile centrale et enveloppant des touffes plus lentes d’éjections stellaires, probablement produites avant l’allumement du vent WR. Nous tirons une limite supérieure à l’âge de la coquille soufflée par le vent de 3×104yr. Des cartes détaillées des différents composants de vitesse dans la nébuleuse, obtenues par l’ajustement du profil des lignes d’émission, sont présentées. Dans un article antérieur (Smith et coll.), nous avons suggéré que les dispositifs observés d’absorption UV apparaissent dans un flux de vent stellaire choqué « chargé en masse ». Nous constatons que la vitesse d’expansion de la coquille est, comme nous nous y attendions sur la base de notre modèle proposé, en très bon accord avec celle du gaz absorbant le plus lent observé aux longueurs d’onde UV. Les glissements de ligne dans la coquille sont superthermaux; il est peu probable qu’ils résultent de la superposition de plusieurs composants non résolus en raison de la haute résolution spatiale des données. Nous suggérons donc que la turbulence supersonique soit présente dans la coquille. Les propriétés observées des touffes, qui chargent le vent stellaire qui coule devant eux en perdant du matériel pour elle, sont discutées dans le contexte de notre modèle. Les contraintes sur les masses de touffes impliquent qu’elles sont aplaties, mais les structures de vitesse observées montrent qu’elles sont remarquablement cohérentes. Les vitesses, l’abondance et la teneur en poussière des touffes suggèrent que l’ancêtre de l’étoile centrale WN8 HD 96548 était un supergéant rouge.

Full & Détails sur Astrobin : RCW 58 : a Wolf-Rayet star in Carina

Cette fois, nous avons fait un autre test afin de connaître les limites réelles de notre set-up, il semble que nous l’avons atteint avec ce champ de petites galaxies dans le Pavo

Ce champ contient de nombreuses petites galaxies mais 5 sont plus notables et sont disponibles en médaillon"

 Trio de Galaxy « Masque du Diable »

Il s’agit d’un superbe triple système NGC 6769-71, situé dans la constellation méridionale de Pavo (le Paon) à une distance de 190 millions d’années-lumière. Les deux galaxies supérieures, NGC 6770 (à droite) et NGC 6769 (à gauche), sont de luminosité et de taille égales, tandis que NGC 6771 (supérieur) est environ deux fois moins lumineux et légèrement plus petit. Les trois galaxies possèdent un renflement central d’une luminosité similaire. Ils se composent d’étoiles âgées et rougeâtres et celle de NGC 6771 est remarquable pour sa forme « boxy », une occurrence rare parmi les galaxies. NGC 6769 est une galaxie spirale avec des bras en spirale très étroitement enroulés, tandis que NGC 6770 a deux bras en spirale majeurs, dont l’un est assez droit et pointe vers le disque externe de NGC 6769. NGC 6770 est également particuliere en ce sens qu’elle présente deux voies sombres relativement droites et un arc plus faible qui se courbe vers la troisième galaxie, NGC 6771. Il est également évident que les étoiles et le gaz ont été dépouillés du MBAC 6769 et du MBAC 6770, commençant à former une enveloppe commune autour d’eux, sous la forme d’un masque du diable. Il y a aussi un faible soupçon d’un pont fragile entre 6769 et 6771. Toutes ces caractéristiques témoignent d’une forte interaction gravitationnelle entre les trois galaxies. L’apparence déformée de la voie de poussière de NGC 6771 pourrait également être interprétée comme une preuve supplémentaire d’interactions. De plus, NGC 6769 et NGC 6770 reculent devant nous à une vitesse similaire d’environ 3 800 km/s - un décalage rouge d’un peu plus de 0,01 - tandis que celle de 6771 est légèrement plus grande, soit 4 200 km/s. Aussi dramatique et destructeur que cela puisse paraître, un tel événement est aussi un enrichissement, un véritable baby-boom. Une catastrophe cosmique comme celle-ci entraîne normalement la formation de nombreuses nouvelles étoiles.  ...

C’est ce qui est évident en raison de la nature bleuâtre des bras en spirale de 6769 et de 6770 et de la présence de nombreux sites de régions formant des étoiles

IC 4836 une Galaxie Spirale Barrée

IC 4845 une autre Galaxie Spirale Barrée

Full et détails sur Astrobin : Field of small galaxies in the Pavo  'NGC 6769-6770-6771, IC 4836, IC 4842, IC 4845

Bonjour,

Notre publication de ce jour est un essai sur un objet de très faible magnitude surfacique (~16) mais que nous voulions tenter d’imager bien que toutes les photos sur le net soient prises avec des instruments de grand et/ou très ouverts. Les brutes OIII montrent un signal tout juste discernable et il était impossible de discerner quelque chose sur les Ha… Un empilement sur 10 poses nous ayant montré qu’un signal était néanmoins visible, nous avons tenté d’imager la belle.
Voici donc le résultat avec un 315mm de Fd 8, c’est en dessous de ce que nous espérions mais bien mieux que ce que nous pouvions craindre.

critiques et conseils bienvenus !

Abell 7 ou PK215-30.1

La très discrète et ancienne nébuleuse planétaire Abell 7 se trouve à environ 1800 années-lumière de nous, juste au sud d'Orion, dans la constellation du Lièvre. Environnée d'étoiles de la Voie lactée et proche angulairement de lointaines galaxies d'arrière plan, sa forme sphérique de quelque 8 années-lumière de diamètre s'esquisse sur cette image prise au télescope. Des détails internes se révèlent grâce à l'utilisation de filtres. Les émissions de l'hydrogène et de l'azote apparaissent en nuances de rouge tandis que celles de l'oxygène sont en bleu-vert. Ces nuances sont absolument imperceptibles par la vision humaine. La phase de nébuleuse planétaire représente un très bref épisode de la fin de vie des étoiles dont notre propre Soleil fera lui-même l'expérience d'ici 5 milliards d'années, lorsqu'il expulsera ses couches externes. Abell 7 a un âge estimé de 20 000 ans, avec son étoile centrale WD 0500-156 qui est surement un système double avec une compagne naine rouge située à 0.91 sec, qui devenue une pâle naine blanche après 10 milliards d'années d'intense rayonnement.

Sur la photo la galaxie juste à droite est PGC 1611.

Full and details sur astrobin : Abell 7 (PK215-30.1)

Bonjour, nous vous présentons cette fois un grand classique :

NGC-253 – La galaxie du Sculpteur

Elle est située à 11 millions d’années-lumière dans la constellation du Sculpteur, de type Intermediate Spiral (SABc). C’est surement la Galaxie la plus visible dans le ciel après la galaxie d’Andromède, facilement observable avec des jumelles.

Elle est physiquement associée au groupe de galaxies appelé Filament du Sculpteur (ou Groupe du Sculpteur) dont elle est le membre le plus massif Ce groupe est l’un des groupes de galaxies le plus proche de la Voie Lactée. Le noyau de cette galaxie abrite probablement un trou noir supermassif d'une masse estimée à 5 millions de masses solaires (galaxies de Seyfert)

NGC 253 est une galaxie prototypique active formant des étoiles, ou galaxie Starburst. Starburst, ou baby-boom, les galaxies ont été les principaux moteurs de la formation des étoiles et l’évolution des galaxies tout au long de toute l’histoire de l’Univers. A la différence de la Voie Lactée c’est une galaxie formant intensément de très nombreuses étoiles.

Full – détails sur Astrobin :

Bonjour, cette fois-ci nous changeons un peu de registre pour vous présenter des nébuleuses sombres

The Snake Nebula & consorts (B72, B68,B69,B70,B71,B74 et B389)

Situées dans la Constellation d’Ophiuchus, un ensemble de nébuleuses sombres masque les étoiles. Elles sont référencées dans le catalogue de Barnard, sur cette image les 2 plus connues sont B72 qui a la forme du serpent et Barnard 68 en-dessous à droite.
(à gauche du serpent dans son prolongement et assez diffuse on a B389, et de droite à gauche sous le serpent on trouve B68, B69,B71, B70 et en bas à gauche au-dessus de l’étoile B74.)
Ces nébuleuses sombres sont constituées de poussière et de gaz moléculaire en forte concentration qui absorbent pratiquement toute la lumière visible émise par les étoiles à l'arrière-plan.

Leurs contours particulièrement sombres contribuent à faire de l'intérieur des nuages moléculaires un des endroits les plus froids et les plus isolés de l'Univers.

 Le fait qu'aucune étoile ne soit visible au centre indique que Barnard 68 est relativement proche, avec des mesures le plaçant à environ 500 années-lumière de la Terre pour un diamètre d'une demi année-lumière, Barnard 72 serait quand à lui situé à environ 650 AL. On ne sait pas exactement comment se forment ces nuages moléculaires, mais on pense que ces nuages sont eux-mêmes probablement un lieu où de nouvelles étoiles se forment. Et de fait, de récentes études ont montré que Barnard 68 était probablement en train de se contracter pour donner naissance à un nouveau système solaire. Il est possible de voir directement à travers ce type de nuage en les observant en lumière infrarouge.

Full et détails sur astrobin :

critiques et commentaires sont les bienvenus

Bonjour,

Nous vous présentons une jolie nébuleuse planétaire en HOO-RGB

NGC -1360 La nébuleuse de l’œuf bleu merle :

Ce joli nuage cosmique se trouve à environ 1.500 années-lumière, ses forme et couleur évoquant un oeuf de merle bleu. Il s'étend sur environ trois années-lumière, niché dans les limites de la constellation australe du Fourneau. Reconnu comme une nébuleuse planétaire, NGC 1360 ne présente cependant pas de limites claires. Au lieu de cela, elle correspond à une phase brève et finale de l'évolution d'une étoile vieillissante. En fait, visible dans l'image télescopique, l'étoile centrale de NGC 1360 est connue pour être un système d'étoile binaire constitué probablement de deux étoiles naines blanches évoluées, moins massives mais bien plus chaudes que le Soleil. Leur rayonnement ultraviolet intense et par ailleurs invisible a éliminé les électrons des atomes présents dans le fourreau gazeux environnant. La teinte prédominante bleu-vert de NGC 1360 observée ici est due à la forte émission en OIII produite lorsque les électrons se recombinent avec des atomes d'oxygène doublement ionisés.

NGC 1360 est une grande nébuleuse planétaire (PN) sans morphologie évidente de coquille. Après analyse des images H-alpha et des spectres d’échelle à haute dispersion de NGC 1360 afin de construire des modèles spatio-cinétiques et de déterminer sa répartition de densité, le modèle le mieux adapté indique que NGC 1360 est une coque elliptoïde prolate dont l’axe principal est deux fois plus long que son axe mineur et est incliné de 60 arcdeg par rapport à la ligne de mire. Le grand âge cinétique de la coquille, ~10.000 ans, et la faible densité de la nébuleuse, <130 H-atomes cm^-3, impliquent que NGC 1360 est uen PN évoluée et a commencé à fusionner avec le milieu interstellaire. La morphologie observée et les profils de luminosité de surface de NGC 1360 peuvent être décrits ainsi qu’une coquille épaisse avec un profil de densité radiale gaussienne sans bord intérieur tranchant, ce qui indique un manque de compression en cours par un vent stellaire rapide. Les FLIERs observés dans NGC 1360 vers l’extrémité de son axe principal se dilatent plus rapidement et sont plus jeunes que la coquille nébuleuse.

Très récemment (2017), l’hypothèse que l’étoile centrale soit en réalité une double (ce qui permettait d’expliquer son très fort champ magnétique) fut confirmée : c’est une double en dégénération, d’une période d’environ 8jours, avec respectivement 0.5 et 0.7 masses solaires, la plus grosse étant la naine blanche restante.

Cette nébuleuse montre 2 jets qui émettent en OIII mais aussi en NII, le plus fort étant celui que l’on voit en haut. Notre filtre Ha étant un 3nm, la force du signal est bien plus faible que ce que nous aurions pu capter avec 6nm qui recouvre partiellement le spectre du NII.

La full et les détails sous Astrobin :

NGC 1360 Robin&#39;s Egg Nebula