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515 résultats trouvés

  1. NGC 3254, nuit du 7 février 2019. Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRVB sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 12L 12R 12G 12B Image Plate Solver script version 5.1 =============================================================================== Referentiation Matrix (Gnomonic projection = Matrix * Coords[x,y]): +0.000102778 -3.04239e-05 -0.137472 +3.04084e-05 +0.000102791 -0.253079 +0 +0 +1 Projection origin.. [1899.992516 1899.997234]px -> [RA:10 29 20.132 Dec:+29 29 45.62] Resolution ........ 0.386 arcsec/px (Drizzle x2) Rotation .......... 163.511 deg Focal ............. 3955.46 mm Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 26.4" x 24' 26.4" Image center ...... RA: 10 29 20.132 Dec: +29 29 45.62 Image bounds: top-left ....... RA: 10 28 42.320 Dec: +29 14 34.21 top-right ...... RA: 10 30 29.822 Dec: +29 21 29.39 bottom-left .... RA: 10 28 10.253 Dec: +29 37 59.57 bottom-right ... RA: 10 29 58.134 Dec: +29 44 56.36 =============================================================================== NGC 3254 est une galaxie spirale AGN Seyfert 2, de type SAbc C de la constellation du Petit Lion. On estime qu'elle se situe à 59 millions d'années-lumière et a un diamètre d'environ 80 000 années-lumière. Elle a été découvert le 13 mars 1785 par Wilhelm Herschel. Per Dreyer la décrit comme « considérablement brillante, grande, assez étendue à 45°, avec noyau et milieu plutôt soudainement beaucoup plus brillant ". Le 09 janvier 2019, Koichi Itagaki y découvre la supernova 2019np de type Ia. L’image initiale de la découverte de 2019np : Informations : 2019np (= ZTF19aacgslb) (= ATLAS19bab), TNS découverte le 2019/01/09.665 par Koichi Itagaki Découverte dans NGC 3254 à R.A. = 10h29m21s.960, Decl. = +29°30'38".40 Située 26".3 east et 67".8 north du centre de NGC 3254 Mag 14.0:2/11 (13.0:1/25), Type Ia (z=0.00452) (References: ATEL 12374, 12378, (12411 corrected), 12415, 12416, ZTF observations; SN 1941B) Pour toute info sur cette splendide SN de type IIb de magnitude absolue de M = -14,73, c’est ici ou là que ça se passe : http://www.rochesterastronomy.org/sn2019/sn2019np.html A très bientôt pour quelques amas, vu que la lune vient me polluer mon ciel (big taunt) JB
  2. Hier après avoir essayer ma nouvelle lulu un zenithstar 66/388 que m'a gentiment offert mon ami d'Ajaccio Alain que je remercie beaucoup qui pour lui faisait doublon avec son matos Je suis en quelque sorte son informaticien il m'appelle pour des conseils ou autre comme je suis bricoleur ( je lui est même réalisé la boite a outil alim monture avec les ports protégé et un voltmètre idée de Justin tous d'abord la lulu j'ai quelques petites question est ce que ca vaut le coup de me commander un correcteur , pour le chercheur il faut que je trouve un qui se colle et si possible petit et pour la map j'ai été obligé de mettre la roue a filtre sinon impossible vous avez des suggestion ? Voila c'est juste pour partagé et remercie Alain c'est 16 pose de 300 seconde traité avec Siril version développeur, c'est claire que c'est trop pour ma monture sans autoguidage mais je sais pas comment fixer mon chercheur guidage Bon ciel et merci Aplus je traite le planetaire j'ai rempli presques un tera (avec la lulu l'asi 178mm la 224 et le C8 pas de C11 car on peux pas tous sortir en même temps Sauveur
  3. AH ! celle-là c’est mieux passée que NGC 4221 ! NGC 877, nuit du 7 février 2019. Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRVB sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 12L12R8B12G Image Plate Solver script version 5.1 =============================================================================== Resolution ........ 0.386 arcsec/px après Drizzle x2 Rotation .......... 163.348 deg Pixel size ........ 7.40 µm =============================================================================== Voici sur un joli champ acquis en speed NGC 876, NGC 876 et NGC 871. L'image originale de confirmation : image of SN 2019 rn in NGC 877 (mag.+16.2) - C14 - Starlight X Press Trius SX 9 - 120 sec. exposure - Feb. 06.91 ( U.T. ). Monte Maggiore Observatory ( Predappio - ITALY ). Giancarlo Cortini Pour toute info sur cette splendide SN de type IIb de magnitude absolue de M = -14,73, c’est ici ou là que ça se passe : http://www.rochesterastronomy.org/supernova.html#2019rn http://www.astronomerstelegram.org/?read=12384 https://wis-tns.weizmann.ac.il/object/2019rn La couche L native A plus JB EDIT : Ah oui, j'ai oublié de préciser 2 trois trucs : NGC 877 est une galaxie spirale barrée de faible luminosité de surface située dans la constellation du Bélier à environ 175 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par William Herschel en 1784. C’est une galaxie LINER (galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés) qui présente une large raie HI. Les galaxies NGC 876, NGC 871 et NGC 877 forment un groupe de galaxies en interaction gravitationnelle. On voit d'ailleurs une légère déformation du bras sud de NGC 877 en direction de NGC 876. Le groupe en imagerie HI. Les vitesses au sein du gaz sont de l’ordre de 3550 à 4000 km s−1. Plusieurs mesures non basées sur le redshift donnent une distance de 47,092 ± 7,522 Mpc (∼154 millions d'a.l.) pour NGC 877, ce qui est dans les valeurs de distances calculées en employant la valeur du redshift. Le groupe en imagerie HI. Les vitesses au sein du gaz sont de l’ordre de 3550 à 4000 km s−1. Crop sur NGC 871 Sources : An extremely optically dim tidal feature in the gas-rich interacting galaxy group NGC 871/NGC 876/NGC 877. K. Lee-Waddell, K. Spekkens, J.-C. Cuillandre, J. Cannon, M. P. Haynes, J. Sick, P. Chandra, N. Patra, S. Stierwalt & R. Giovanelli. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 443, Issue 4, 1 October 2014.
  4. NGC45 en LRVB avec Janus Sud

    Bonjour à tous, Nous avons un peu de retard sur nos publications suite a un voyage au Chili pour aider mon ami Denis à l'installation d'un nouveau RC de 300mm. Mais le plaisir des voyages n'ont qu'un temps:-), c'est donc aussi avec le meme plaisir que nous vous présentons NGC45. NGC 45 est une galaxie spirale située dans la constellation de la Baleine à environ 21 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle est étendue, mais bien plus faible que l'on ne peu penser, transparente, comme le voile brodé d'une marié. Une étoile de mag 6.5 envoie toute son énergie proche de la galaxie, mais au finale, la chaine optique montre une diffusion faible qui ne gène en rien le rendu du tableau. Comme dans toutes les images de ce type, réalisées loin de la voie lactée, le champ est couvert de galaxies lointaines et d'amas. Le coté technique: Télescope JANUS Sud situé à l'Hacienda des Étoiles au Chili. Temps de pose: Couche L en 11h00. Couche R, V et B en 1h05mn par couche. Poses élémentaires de 5min. Les meilleures images élémentaires présentent un seing de 1.3 sec d'arc, et la moins bonne retenue de 2.4 sec d'arc. l'image finale a un seing d'environ 1.8sec d'arc. Télescope de type Newton de 520mm de diamètre FD 3.5. Echantillonnage de 0.4 sec d'arc par pixel. Camera ZWO 1600MM Cool. Filtres LRVB ZWO avec la roue à filtres de la même marque. Motorisation Directdrive Alcor System. Conception mécanique de l'ensemble du télescope (tube et monture) de Michel Meunier. Piloté en automatique sous PRISM V10, prétraitement sous PRISM V10 et traitement final sous CS6. Voici l'image, la full comme toujour via clic sur l'image elle meme puis les fenêtres Astrosurf: En espérant que cette image vous plaise:-). Amitiés a tous, et bonne astro! La JANUS Team Michel Meunier et Laurent Bernasconi http://team-janus.astrosurf.com/ https://www.facebook.com/JanusTeamNordSud/
  5. NGC 2903 / Newton 410 mm

    Galaxie NGC 6903 dans la constellation du Lion. Forte pollution lumineuse due au village beaucoup trop éclairé...hélas Newton 410 mm F/5.6 "maison' optique et méca + Paracorr 2 Sony A7S astrodon / 60 poses de 30 sec à 3200 iso. Traitement Siril, PI et CS6.
  6. NGC 4121 Nuits du 07 et du 08 février. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRVB synthé sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 18L, 17R, 12G, 17B Image Plate Solver script version 5.1 =============================================================================== Resolution ........ 0.386 arcsec/px Rotation .......... 163.348 deg Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 26.7" x 24' 26.7" Image center ...... RA: 12 07 56.720 Dec: +65 07 02.55 =============================================================================== Dans l’idée d’imager le catalogue NGC et ses pétouilles, je me suis dit, tiens, autant le faire quand une galaxie présente un événement intéressant, genre une supernova. Surtout que NGC 4121 est vraiment minuscule … « Fail », comme le dit le titre. « Epic fail », même, comme le disent mes enfants… tentative d’imager ATEL 12319, mais qui ne donne absolument rien, si ce n’est peut-être en soustrayant des images pré-SN. Mais j’ai comme un doute… A la base, cette alerte sur Rochester. MASTER OT J120755.95+650647.8, ATEL 12319 discovered 2018/12/20.814 by MASTER robotic Net Found in NGC 4121 at R.A. = 12h07m55s.950, Decl. = +65°06'47".80 Located 4".3 west and 2".4 south of the center of NGC 4121 Mag 15.5:12/20, Type unconfirmed (zhost=0.004717) L’image de la découverte est celle-ci : Donc, ni une ni deux, je la tente. Bon, il faut être honnête, elle n'est toujours pas confirmée. Et en fait, même infirmée par Giancarlo Cortini. " I send You the image of NGC 4121, where I don't confirm the presence of the transient: MASTER OT J120755.95+650647.8 until mag.+18.0 - C14 - Starlight X Press Trius SX 9 - 40 sec. exposure - Dec. 26.92 ( U.T. ) Monte Maggiore Observatory ( Predappio - ITALY ) Concernant NGC 4121 (= PGC 38508), pas grand chose à se mettre sous la dent; il s'agit d'une galaxie découverte le 09 septembre 1866 par Heinrich d'Arrest. Galaxie naine elliptique du Dragon de tyoe E C, elle présente un vitesse radiale de 2189 km/s et un z(~) 0.007328 avec une taille angulaire de 0.440 x 0.370 arcmin.... Par contre, plus intéressante est NGC 4125, juste à côté, avec un aspect assez original : J'ai une couche bleue qui mériterait clairement d'être reprise, mais je voulais tout acquérir la même nuit dès lors que je pensais imager une supenova. Découverte le 04 janvier 1850 par John Hind, il s'agit d'une galaxie de type SA0 C présentant une vélocité radiale de 1341 km/s. Elle fait partie d'un groupe de galaxie avec NGC 4121, NGC 4081 et Mrk 195 et dont elle est l'homonyme. NGC 4125 est une galaxie lumineuse de type E6 (pec) distante de 23,9 Mpc (75 millions d'années-lumière), qui a subi une fusion suivi d'un sursaut de formation d'étoiles il y a 6 à 8 milliards d'années. Elle présente un rayonnement très particulier : très forte luminosité à 60 μm (IR) alors qu'elle n'est pas détectée ni en HI, ni en CO, et fort rayonnement X émis à partir de gaz chauds, avec tout au plus quelques pourcent de contribution de son noyau galactique actif. Or généralement, les galaxies de type précoce (elliptiques et lenticulaires) sont dominées par une population stellaire âgée et contiennent tout au plus une petite fraction de leur masse totale en gaz froid et en poussières. Ainsi, il semblerait que NGC 4125 se trouve actuellement dans une phase inhabituelle où les étoiles évoluées produites lors du sursaut de formation d'étoiles déclenché par cette fusion ancienne pompent actuellement de grandes quantités de gaz et de poussière dans le milieu interstellaire. Sources : Cold dust but warm gas in the unusual elliptical galaxy NGC 4125. C. D. Wilson, A. Cridland, K. Foyle, T. J. Parkin, E. Mentuch Cooper, H. Roussel, M. Sauvage, M. W. L. Smith, M. Baes, G. Bendo, M. Boquien, A. Boselli, L. Ciesla, D. L. Clements, A. Cooray, I. De Looze, M. Galametz, W. Gear, V. Lebouteiller, S. Madden, M. Pereira-Santaella, and A. Remy-Ruyer. The Astrophysical Journal Letters, 776:L30 (5pp), 2013 Radially extended kinematics and stellar populations of the massive ellipticals NGC 1600, NGC 4125, and NGC 7619. Constraints on the outer dark halo density profile. S. B. Pu, R. P. Saglia, M. H. Fabricius, J. Thomas, R. Bender & Z. Han. A&A 516, A4 (2010)
  7. NGC 3486

    Une belle éclaircie dans le Nord en début de semaine ! Voici la belle spirale NGC 3486 ! NGC 3486 est une galaxie spirale barrée située à environ 27,4 millions d'années-lumière dans la constellation du Petit Lion. De par sa forme, la galaxie a été classée SAB(r)c, ce qui indique qu'elle est une galaxie spirale barrée avec un anneau intérieur la full: http://www.astrosurf.com/pixiel/2019imageM12P-NGC3486.htm Meade 12" F/D:10 ZWO ASI 1600 mmc - pas de filtre - 360 poses de 10s non autoguidées -gain 350 -seeing 6/10(légère brume passagère !) . Je rajoute un petit montage comparatif
  8. Markarian en 6400px sur 7000px

    Bonjour, voici une mosaïque de 4 tuiles prises avec la TEC et la G4-16000, c'est la première fois que j'assemble des panneaux avec une méthode de carte d'étoile synthétique, pour ce type d'image c'est indispensable car pour des tuiles unitaires de 2°*2°, il y a forcément une légère déformation des images due aux optiques, et du coup l'assemblage est impossible pour 4 tuiles. La méthode est donc de créer une carte d'étoiles synthétique avec une résolution astrométrique des étoiles, de faire également une résolution astrométrique des 4 tuiles, et ensuite de faire un alignement avec distorsion d'image entre la carte synthétique et chacune des 4 tuiles. C'est la théorie, la pratique cela fonctionne pas trop mal, sauf que les 4 panneaux ont rarement les mêmes fond de ciel, car pris dans des conditions différentes, des jours différents, il faut harmoniser tout ça et jongler avec divers process pour assembler sans ne trop voir les transitions. Le champ est centré sur M 87 et montre la chaine de Markarian, avec énormément de galaxies ainsi que des amas de galaxies très éloignés. C'est l'image qui à ce jour m'a demandé le plus de temps de traitement, je pense que j'en suis à au moins 24 heures de traitement, sans compter bien sur les acquisitions sur 6 nuits pour obtenir 35 poses de 5 minutes en luminance bin 1 et 3 * 11 poses de 3 minutes en rvb bin2 l'image finale fait 6400 px sur 7000 px. la full qu'il faut absolument visiter et qui montre les défauts , mais aussi les détails est ici : http://astro.equinoxe.free.fr/images/images_constelations/vierge/markarian_full.jpg voici l'image du champ, réduite pour le forum : Version annotée, les M et les IC, j'ai pas mis les ugc, il y en a tellement que l'on ne voit plus rien avec les annotations : Un crop sur M86 : Un crop sur M87 : Un crop sur M90 : Un crop sur M58 : Un crop sur NGC 4440 : Un crop sur IC 3476 : jc Mario.
  9. NGC 2403 et NGC 2404. Nuits du 04 février 2019. Nerpio 45L 30R 30G 12G C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRVB synthé sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. Image Plate Solver script version 5.1 =============================================================================== Resolution ........ 0.386 arcsec/px (après Drizzle x2) Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 26.6" x 24' 26.6" Image center ...... RA: 07 36 51.850 Dec: +65 36 12.77 =============================================================================== NGC 2403 (=Caldwell 7 = CG 1541) est une galaxie spirale intermédiaire de magnitude 8.19 (type SAB (s) cd) située dans la constellation de la Girafe à environ 11,1 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par William Herschel en 1788. A l’inverse de NGC 7741 (que je vous présentée il y a quelques jours), c’est une galaxie LINER du champ, c'est-à-dire qu'elle n'appartient pas à un amas ou un groupe et qu'elle est gravitationnellement isolée. NGC 2403 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAB(s)d dans son atlas des galaxies. Per Dreyer la décrit comme "très remarquable, considérablement brillante, extrêmement grande, très étendue, très progressivement beaucoup plus lumineuse au centre et au noyau". Plus d'une soixantaine de mesures non fondées sur le redshift lui attribuent une distance de 3,397 ± 0,608 Mpc (∼11,1 millions d'a.l.) Ces mesures sont plus fiables que le calcul basé sur le redshift parce que cette galaxie est trop rapprochée du groupe local. Compte tenu de sa taille apparente de 22 x 12 arcmin, la galaxie est estimée à environ 70 000 années-lumière de diamètre. Allan Sandage y a détecté au Mont Palomar les premières céphéides au-delà de notre groupe local ; en se fondant sur leurs périodes, il avait estimé une distance de NGC 2403 de 8000 années-lumière (elle est en fait 1000 fois plus éloignée). La classe de luminosité est un descripteur supplémentaire introduit par Sidney van den Bergh spécifique aux galaxies spirales, qui attribue à chaque spirale une classe de luminosité allant de I pour les plus brillantes à V pour les plus faibles . Puisque la luminosité totale correspond en gros à la masse totale des étoiles visibles, les galaxies spirales de classe de luminosité I sont aussi les plus massives et elles possèdent les bras spiraux les plus imposants. Il s’avère que la classe de luminosité des galaxies est également bien corrélée avec la régularité de la structure en spirale, ce qui est expliqué par le modèle d'onde de densité de la formation des bras en spirales. Plus la galaxie est massive, plus les nuages de gaz se concentreront dans les régions de haute densité. Comme plus de gaz est disponible, plus de nouvelles étoiles bleues seront formées sur le site, ce qui rendra la structure en spirale mieux définie. Ainsi, les galaxies les plus lumineuses, donc les plus massives, sont les plus ordonnées. La classe de luminosité de NGC 2403 est III-IV c’est-à-dire plutôt faible. Elle contient un nombre important de régions géantes d'hydrogène ionisé (HII, ie en émission) associées à divers amas d'étoiles, dont l'un est un objet NGC à part entière : NGC 2404. Il s’agit d’un amas ouvert associé à une nébuleuse en émission, situé dans le bras externe à l'est de NGC 2403. Il a été découvert par l'astronome français Guillaume Bigourdan en 1886. Ces régions H II ont été étudiées à de très nombreuses reprises, comme le montre par exemple cette image extraite d’une publication sur la répartition de l’oxygène en leur sein. Image Hα à bande étroite de NGC 2403, prise avec le télescope de 2,1 m au Kitt Peak. Les cercles bleus entourent les régions HII étudiées. Les positions des observations spectroscopiques à longue fente sont représentées par des lignes continues rouges superposées aux régions HII. Le Nord est en haut et l'Est est à gauche. Des observations HI profondes obtenues avec le radiotélescope de Green Bank révèlent un nuage étendu en dehors du disque HI principal sur environ 16 kpc au nord-ouest du centre de la galaxie. La masse totale HI du nuage est de 6,3 millions de masses solaires, soit 0,15% de la masse totale HI de NGC 2403. Le nuage est associé à un filament HI de vitesse anormale de 8kpc dans le disque interne, qui avait été précédemment observé dans les observations VLA en profondeur. L'un des scénarios concernant l’origine de ce nuage est qu’il s’accumule à partir du milieu intergalactique ou résulte d’une interaction mineure avec une galaxie naine voisine. Etude multi-canaux au rédiotéléscope de Green Bank du HI avant intégration Le résultat, avec superposition de l’image optique Masi si NGC 2024 est surtout connue, c’est qu’elle a présenté plusieurs supernovas très bien étudiées, et parmi lesquelles des imposteurs se sont glissés (on parle de « supernovas imposteuses », mais le terme est laid)… Pour rappel, les "éruptions" d'étoiles massives se divisent essentiellement en deux catégories: celles à variabilité normale (de type Luminous Blue Variable (LBV) / S Doradus) et celles qui forment des éruptions géantes. Pour ces dernières, on parle de "luminosités super-Eddington" avec des éjections massives par radiation. La Luminosité d'Eddington, ou "lumière d'Eddington", est une valeur de luminosité qu'un objet céleste ne peut dépasser : au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'objet sont éjectés. L'exemple que tout le monde connait est Eta Carinae (η Car). Lors d'une éruption géante, la luminosité totale augmente considérablement. Dans le cas des éruptions dites "LBV", il y a a un taux accru de perte de masse, ce qui rend les vents denses et opaques, avec une pseudo-photosphère plus large et plus froide, sans augmentation substantielle de la luminosité dans la plupart des cas. Cet état de perte de masse accrue peut durer plusieurs années. Les capacités actuelles accrues de détection des SN avec les programmes de surveillance systématique du ciel révèlent un nombre croissant d'éruptions géantes non majeures, apparemment dues à des étoiles très massives et évoluées. Bon nombre de ces éruptions géantes ressemblent spectroscopiquement aux supernovae de type IIn et reçoivent donc une désignation SN mais sont ensuite reconnues comme sublumineuses et/ou leurs courbes spectrales et lumineuses ne se développent pas comme de vraies supernovae. Par conséquent, elles sont souvent qualifiés de « supernovae imposteuses ». Il s'agit d'un groupe d'objets avec une gamme de luminosités et de précurseurs variée. Quelques imposteurs semblent être des variables LBV / S Dor normales à l'état de lumière éruptive ou maximale, tandis que la plupart sont des éruptions géantes pouvant ressembler à η Car. Bien sûr, le véritable « test » d’un imposteur est de voir s’il survit à son éruption géante. Trois exemples historiques sont η Car, donc, P Cyg et SN1954J, qui ont en l’occurrence toutes survécues à leur éruption géante. SN 1954j SN 1954j, le premier de ces deux imposteurs, est aussi connue sous le nom de Variable 12 (aka V12). L'étoile - qui a survécu à l'explosion - a un peu changé de couleur pendant les 8 dernières années. Après avoir atteint une magnitude absolue de -8, elle s’est entourée d'une nébuleuse poussiéreuse apparemment similaire à celle de η Carinae. L'imagerie HST l’a résolue en quatre étoiles, dont l'une est très brillante en Hα. Le télescope Keck-II a permis d'obtenir un spectre à échellette montrant un profil d'émission Hα à ailes larges similaire à celui de η Car et il semble que cet objet brillant en Hα, l'étoile 4, soit très probablement le survivant. V12 a augmenté sa luminosité apparente d'au moins cinq magnitudes au cours de son éruption. Sa courbe de lumière pré-éruption est remarquable par des variations rapides de sa magnitude dans les années 1950-1954, de l'ordre d'une demi-magnitude ou plus en quelques jours seulement. Ces fluctuations erratiques sont probablement dues à une instabilité de surface à court terme, distincte des éruptions à long terme de type LBV / S Dor. η Car a également présenté ces oscillations rapides avant sa "grande éruption" en 1843. SN 1954j résolue par Hubble SN 2002kg (V37) SN 2002kg est notre second imposteur, qui n'est ni une supernova ni une éruption géante comme SN1954J mais une variable LBV / S Dor. Découverte le 22 octobre 2003 dans l'un des bras spiraux de la galaxie, elle était en fait visible un an auparavant sur des images prises le 26 octobre 2002 avec le télescope automatique Katzman. Initialement classée dans la catégorie des supernova de type IIn en raison de ses lignes d’émission d’hydrogène étroites. SN2002kg a ensuite été identifié une variable bleue irrégulière (V37) et s’avère être une variable LBV / S Dor en éruption. SN 2004dj Enfin, SN 2004 dj était une supernova de type IIP (Type II, pour « qui contient de l’hydrogène », P pour « plateau », lorsque la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente). Elle a été découverte le 31 juillet 2004 par Koichi Itagaki, un astronome japonais. Au moment de sa découverte, la luminosité de la supernova atteignait une magnitude apparente de 11,2 et une luminosité équivalente à 200 millions de fois celle du Soleil. Cependant, elle fut découverte après qu'elle eut atteint le maximum de sa luminosité. L'étoile à l'origine de cette supernova se trouve dans un amas d'étoiles jeune et compact situé dans NGC 2403. Cette supernova a été la plus lumineuse depuis SN 1987A. SN 2004dj est l'une des SN les plus proche et les plus brillantes ayant explosé récemment et elle a été particulièrement suivie, puisqu'une publication de 2018 rapporte des observations radio couvrant une large plage de fréquences et de temps, étendues de 0,24 à 43 GHz et d’environ 1 jour à 12 ans après sa découverte. Les auteurs estiment d'ailleurs dans l’article que le taux de perte en masse de l'étoile progénitrice à ~ 1 × 10(−6) masse solaire âr an avec des vents ayant une vitesse de 10 km/s. On peut voir SN 1954j, SN 2002kg et SN 2004dj sur cette image prise par le télescope spatial Hubble Sinon, à tître informatif, vous pouvez désormais retrouver toutes ces pages compilées ICI JB Sources : A Tale of Two Impostors: SN2002kg and SN1954J in NGC 2403. R. M. Humphreys, K. Davidson, S. D. Van Dyk & M. S. Gordon. The Astrophysical Journal, 848:86 (13pp), 2017 October 20. Long-term Behavior of a Type IIP Supernova SN 2004dj in the Radio Bands. A. J. Nayana, C. Poonam & K.R. Alak. The Astrophysical Journal, Volume 863, Number 2 Supernova 1954J (Variable 12) in NGC 2403 Unmasked. S. D. Van Dyk, A. V. Filippenko, R. Chornock, W. Li & Challis. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 117:553–562, 2005 June Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant H II Regions in the Galaxy NGC 2403. Y-W. Mao, L. Lin a X Kong. The Astrophysical Journal, Volume 853, Number 2. A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion. W.J.G. De Blok , K. M. Keating, D.J. Pisano, F. Fraternali, F. Walter, T. Oosterloo, E. Brinks, F. Bigiel & A. Leroy. Astronomy and Astrophysics, volume 569A, 68-68 (2014/9-1)
  10. Changement de setup

    Bonjour, je me pose la question de mon changement de setup astro-photo utilisé en nomade, je voudrais l'année prochaine, tout en gardant mon setup actuel " lulu 80ed sur monture HEQ5 PRO, synguider2, et Canon Eos 1000d défiltré " passer à un setup qui donne la priorité aux galaxies ( ni planète, ni nébuleuse) donc longue focale ( dans les 1000 mm ou plus). Mais qui soit adapté à l'HEQ5, je ne m'arrête pas sur les lunettes APO qui sont bien au-dessus de mes petites économies pour ce type de focale ( il me semble). Il me reste le Newton, le Rc, et le S cassegrain , une ouverture de 200 mm me semble correcte même si un 150 serait peut-être bien ! Dans les moins de 1000 Euros neuf et occase. Alors, je me dis que le newton ( que je connais un peu ) doit être réglé à chaque sortie, une plus grosse prise au vent + lumineux et bla ba bla, et tout ça, tout ça quoi ! Le SC es plus stable avec le vent mais moins lumineux avec secondaire, le RC aussi. J'ai bien lu cette page http://www.astrosurf.com/luxorion/rapport-quel-tel-acheter-modeles3.htm mais à force de réfléchir je passe du Newton au RC, du RC au C8 retours au newton, et cela recommence sans fin, sans me décide pour aucUNNNNNNNNNNNN , la crampe cérébrale n'est pas loin ! Donc je pense me diriger plutôt vers un C8........................ ou un newton pfffffffff Si vous avez des idées, pleeeeeease help me
  11. Bonjour à tous Une petite trouée hier soir, enfin 4h quand même jusqu'à 23h, m'a permis de shooter cette petite galaxie de la Girafe, assez discrète. J'ai pu conserver 1h15 de luminance (/5mn en bin1) et 35mn (/5mn en bin2) par couche couleur. Avec mon setup, cela mériterait plus de temps de pose pour réduire le bruit, mais les nuages en ont décidé autrement. Content de sortir quelque chose quand même par ces temps difficiles! Newton 253/934 (réducteur ASA) et CCD ICX814. Traitement Iris et PS CS2. Ci-dessous un crop 100%, cliquez pour la voir dans son champ étoilé Nathanaël
  12. ON est tous passés par là : Il y a le bonheur de la première étoile visible avec son télescope. Puis le bonheur de la première photo, celui du premier empilement d'image à peu près réussi, etc etc. Là, j'ai le bonheur de poster cette image, car enfin je crois que je maîtrise toutes les étapes d'un traitement "de base" de Pinxisinght et je ne vous cache pas que je suis assez fier de ce résultat où rien n'est laissé au hasard. Je pense que nous avons tous rencontré ce moment particulier où on est très content du résultat d'un traitement sans être bien sûr de ce qu'on a fait. Et bien cette image est la première de ce que j'appellerai un "rendu voulu" NGC 3079, nuits du 04 au 06 janvier 2019. Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRVB synthé sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 46L 24B 18R . Astrométrie par PI : Image Plate Solver script version 5.1 =============================================================================== Resolution ........ 0.387 arcsec/px (Drizzle scale x2) Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 58.7" x 24' 58.7" Image center ...... RA: 10 01 59.754 Dec: +55 41 03.54 NGC 3079 (= PGC 29050 = CG 1983) est une galaxie spirale barrée vue par la tranche de type SBcd et située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 51 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel le 1er avril 1790. Per Dreyer l’a décrite comme "très brillante, grande, très étendue à 135 °". EN se fondant sur une vitesse de récession de 1115 km / s, la galaxie spirale NGC 3079 se trouve à environ 20.7 Mpc (∼67.5 millions d'a.l.), ce qui est en concordance avec les estimations de distance liées au Redshift. Compte tenu de sa taille apparente de 7,9 x 1,5 arcmin, elle est estimée à environ 140 000 années-lumière de diamètre. NGC 3079 a 2 compagnons (MCG + 09-17-009 et NGC 3073) et fait partie d'un groupe de galaxies (au moins 8 galaxies, cf. infra) qui porte son nom et dont NGC 3079 est la galaxie la plus brillante. 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),, NGC 3079 est surtout une galaxie active de type Seyfert. Elle est en train de subir un épisode de sursaut de formation d’étoiles (starburst). Un gros plan de la région centrale de NGC 3079 provenant des images captées par Hubble révèle cette activité intense avec cette bulle soufflée du noyau galactique, poussée par des "super vents" stellaires provenant de la formation d'étoiles, s’élevant à plus de 3 500 années-lumière au-dessus du disque de la galaxie et présentant des températures pouvant atteindre 10 millions de degrés Kelvins. Il s'agirait d'un phénomène récurrent, se produisant tous les dix millions d'années environ, ces gaz finissant par retourner vers le disque galactique où ils compriment de nouveaux nuages de gaz et de poussière pour donner un nouveau sursaut de formation d'étoile, répétant le phénomène, et donnant naissance à une nouvelle génération d'étoiles. La bulle que nous observons actuellement a probablement été créé il y a environ un million d'années. Ce sursaut d’activité confère le statut de galaxie Seyfert de type Sy2 à NGC 3079 mais l'activité du son noyau provient également d’un trou noir supermassif qui s'y trouve. On estime sa masse à 2,4 millions de masses solaires. Des observations complémentaires en hydrogène neutre profond (HI) au radiotélescope Westerbork Synthesis permettent toutefois de révéler que ce disque HI est beaucoup plus étendu et perturbé que ce que nous montre Hubble, avec un rayon s’étendant jusqu’à 22 kpc !, asymétrique tant morphologiquement que cinématiquement et avec une légère déformation des bords nord et sud. Le déséquilibre de NGC 3079 en HI Ces observations mettent par ailleurs des interactions nettes entre NGC 3079 et ses voisines ainsi que de grands flux de gaz et de résidus visibles au sein du groupe, le disque de NGC 3079 étant fortement affecté par ces interactions. La distribution totale de HI autour de NGC 3079 Ces observations de 2015 ont par ailleurs permis de révéler ou préciser les éléments suivants : En plus des deux galaxies compagnes connues auparavant (NGC 3073 et MCG 9-17-9), du gaz HI a été détecté dans cinq galaxies supplémentaires (trois avec un redshift auparavant inconnu et qui sont probablement associées au groupe NGC 3079). Parmi celles-ci, deux d'entre elles ([YGK81] 078 et SDSS J100311.18 + 553557.6) semblent participer aux interactions dans le groupe. Galaxies en interaction, en HI Liste des galaxies en interaction (lettres correspondant à la figure ci-dessus) Présence d’un pont de HI d'environ 33 kpc visible entre NGC 3079 et MCG 9-17-9. Pont entre NGC 3079 et MCG 9-17-9 et extension H I vers J100311.18+553557.6 La pression exercée par le halo de rayons X chaud de NGC 3079 est probablement responsable de l'extraction du gaz provenant du MCG 9-17-9, bien que des effets de marée aient pu jouer par le passé. La queue HI « cométaire » de NGC 3073 liée à la pression exercée par les « super vents » provenant de NGC 3079, initialement décrite par Irwin et al. en 1987, s'étend plus loin que dans la description initiale, et une seconde queue, plus courte, est également visible. Distribution du HI de NGC 3073 en fonction des canaux, on voit les deux queues apparaître Image HI intégrée de NGC 3073, on voit les deux queues « superposées » Il faut savoir qu’il y a plein d’éléments éjectés du noyau de NGC 7903, comme du CI, du CO, du méthanol (!!), de l’ammoniac : Image optique WFPC2 HST de NGC 3079 superposées aux images des émissions de [N II] et de la ligne H, obtenue à partir des archives de données HST. Les lignes pointillées représentent la taille du faisceau d’observations d’ammoniac avec le radiotélescope Tsukuba de 32 m. A gauche, zoom sur la région centrale. Chercher les petits points rouges Pourquoi diable s’intéresser à l’ammoniac ? L'ammoniac (NH3) est en fait un thermomètre pour les gaz moléculaires relativement denses (au niveau cosmologique) grâce à sa structure symétrique axiale et à son état métastable... Pour ceux qui se demandent de quoi on parle : NH3 a une structure supérieure symétrique qui présente des doublets d'inversion causés par l'atome d'azote qui passe à travers la barrière de potentiel dans le plan de trois atomes d'hydrogène. Les transitions dipolaires autorisées de NH3 sont ΔJ = ± 1 et ΔK = 0, car le moment dipolaire correspond à l'axe de symétrie de la molécule. Les niveaux non métastables [J, K (≠ J)] se désintègrent rapidement via les transitions ΔJ = 1 dans l'infrarouge lointain (coefficients A d'Einstein ∼ 10−1 s − 1), et à l’inverse les transitions radiatives ΔK = ± 3 sont très lentes (A ∼ 10−9 s − 1), d’où les niveaux métastables sont peuplés [J, K (= J)] (A ∼ 10−7 s − 1). Dans ces niveaux métastables, les populations relatives sont principalement déterminées par des collisions et suivent (donc) une distribution de Boltzmann. La température de rotation peut ainsi être déduite du rapport des densités de colonne des niveaux métastables. Au final, ça ressemble à ça (c'est moins simple que chez ma grand-mère) : Colonnes de densité de l’ammoniac près du centre de NGC 3079 Beaucoup moins spectaculaires, des observations récentes avec le système Swift-BAT de Herschel semble montrer que, dans les galaxie telles que NGC 3079 hébergeant un AGN très actif, la distribution de la formation d'étoiles (et donc de gaz) soit plus compacte, ce qui conforte l'hypothèse d'une coévolution AGN / hôte dans laquelle l'accrétion sur le trou noir central et la formation d'étoiles sont alimentées par le même réservoir de gaz, avec une alimentation plus efficace du trou noir si ce réservoir est plus concentré. Dis comme ça, ça peut sembler logique mais ce n'est pas si évident que ça. De même, des observations en bande L via EVLA (CHANG-ES) ont permis de mettre en évidence une polarisation circulaire au sein de NGC 3079 (la polarisation circulaire d'un rayonnement électromagnétique est une polarisation où la norme du vecteur du champ électrique ne change pas alors que son orientation change selon un mouvement de rotation. L’application en optique est la lumière dite « polarisée »). NGC 3079, avec un indice de Stokes faible, présente un noyau de rayons X moins lumineux et une absorption interne des rayons X moins forte que, par exemple, NGC 660 et NGC 3628, qui présentent des indices de Stokes plus importants ( V/I ≡ mC ∼ 2% vs 0.2% pour NGC 3079). L’indice de Stokes appartient à la physique des fluides, le Stokes étant l’unité de viscosité cinématique. Sources : Populating the Galaxy Velocity Dispersion : Supermassive Black Hole Mass Diagram, A Catalogue of (M bh, σ) Values. A. W. Graham. Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 25 #4,‎ mars 2013, p. 167-175. Local Swift-BAT active galactic nuclei prefer circumnuclear star formation. D. Lutz, T. Shimizu, R. I. Davies, R. Herrera-Camus, E. Sturm, L. J. Tacconi and S. Veilleux. Astronomy and Astrophysics, volume 609A, 9-9 CHANG-ES – XI. Circular polarization in the cores of nearby galaxies. J. A Irwin, R. N Henriksen, M. Weżgowiec, A. Damas-Segovia, D. Wang, M. Krause, G. Heald, R.-J. Dettmar, J.-T. Li, T. Wiegert, Y. Stein, T. T Braun, J. Im, P. Schmidt, S. Macdonald, A. Miskolczi, A. Merritt, S. C. Mora-Partiarroyo, D. J. Saikia, C. Sotomayor & Y. Yang. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 476, Issue 4, 1 June 2018, Pages 5057–5074. Relativistic jet feedback – III. Feedback on gas discs. D. Mukherjee, G. V Bicknell, A. Y. Wagner, R. Sutherland, J. Silk. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 479, Issue 4, 1 October 2018, Pages 5544–5566. The ‘shook up’ galaxy NGC 3079: the complex interplay between H I, activity and environment. N. Shafi, T. A. Oosterloo, R. Morganti, S. Colafrancesco & R. Booth. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 454, Issue 2, 1 December 2015, Pages 1404–1415. Hot ammonia in the center of the Seyfert 2 galaxy NGC 3079. Y. Miyamoto, N. Nakai, M. Seta D. Salak, K. Hagiwara, M. Nagai, S. Ishii & A. Yamauchi. Publications of the Astronomical Society of Japan, Volume 67, Issue 1, 1 February 2015, 5, EDIT : correction des fichiers joints.
  13. Bonjour, Un miracle ! j'ai eu une nuit claire et très exactement un mois après la première de l'année... au programme, il y avait des occultations d'étoiles à surveiller, quelque astéroïdes et des comètes... et je me retrouve avec 2 comètes et 2 galaxies archi classiques. Je vous passe les déboires, de PC, de connections, , d'autoguidage qui détruit les images, de vibration... avec changement du ventilateur de la caméra et j'en passe. j'ai aussi commencé tard avec l'ouverture de l'observatoire vers 1h du mat, aprés deux concerts dont celui des sœurs Ibeyi (super) , couché à 5h30 en laissant le T250 avec M104 je suis assez satisfait de cette soirée qui n'a pas été un long fleuve tranquille coté méca-astro, avec une jolie M51 (Manque la couleur). Pas de vent, température -2°C (-3.5°C à 5h30) hygro à 71% (rare), et quelques passages de stratus. 38P/ Stephan Oterma du 03 02 2018 Toujours bien active, une comète qui ressemble à une comète mais avec un mouvement apparent très faible. (notez la forme des étoiles et des petites galaxies, à cause d'une résonance tube/ventilo) la même le 3 01 2019 et la plus discrète 59P/ Kearns Kwee M51 avec 10 X 300s, avec le nouveau ventilo bricolé entre 2h30 et 3h30, la différence avec les images de 38p et 59p et m51 est évidente. j'ai enfin des étoiles rondes et pas des traits. et pour finir M104 avec 25 X 300s, plutôt basse chez moi d'où ce manque de finesse que l'on retrouve sur l'image de M51 bien plus haute dans le ciel. Voilà pour février, vivement Mars Arno
  14. NGC 2903 plan rapproché

    Bonjour, une image de la galaxie NGC 2903 dans le Lion, cette fois l'échantillonnage est de 0,53", il correspond au montage d'une ST 2000 sur un astrosib 360, le guidage est fait avec le capteur interne, ce qui pose quelques soucis pour trouver une étoile guide convenable, le champ réduit aurait demandé de tourner la caméra pour s'adapter à la position de la galaxie, ce que je n'ai pas fait car je suis plutôt en phase de test de ce montage. Version full à la taille d'acquisition : http://astro.equinoxe.free.fr/images/images_constelations/lion/NGC_2903_full.jpg 35 poses de 5 minutes en L + 3 x 9 poses de 3 minutes pour chaque filtre RVB. Pour ce traitement j'ai fait un 1er montage en L RVB classique et ensuite j'ai repris la couche Bleue comme luminance (qui était la meilleure, et non ce n'est pas la rouge …), et refait un montage B (L-RVB), il me semble que j'ai gagné un poil en résolution. Acquisitions : Maxpilote en mode auto. Traitement : Pixinsight + Photoshop. Jean Claude Mario.
  15. M 105 et M 96

    Bonjour à tous, après des images très classiques , je suis revenu dans le droit chemin avec des objets moins photographiés Je voulais faire un test avec la TEC sur des champs galactiques, le résultat est un peu juste pour l'échantillonnage du système à 1,84", les galaxies sont assez éloignées les unes des autres ce qui demande un grand champ pour les avoir dans la même image, mais individuellement, elles auraient mérités un peu échantillonnage plus bas. Voici un champ autour de M105 : M 105 est la grosse galaxie elliptique, la plus petite elliptique est NGC 3384, non loin d'elles se trouve la petite galaxie de forme bizarre, c'est NGC 3373, quand à la belle spirale au bas de l'image, il s'agit de M 96, sans doute la plus belle du champ avec une autre petite galaxie en transparence dans ses bras. l'image du champ cropé montrant ces galaxies, je ne me suis pas trop attardé sur les cœurs des elliptiques qui sont un poil cramés : Version full du champ complet à la taille d'acquisition, montrant d'autres galaxies perdues dans l'immensité : http://astro.equinoxe.free.fr/images/images_constelations/lion/M_105_full.jpg Et un crop à 120 % sur m 96 : TEC 140 + moravian G4 16000 37 x 5 minutes en L bin 1 et 11 x 3 minutes pour chaque couches RVB bin2 Acquisitions : Maxpilote en auto, traitement PIX et PHP. Jean Claude Mario.
  16. Rencontre avec Sirius

    Parce que le temps est précieux et le besoin de prendre l'air irréfutable, petit retour sur ma première rencontre avec Sirius. Canon 7D, objectif 17/40mm L, pose de 13 sec à 6400 iso f/4. Traitement et développement, Photoshop CC et Lightroom. Excellent week-end à tous. Joel
  17. [Pétouille] NGC 7741

    Bon, suite à l'acquisition de l'excellent ouvrage de Warren Keller, Inside Pixinsight, second Edition, j'ai appris qq trucs que je me suis empressé de mettre en pratique et tout de suite les gradients de couleur vont mieux ^^ C'est un peu un pavé de 415 pages, donc j'ai visiblement encore de la marge de manoeuvre NGC 7741, nuit du 04 janvier 2019. 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 300 secondes. 24L 6B 7R soit 3H et 5 minutes de pose au total. Astrométrie par PI : Résolution de « 0.388 arcsec/px » après drizzle en scale 2, soit 0.776 arcsex/px Field of view : 24' 32.7" x 24' 32.7" Image center RA: 23 43 53.940 Dec: +26 04 29.26 NGC 7741 (= PGC 72237) a été découverte le 10 septembre 1784 par William Herschel. Il s’agit d’une galaxie spirale de magnitude 11.84 de Pégase de type SBc D ~ ou SB(s)cd (HII) selon les sources (et les filtres). Per Dreyer, NGC 7741 (= GC 5004 = WH II 208) la décrit comme "particulièrement faible, très grande, irrégulièrement arrondie avec étoile double de magnitude 10 et 12 à 2’ au nord-ouest ". De taille apparente d'environ de 4.4 x 3.0 arcmin, on ne peut plus de parler de petite pétouille, sans non plus que ce soit une réelle pétouille intermédiaire. Sa distance est de 12.5 ± 0.9Mpc, estimée avec une vélocité radiale de 750 +/- km/s, son redshift étant de 0.002502 +/- 0.000001 Très nombreuses petites galaxies dans le fond. Bien que référencée comme paire de galaxies dans Simbad (et par NED), je n’ai trouvé nulle part de mention de la galaxie parente. Le lien auquel se réfèrent Simbad et NED n’est pas accessible online. Son centre est relativement difficile à authentifier en l’absence de halo central. En suivant les recommandations de G. de Vaucouleurs, qui conseille de prendre la zone médiane de la barre qui présente le minimum local en bleu et en Hα, ce centre serait décalé de 7‘’ du centre de la barre pour NGC 7741, ce qui correspond bien d’ailleurs au centre du continuum de distribution stellaire asymétrique. Plaque HaO prise au 6m de Zelentchouk en 1985, 15 minutes de pose. Représentation schématique des structures primaires et secondaires de NGC 7741 détectées en Hα Un catalogue photométrique de 306 régions HI a été réalisé au cours de l’été 85 (1900...pour les jeunes) par une équipe française par analyse de flux au télescope de 6m de Zelentchouk avec des expositions allant de 5 à 15 minutes. Les sources Hα les plus brillantes sont réparties dans la barre et dans les deux bras principaux (N0 et S0), avec des sources plus particulièrement brillantes aux points de bifurcation, en l’occurrence les racines des bras N0 et S0. Identification des 306 régions HI. Les étoiles brillantes sont représentées par des ronds. Les régions Ha dans la barre. « C » est le centre de la barre, décalé de 7’’ par rapport au centre des isophotes externes (marqué par un +). Ci-dessous, 2500 mesures de vitesses radiales du gaz ionisé ont été réalisées à l’interféromètre Perrot-Fabry. Cette figure représente les 2500 pixels mesurés et donnent la carte de vélocité isoradiale Pour ceux qui se demandent à quoi ressemble une fente "en vrai", voici une image de la position d'une fente pour étude du spectre en proche IR de NGC 7741 (étude réalisée en 1995, superposée sur image DSS) : Un papier un peu loufoque de 1964 semble identifier des structures annulaires sur certaines plaques de galaxies publiées dans l’atlas Hubble des galaxies de 1961, et parle d’ « explosions » dont la taille serait incroyable. Voici le dessin qu’il fait pour NGC 7741 en authentifiant les arcs A, B et C comme étant de possibles événements anciens (survenus dans l'ordre inverse), chacun se produisant sur le bord du précédent. La condensation lumineuse au centre de A pouvant être « un vestige de l'explosion d'origine ou une étoile de champ fortuite ». Hayward voit des "arcs" sur des photos reproduites du Catalogue Hubble des Galaxies publié en 1961 et les interprète comme des vestiges d'explosions.... Je cite l'auteur : "On pourrait interpréter les anneaux A, B et C comme des événements ultérieurs (dans l’ordre inverse) se produisant chacun en bordure du précédent. La condensation lumineuse au centre de A pourrait être un vestige de l'explosion d'origine ou une étoile de champ fortuite." Sources : A detailed study of the ionized hydrogen distribution and of the velocity field of the barred galaxy NGC 7741. M. F. Duval, G. Monnet, J. Boulesteix, Y. Georgelin, E. Le Coarer, M. Marcelin. Astronomy and Astrophysics, Vol. 241, p. 375 (1991) Luminosity and mass models for the barred spiral galaxies NGC 7741, NGC 3359 and NGC 7479. M.F. Duval & G. Monnet. Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser., Vol. 61, p. 141-162 (1985) The nature of near-infrared emission from spiral galaxies. P. A. James & M. Seigar. Astronomy and Astrophysics 350(3) · October 1999 Past explosions in the nearer galaxies. R. Hayward. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Volume 76, Number 448 J'ai beau changer les settings d'annotation de PI, il manque encore beaucoup d'objets à identifier sur cette image..;
  18. La petite galaxie UGC 2838

    Bonjour à tous, UGC 2838 est une petite galaxie spirale située dans la constellation du Taureau, sa taille apparente est d'environ 1,2 minute d'arc, sa magnitude de 16 pour un redshift de 0.019927 (données simbad), elle est au centre de l'image. l'image : Comme il y avait M 45 dans le champ, j'en ai profité pour tirer le portrait aux 7 sœurs , la galaxie est dans la partie haute de l'image au bord des nébulosités. Image du champ, réduite pour le forum : Version full du champ complet à la taille d'acquisition : http://astro.equinoxe.free.fr/images/images_constelations/taureau/M_45_full.jpg J'ai fait uniquement du RVB, pas de luminance, il y a 3 x 15 poses de 5 minutes pour chaque filtre, l'imageur est ubne TEC 140, la caméra une moravian G4 16000. Acquisitions : Maxpilote en mode auto. Traitement : Pixinsight + Photoshop. Jean Claude Mario.
  19. Bonjour à tous, Alors entre Vendredi & Samedi, j'ai pu refaire ce couple que j'adore (M81 & M82) avec ma fidèle lulu de 120 et mon D610 non défiltré , tout ça sur la 10µ avec la quelle j'ai pu tester pour la 1ère fois le dithering automatique qui est maintenant sur les nouvelles raquettes des 10µ et ce qui m'a donné un beau fdc sans trames et sans trop défauts et tout ça en allant faire un gros dodo j'ai récupéré sur les 2 nuits, 50 x 300s à 1600 iso sans autoguidage. Donc pour cette image de 4 heures de pose, voici le résultat que j'en ai obtenu et j'en suis très content : Franck
  20. Ic239 Au CTA320 + ASI 183mm

    Salut à tous La météo de ces dernières semaines ne nous a pas gâtés, aussi je me suis mis à traiter les dernières brutes acquises en Décembre 2018. J'avais mis en attente cette galaxie au traitement, désirant mettre un peu plus de couleurs mais peine perdue avec cette météo pourrie... C'est la seconde fois que je fais cette galaxie, pas évidente de faire ressortir cette spirale ténue au milieu de ce champ d'étoiles très brillantes.. données techniques : CTA 320 f/d 4 (correcteur Wynne Keller) Caméra ZWO ASI183mm Luminance : 62x150 sec (2x2) Couleurs : R 7x300sec, G 7x300 sec B 8x300 sec à -15°c (2x2) @+ Christian
  21. Hello, une géante ultra-massive au sein d'un amas d'environ 200 galaxies dans Persée, imagé fin novembre avant la fermeture du ciel. 4 heures de luminance et une heure par couche RVB, toujours avec le 250 f/4, Atik One et AZEQ6. Traitement Siril, Regim, Photoshop. Full : http://www.astrobin.com/full/378032/0/?real=&mod=
  22. NGC 936, acquisitions entre le 1 et le 13 janvier 2019. 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. 68L 14B 11R soit quasiment 4H de pose au total. Astrométrie par PI : Résolution de « 0.387 arcsec/px » après drizzle en scale 2, soit 0.774 arcsex/pix en acquisition Field of view : 24' 17.7" x 25' 25.9" Image center RA : 09 32 10.004 Dec : +21 29 54.97 Clairement j'ai fait le boulet : je n'ai pas checké les galaxies voisines au moment de programmer ma session d'observation. Résultat, je n'ai pas l'intégralité de NGC 941 ni la jolie petite PGC en bas de l'image... NGC 936 (= GC 544 = JH 223 = WH IV 23) est une galaxie lenticulaire de magnitude 10.2 de la Baleine, découverte le 6 janvier 1785 par William Herschel. Per Dreyer la décrit comme "très brillante, très grande, arrondie, nettement plus brillante au milieu et au noyau". Elle forme une paire avec NGC 941. Galaxie classée SB0 C sur Simbad, elle est considérée comme le type de SB(rs)0+ dans l’atlas de Vaucouleurs. Des mesures non fondées sur le redshift donnent une distance de 20,750 ± 6,054 Mpc (∼67,7 millions d'a.l.), ce qui est compris dans les distances calculées en employant la valeur du décalage NGC 936 fait partie du groupe de galaxies homonyme, comprenant les galaxies NGC 955, UGC 1839, UGC 1862, UGC 1981, MCG -1-7-20, UGC 1945 et NGC 941. Crop Cette galaxie n'abrite que de vieilles étoiles et ne montre aucun signe de formation récente d'étoiles. Les barres telles que celle observée dans NGC 936 sont des caractéristiques communes au sein des galaxies (30%), cependant il faut bien reconnaître que celle-ci est assez unique en son genre. Surnommée « Darth Vader’s galaxy » par les anglo-saxon, perso je l’aurai plutôt appelée la « galaxie du TIE » (Twin Ion Engine, pour les ignares ^^), et comme le fait remarquer avec humour l’ESO, bien qu’elle soit un symbole parfait du côté obscur de la Force, il est encore incertain de savoir si cette galaxie est dominée, comme la plupart des autres, par une grande quantité de matière noire. image en LRVB obtenue à l’aide de l’instrument FORS, télescope de 8,2 mètres. ESO. Cerro Paranal. Le champ de vision est d'environ 7 minutes d'arc. En effet, la présence de zones étendues ne présentant aucune diminution de vitesse avec le rayon dans les courbes de rotation du gaz au-delà du rayon optique dans les galaxies en S est l'un des problèmes les plus importants de la physique des galaxies et l’un des piliers de l'hypothèse de l'existence de la matière noire, dont la masse peut dépasser sensiblement celle de la matière visible dans les disques galactiques (aussi référencée sous l'acronyme Md). Mais dans le cas de NGC 936, on sent bien que la situation est plus complexe ; la barre asymétrique qui se forme dans le disque entraîne une interaction gravitationnelle avec la matière du halo (avec transfert du moment angulaire du disque vers le sous-système sphéroïdal, composé du halo et du bulbe), ce qui fait dire aux astrophysiciens que la masse du halo (Mh) à l’intérieur du rayon optique doit être comparable voire même supérieure à la masse Md (ce qui est suggéré par la stabilisation efficace du mode global "en barre" par le sous-système sphéroïdal massif (1)). Pour le plus péchus, la vitesse du diagramme de la barre Ωp a été estimée à 60 ± 14 km/s/kpc (en supposant une distance de 16,6 Mpc). Cette mesure place le rayon de co-rotation juste au-delà de l'extrémité de la barre, en accord avec les calculs théoriques. La courbe de vitesse stellaire de NGC 936 est bien connue, mais la vitesse de rotation du gaz n’est connue qu’à proximité de r ≃ 8 kpc. La différence entre Vgaz et V∗ est petite avec V∗/Vgaz = 320/360 = 0,89, ce qui fournirait une preuve supplémentaire d’un halo relativement massif, les modèles dynamiques sans halo donnant V∗/Vgaz ≃ 0,7. Champ de vitesse schématique de NGC 936. Les lignes correspondent aux cinq positions de la fente lors de l’étude de 1983. Les symboles ꙩ et ꚛ indiquent respectivement quelle portion du disque s’approche ou s’éloigne de nous. La ligne en pointillés estime la position de l’axe secondaire cinématique (c’est-à-dire vitesse nulle par rapport à la vitesse systémique) Pour la culture générale, le « mode global de formation de barre » représente la modélisation de l'instabilité des disques stellaires simples à support rotatif. Dans le régime linéaire, l’instabilité prend la forme d’une spirale ouverte à deux bras mais, à mesure qu’elle sature, la forme se "raidit" en une barre dans la portion la plus interne du disque tandis que la spirale dans la portion externe du disque s’enroule et se disperse. L'instabilité entraîne un réarrangement considérable du moment cinétique du disque, avec modification du profil de masse (moyenné de manière azimutale), le disque interne devenant plus dense et le la matière s'étendant également vers l'extérieur. La suite de l’évolution des barres est nettement plus velue, et je vous livre ce lien assez top (mais en anglais) : https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept13/Sellwood/Sellwood5.html pour les plus courageux. NGC 936 et sa voisine NGC 941 présentent par ailleurs une association particulière avec des quasars à haut redshift, que je montre par des petits cercles ronds... je descend donc au moins à magnitude 20.8 (possiblement 21+ sur l'un deux qui n'est pas visible en SDSS) Une publication de 2006 a montré que NGC 936 présentait une paire de quasars à redshift élevé similaire se trouvant sur une même ligne, comme s’ils avaient été « éjectés » en miroir. Cette hypothèse « d’éjection » semble confortée par un continuum radio fort entre NGC 941 et le quasar z = 1,130 proche, évoquant une interaction des quasars éjectés avec le matériau de la galaxie mère. Il a été constaté depuis longtemps qu'il existait des sources de rayons X compactes et des sources radio étendues en dehors des galaxies, la question se posant de savoir comment ces sources y étaient arrivé, et il avait déjà été observé à plusieurs reprises que les quasars avaient tendance à se former par paires équidistantes et alignées, les deux quasars se ressemblant étroitement par le redshift. L’observation de la paire NGC 936 et NGC 941 conforte l’hypothèse « éjectionnelle », avec, dans le cas de NGC 936, deux quasars quasi symétriques, et dans le cas NGC 936 et de NGC 941 des effets de l'éjection pouvent être observés en émission X, semblant être liés à leur structure en spirale. Si l’hypothèse de l'éjection est correcte, les auteurs de l’étude remarquent qu’elle offre des possibilités intéressantes pour en savoir plus sur les propriétés des quasars et des bras spiraux qui soit guideraient leur éjection soit (et surtout ?) seraient causés par leur éjection (dans l’étude, ils montrent les interactions de NGC 613 qui présentent plusieurs paires de quasars, et, incidemment, plusieurs bras asymétriques). Figure de gauche : carte Simbad dans un rayon de 15 km autour du NGC 936. Les quasars de SDSS et du PKS Survey sont étiquetés avec leurs décalages rouges. Les flèches indiquent la direction des sources radio. Figure de droite : images superposées avec contours en émission X (Einstein IPC) superposés à l’étude POSS I (Palomar Observatory Sky Survey). La barre optique montre une extension ESE en émission X. FIRST montre le noyau radio, non résolu NGC 941 est une source radio et la figure suivante montre qu’il contient un puissant panache de matériel radio qui s’étend vers le bas et entoure le quasar. Enfin, NGC 936 fut le siège d’une supernova en 2003 vraisemblablement de type Ia mais de spectre particulier, avec un décalage SII vers le rouge d'environ 11 000 km / s (1 semaine environ après la supernova) faible pour cette phase et très semblable au spectre du type sublimineux de SN 1999by 1 jour avant le maximum. Séquence émotion : Photographie de NGC 936 prise avec le télescope Schmidt de 1,2 du Mont Palomar Plaque IIIa-J + Wr 2c. Pose de 2 heures. Champ de 6 'de large. Sources : Quasars Associated with NGC 613, NGC 936 and NGC 941. H. Arp. Astrophysics and Space Science (2006) 301:117–126 Supernova 2003gs in NGC 936. R. Evans, H. Yamaoka, T. Dobosz, N. Suntzeff, P. Candia, M. Stritzinger, K. Krisciunas, J. Espinoza d D. Depoy. IAU Circ., No. 8171, #1 (2003). Edited by Green, D. W. E. July 2003 Do the galaxies NGC 936 and NGC 3198 possess massive spheroidal subsystems ? A. V. Khoperskov. Astronomy Reports, Vol. 45, No. 11, 2001, pp. 861–864. Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics. A. Mahtessian. Astrophysics, vol. 41 #3,‎ juillet 1998, p. 308-321 The pattern speed of the bar in NGC 936. M. R. Merrifield & K. Kuijken. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 274, Issue 3, 1 June 1995, Pages 933–938 The velocity dispersion in the disk of the SBO galaxy NGC 936. J. Kormendy. Astrophys. J., 286, 132-143 (1984) The stellar kinematics and dynamics of barred galaxies. I NGC 936. Kormendy, J. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 275, Dec. 15, 1983, p. 529-548 JBG
  23. (Si le titre est un peu limite, pas de souci je le change ) NGC 2903 et NGC 2905, acquisitions entre le 1 et le 13 janvier 2019. 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. 84L 15B 17R soit 4H50 de pose au total. Astrométrie par PI : Résolution de 0.387 arcsec/px Field of view : 24' 17.7" x 25' 25.9" Image center RA : 09 32 10.004 Dec : +21 29 54.97 NGC 2903 (= PGC 27077 = CG 1861) est une galaxie spirale de magnitude 9,0 du Lion, découverte le 16 novembre 1784 par William Herschel. Per Dreyer la décrit comme "considérablement brillante, très grande, étendue, progressivement beaucoup plus lumineuse au centre, marbrée mais non résolue. Sud-ouest de 2’’ ». Elle contient NGC 2905, qui est une région de formation d’étoiles près du bord nord-est de NGC 2903. Per Dreyer décrit NGC 2905 (= CG 1863 = JH 604.2 comme "très pâle, considérablement grande, ronde, assez soudainement brillante au milieu, tachetée mais non résolue. Nord-est de 2’’ ». De type type SAB (rs) bc, elle présente une barre symétrique forte (quoique, cf. infra) et est considérée comme typique de cette classe de galaxies. En se fondant sur une vitesse de récession de 550 km/s, NGC 2903 se trouve à environ 25 millions d'années-lumière, ce qui est en accord avec les estimations de distances indépendantes du redshift de 20 à 40 millions d'années-lumière. Compte tenu de sa taille apparente de 11,8 x 4,5 arcmin, elle ferait environ 85 000 années-lumière de large. NGC 2903 est une galaxie à sursaut de formation d’étoiles. Ces galaxies (Starbust galaxies) sont de puissantes sources d'émission de rayons X en raison de leur activité de formation d'étoiles accrue. Les galaxies au stade de sursaut de formation d’étoiles sont communes dans l’Univers à toutes les échelles de distance. Partageant possiblement le même processus d'émission de rayons X, il est donc intéressant de les étudier dans l’Univers local. NGC 2903 étant grande et proche (8,9 Mpc), elle apparaît donc référencée dans plus de 900 publications, avec des études dans toutes les longueurs d’onde, incluant optique, radio et infrarouge (sa luminosité infrarouge est estimée à ∼ 9,1 × 10^9 Lʘ entre 8–1000 μm !). Les études en proche infra-rouge de cette galaxie ont confirmé qu’une quantité considérable de formation d’étoiles se produisait au sein des points chauds (hot spots) de la région du noyau. NGC 2903 dans différentes longueurs d'ondes L’étude de l’émission de rayons X dans les galaxies barrées présente un intérêt particulier car elles représentent une classe de spirales qui semblent fréquemment traverser des épisodes de sursauts de formation d’étoiles, entraînant l’apparition de noyaux de formations d’étoiles répartis le long de leur barre et dans leurs régions circumnucléaires, les barres étant souvent invoquées comme un élément de « carburant » dans la formation d’étoiles nucléaires et circumnucléaires. D’ailleurs, de manière plus générale, les barres sont à considérer comme des ondes de densité qui peuvent se développer spontanément dans un disque galactique soumis à sa propre gravitation. Toute la matière participe à cette instabilité gravitationnelle (gaz interstellaire et étoiles). Un disque est d’autant plus instable qu’il est "froid", c’est-à-dire que sa dispersion de vitesses (ou mouvements désordonnés) est faible, et sa vitesse de rotation (mouvement ordonné) est forte. La barre est une perturbation qui brise la symétrie axiale du disque galactique, et par là crée des forces gravitationnelles tangentielles. Ces forces résultent en couples de torsion sur les bras spiraux de la galaxie, et aident à transférer le moment cinétique du gaz interstellaire vers l’extérieur, ce qui permet à une grande masse de gaz de « tomber » vers le centre. L’action de la barre est donc de provoquer des flambées de formation d’étoiles dans le centre des galaxies lorsque ceux-ci sont alimentés en gaz. De nombreux travaux ont montré ces dernières années comment l’accumulation de masse vers le centre détruisait progressivement la barre. En effet, la concentration de masse et la formation d’un bulbe stabilisent le disque qui est alors moins soumis à sa propre gravitation. Les barres seraient donc l’agent de leur propre destruction, puisque c’est sous leur action qu’a lieu la concentration de masse. Crop sur NGC 2903 et PGC 27115 (= UGC 5086) Mais pour en revenir aux Starbust Galaxies, les différents phénomènes énergétiques détectés dans les galaxies à sursaut de formation d’étoiles à rayons gamma de haute énergie se manifestent notamment par leurs caractéristiques spectrales X complexes. Aux basses énergies (≤2 keV), le spectre est dominé par la contribution d'un plasma diffus (à basse température, kT ≤ 1 keV) qui provient principalement du réchauffement par choc provoqué par l'interaction du vent chaud de basse densité avec le milieu interstellaire ambiant de haute densité et, dans une moindre mesure, du vent galactique. À des énergies plus élevées (2–10 keV), le spectre semble être dominé par l’émission à partir de sources binaires de rayons X (XRB), dont les sources primaires sont principalement des étoiles à neutrons. Dans le cas de NGC 2903, l’étude du rayonnement X montre une galaxie avec une émission étendue dans la bande des rayons X mous (0,1–2,4 keV) associée à une activité de formation stellaire accrue dans la région nucléaire et dans le disque, disque où la contribution est plus significative. Il est connu six radiosources en son sein, décelables dans la plage de 0,3 à 10,0 keV et situées à D25 du disque optique, ce qui est compatible avec la présence de gaz ionisé par collision, typique des galaxies à sursaut de formation d’étoiles. En rouge, l'emplacement des 6 sources détectées par les rayons X et en bleu les contours correspondant à l'émission optique de NGC 2903. Le nord est en haut et l'est est à gauche. Une étude HI au radio-télescope d’Arecibo (qui cherchait la présence de compagnons opaques dans l’optique de la détection de la masse manquante, en cherchant d'éventuels « compagnons satellites manquants» ) a mis en évidence une enveloppe HI autour de NGC 2903 beaucoup plus importante que ce qui avait observé auparavant, s'étendant à au moins 3 fois le diamètre de la galaxie « optique », ainsi qu'un unique compagnon HI, N2903-HI-1, qui présente une contrepartie optique réduite. Ce compagnon optique est probablement une galaxie naine avec une masse stellaire approximativement égale à sa masse HI, le HI étant contenu dans une enveloppe environ 8 fois plus grande que sa contrepartie optique. L’estimation de sa masse dynamique est de 3 × 10^8 M⊙. Avec la galaxie sphéroïdale naine UGC 5086, ce compagnon porte à deux le nombre de galaxies compagnes connues pour NGC 2903, UGC 5086 ayant une masse totale probablement comparable à N2903-HI-1. Or les scénarios ΛCDM (plus précisément le modèle Voie Lactée) prévoient 15 compagnons pour une galaxie de type Voie Lactée avec des masses supérieures à 3 × 10^8 M⊙. Or, compte tenu de la sensibilité de détection HI d’Arecibo, les auteurs de l’étude notent que si les compagnons de NGC 2903 contenaient seulement 1% de HI par rapport à leurs masses totales, ils auraient dû en détecter 230. Et donc, si ces « compagnons » existent comme prévu dans les modèles, soit ils ne contiennent pas de HI appréciable, soit il s’agit d’amas sombres sans étoiles ou de galaxies naines sphéroïdes à dominante de matière noire à très faible luminosité. La modélisation des champs de vitesse non circulaires de HI et de Hα au sein de NGC 2903 (à travers les mesures de la cinématique de la teneur en gaz neutre et en gaz ionisé, la manière dont celles-ci sont liées à la formation d'étoiles dans la galaxie ainsi que de la vitesse de rotation, l'inclinaison et l'angle de position du HI) révèlent un champ de vitesse typique d'une galaxie à disque à la fois en HI et en Hα avec des mouvements non circulaires allant jusqu'à 10 km/s en HI et jusqu'à 25 km/s en Hα, et des accélérations pouvant aller jusqu’à 50 km/s liées aux mouvements de diffusion intra-barre. Toutefois, les observations montrent plusieurs anomalies : Il existe un décalage de 3 arcsec (∼ 125 pc) entre les pics d'intensité Hα et les profils de vitesse non circulaires. Ces pics marquent l'augmentation des mouvements non circulaires vers les régions HII extérieures. Le champ de vitesse HI révèle une nette asymétrie entre la partie de la galaxie qui se rapproche et celle qui s’éloigne ; la courbe de rotation est asymétrique, un déphasage systématique étant présent entre les deux parties de la galaxie dans l’angle de position en fonction du rayon, ainsi qu’une différence d’amplitude dans la région interne. Les courbes de vélocité HI non circulaires démontrent également une différence d'angle de position entre le bord fuyant et le bord en approche. Enfin, bien que souvent décrite comme « forte », la barre de NGC 2903 n’en présente pas les caractéristiques typiques, avec des bandes de poussière larges et interrompues, et une absence de gradients forts et de chocs. Ces résultats suggèrent que, bien que la barre de NGC 2903 soit classée comme « forte » en utilisant l’imagerie à large bande, l’imagerie dynamique indique une barre « plus faible » (Ces résultats évoquant d’ailleurs que les mesures à large bande semblent incomplètes pour déterminer la résistance d'une barre, ou du moins ne sont pas suffisantes pour prédire le comportement dynamique du gaz dans son environnement). Ces anomalies suggèrent que NGC 2903 a probablement rencontré un petit compagnon qui a modifié sa dynamique, expliquant à la fois les atypies dans la barre et dans la dynamique de la formation d'étoiles au sein de la barre de NGC 2903 (plutôt que par une simple évolution séculaire). Sources : XMM-Newton observations of the hot spot galaxy NGC 2903. D. Pérez-Ramírez, M. D. Caballero-García, J. Ebrero and S. Leon. A&A 522, A53 (2010) ΛCDM satellites and H I companions — the arecibo alfa survey of ngc 2903. W. Van Driel, M. E. Putman, E. Momjian, E. Brinks , W. J. G de Blok,B.S. Koribalski, J. Davies,B. Catinella, S.M. Linder, G. Hoffman, M.P. Haynes, R. Giovanelli, J.A. Irwin, K. Spekkens. The Astrophysical Journal, Volume 692, Issue 2, pp. 1447-1463 (2009) A comprehensive study of the star-formation along the strong NGC 2903 bar. A study from the far-ultraviolet to the radio. G. Popping. 2010 Amicalement, JBG
  24. Bonjour a tous Voici la dernière image de la série de fin décembre début janvier. Encore un classique , ben oui , M51 et la première cible que j'avais faite quand j'ai débuter sérieusement l'astrophoto avec un peut de focale, et aussi la première cible ou j'ai essayer l'autoguidage cela remonte a juillet 2016 avec cette photo https://www.astrobin.com/254056/I/?image_list_page=4&nc=&nce= Deux ans et demi après, et beaucoup de travail , toujours avec le 150/750 sur l'heq5...seul l'imageur a changer, voici le résultat sur deux nuits: L 200x120" R 30x120" V 30x120" B 30x120" Ha 20x300" (non utiliser) full: https://www.astrobin.com/full/386734/0/?nc=user Alors, ben je suis a moiter satisfait en faite ! J'aime bien le fdc , la couleur des étoiles, mais je sais pas , il y a quelque chose qui me dérange avec les couleurs de la galaxie! dites moi ce que vous en pensez. C'est mon plus gros temps de pose, l'ancien record était détenu par M31 avec 8h, cette fois il y a 11h20, mais finalement j'ai pas pu mettre le H alpha (qui donne rien!) donc il y a 9h40 Merci pour vos critiques. Guillaume
  25. Dobson Strock 254/1200. 9 dessins : 8453 à 8461. Je me suis un peu reposé avant de venir, n'ayant pas récupéré totalement de la nuit d'hier donc je suis arrivé à 22h45. Je commence par d'autres galaxies du Verseau comme la nuit précédente. Observation 8453 : NGC7723. Cette galaxie est évidente à 75X et je la détaille à 109X, 150X et 218X. Elle est intéressante, faible à très faible, car je la soupçonne spirale mais ça reste dur à analyser. J'ai mis juste la veste mais pas le pull, la température étant moyennement fraîche. Le silence de la nuit est troublé un moment par un groupe de camions bruyants qui passe sur la route départementale pas très loin. Observation 8454 : NGC7727. Cette galaxie condensée est considérablement faible à faible avec un centre net. Elle pourrait ressembler à une étoile floue à faible grossissement, mais à 150X le doute n'est plus permis. J'ai fini par mettre le pull et carrément le manteau car le froid devient vif alors qu'il est quasiment minuit. Observation 8455 : NGC7717. Je détaille une autre galaxie du Verseau. Elle est petite, faible et condensée à 150X, à proximité d'une étoile jaunâtre qui egaie un peu le champ. Je subis un petit coup de barre. Comme souvent dans ce cas, je dors une demi-heure dans la voiture avant de m'attaquer à un groupe de galaxies mais cette fois-ci dans Pégase. Observation 8456 : groupe NGC7383 à 7390. Je compte cinq galaxies dans ce groupe : d'abord une première ligne composée de NGC7387 qui est vue VI2 et de NGC7389 vue VI1. La seconde ligne presque parallèle à la première est constituée de NGC7383 qui est vue VI1 à 2 puis de NGC7385 qui est faible et enfin de la très faible NGC7386. Observation 8457 : NGC7432. Cette galaxie est observée à 150X et 218X. Il y a besoin de beaucoup la grossir car elle est petite et reste très faible à VI1, repérée à 150X et diffuse. Décidément, j'entends encore des camions, il y en a beaucoup qui passent par ici cette nuit, est-ce un transport de moisson? Observation 8458 : NGC7611. Cet univers-île montre son centre facile et faible, mais son enveloppe externe n'est vue qu'en vision indirecte 75% du temps donc VI2 à 150X. Une étoile là aussi jaunâtre traîne à proximité dans le champ. Les bruits de la nuit deviennent plus naturels avec un hibou petit-duc mais aussi une vache qui fait du bruit dans l'étable. Je suis de nouveau un peu fatigué, du coup je m'offre une autre sieste courte. Au réveil, je change de constellation mais pas de type d'objet puisque je vais aller voir d'autres galaxies mais côté Baleine. Observation 8459 : NGC151. Cette galaxie est très faible, diffuse et assez allongée à 150X, avec une zone plus brillante assez large. Je virevolte vers une autre constellation qui est l'Éridan, dans sa partie nord, pour aller regarder 2 galaxies après avoir mis les gants tellement le froid s'intensifie. Observation 8460 : NGC1140. Celle-là, elle ressemble plus à une étoile floue faible, et à 150X sa nature galactique ressort mieux alors qu'à 109x ce n'était pas si évident. Je suis encore fatigué mais je résiste, on arrive à la fin de la nuit à 4h du matin. Observation 8461 : NGC1084. Je termine la nuit, alors que la Lune s'est levée vers 4h15 en croissant dans le Lion, sur cette galaxie considérablement faible à faible dont la structure spirale se dévoile à 150X et surtout à 218X. Ses spires vues uniquement en vision décalée sont respectivement VI3 et VI5, ce qui signifie vues 50% du temps dans le premier cas et moins de 10% pour l'autre. Il est 4h40 du matin. Je suis trop fatigué pour continuer, du coup je range le télescope et dors dans l'auto quelques heures avant de rentrer. En remballant, je constate beaucoup d'humidité sur les affaires.