Résumé L’objet Désignée le plus souvent par le nom de son principal amas central (IC 1848), et située dans la très riche constellation de Cassiopée, la nébuleuse de l’âme est assurément l’une des plus belles nébuleuses qu’il est possible […]
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Nom : IC 1848 – Nébuleuse de l’âme – Sh2-199
Type : Nébuleuse par émission
Distance : 6500 AL
Taille : 150′ x 75′ (100 AL)
Magnitude : 6,5
Meilleure période d’observation : Automne / Hiver
Désignée le plus souvent par le nom de son principal amas central (IC 1848), et située dans la très riche constellation de Cassiopée, la nébuleuse de l’âme est assurément l’une des plus belles nébuleuses qu’il est possible d’observer dans le ciel d’automne. Avec sa proche voisine, la nébuleuse du Cœur (IC 1805), 3° plus à l’ouest et avec laquelle elle est physiquement reliée par un pont de gaz, elle constitue une cible assez simple pour tous les astrophotographes.
Distante d’environ 7000 années-lumière (soit 5 fois plus loin que les nébuleuses d’Orion ou California par exemple) et s’étendant sur une centaine d’années-lumière, elle présente ainsi des dimensions apparentes conséquentes : la nébuleuse s’étend ainsi dans le ciel sur une taille apparente de plus d’un degré, soit le double de la pleine Lune.
Au sein de cette nébuleuse, on peut observer des détails très intéressants, notamment dans les zones sombres qui bordent l’extérieur de la structure, ainsi que dans les méandres de gaz à l’intérieur de la nébuleuse modelés par les vents stellaires des jeunes étoiles alentour. On estime que cette nébuleuse existe depuis environ 1,5 million d’années ; ce qui correspond à l’âge des étoiles les plus chaudes de l’amas (de type B0).
En effet, le rayonnement puissant généré par les étoiles de l’amas IC 1848 (et des trois autres amas également présents dans la région plus petite, à savoir CR 34, 632, and 634) ionise les nuages de gaz environnants et donnent à la nébuleuse de l’âme son aspect particulier. La composition de cette nébuleuse est classique : la plus grande partie est constituée de nuage d’hydrogène, et dans une moindre mesure de poussières, visibles par contraste lorsqu’elles se trouvent en avant-plan des zones ionisées.
La nébuleuse de l’âme observée en infrarouge par le télescope WISE. Notez l’extraordinaire complexité des filaments de gaz créés en périphérie par l’extension de la cavité centrale générée par le rayonnement et le vent stellaire des étoiles de l’amas.
L’image ci-contre, réalisée par le télescope spatial infrarouge WISE, permet de bien visualiser les bandes de poussières qui parcourent cette nébuleuse.
L’image est composée en couleurs codées, pour 4 longueurs d’onde différentes : le bleu et le cyan représentent les longueurs d’onde de 3,4 et 4,6 microns, correspondant essentiellement à la lumière des étoiles ; tandis que les couleurs rouge et verte représentent les longueurs d’onde de 12 et 22 microns et permettent de visualiser les zones de poussière chaude.
On constate ainsi que les poussières les plus chaudes (en rouge) sont situées au centre de la nébuleuse et coïncident avec la localisation des amas ouverts, là où le rayonnement est le plus énergétique.
Comme on peut le voir sur l’image en lumière visible, ces zones sont également les plus « transparentes » et l’on peut y observer la présence de grande « cavités » creusées par le rayonnement et les vents des étoiles les plus massives de la région. La création de telles cavités entraîne une condensation du gaz à la périphérie et conduit à la création de nouvelles étoiles. Cette image permet d’ailleurs de bien mettre en évidence les différentes générations d’étoiles formées au sein de la nébuleuse : les étoiles les plus anciennes de l’amas sont situées au centre et apparaissent en bleu, tandis que les étoiles formées plus récemment sont situées en périphérie de la cavité et apparaissent en rose. Les étoiles les plus jeunes apparaissent quant à elles dans les régions blanches, situées sur les lignes de structure externe.
Les « piliers » de la nébuleuse de l’âme, longs d’environ 10 années-lumière (détail de l’image SHO).
Les zones vertes correspondent aux régions les plus éloignées des jeunes étoiles des amas, où la matière est moins chaude et reste donc plus opaque. On constate que ces nuages périphériques sont parsemées de nombreuses nébuleuses obscures et de bandes de poussières.
On observe ainsi dans ces structures périphériques la présence de « piliers » plus froids, semblables à ceux que l’on peut observer au sein de la nébuleuse de l’Aigle (M16), ainsi que de quelques « globules de Bok », structures plus compactes et opaques correspondant à la phase avancée de la création d’étoiles.
Sa grande taille, la richesse de ses détails et la beauté de ses couleurs (que ce soit en RGB ou en narrowband, SHO ou HOO) font donc de cette nébuleuse un objet incontournable et majeur du ciel d’automne !
Cette image, dont les acquisitions ont été réalisées à la fin de l’été 2019 (ce qui n’est pas encore la période la plus favorable pour photographier cette nébuleuse), n’a été traitée et publiée qu’en mars 2021.
Il s’agit d’une image réalisée avec une TSA102, une CCD Atik16200 et des filtres bande-étroite, en SHO (3nm pour le filtre Ha, 4,5nm pour les filtres OIII et SII).
Malgré un temps de pose conséquent, ce traitement a été particulièrement problématique en raison d’une qualité de ciel bien inférieure sur la couche OIII que sur la couche Ha (présence de voiles d’altitude). Mais le principal souci est venu de la couche SII, présentant un signal très limité… Pourtant, sur cette nébuleuse, le signal sur la couche SII aurait dû être bien plus important. Après enquête et retour du filtre chez le fabriquant, il s’est avéré que celui-ci était défectueux (problème de centrage de la bande passante).
J’ai donc initialement réalisé une version HOO uniquement avec mes propres données, puis une version SHO avec l’aide de Bernard Michaud (Litobrit) qui m’a très aimablement prêté sa couche SII afin que je complète mes données. Un grand merci à lui ! 🙂
N’ayant pas pu réaliser une série de poses RGB pour redonner aux étoiles leur couleur naturelle (ce qui est toujours un « plus » pour une image SHO), j’ai essayé une nouvelle technique en traitant la couleur des étoiles séparément en procédant à la calibration des couleurs avec le process Photometric Color Calibration. Le résultat est plutôt convaincant, même si cela ne remplace pas une véritable couche RGB.
La réalisation de brutes Ha de 900s m’a permis de capter un signal suffisant tout en maintenant une résolution suffisante pour mettre en valeur de nombreux détails (bien aidé par un seeing correct et un autoguidage impeccable). Bien que les poses aient été réalisées en été, avec une température extérieure assez élevée même en pleine nuit, le refroidissement amélioré de la caméra Atik16200 m’a permis de baisser la température du capteur à -20°, ce qui permet déjà de réduire fortement le bruit thermique
Comme je le fais souvent lorsque je photographie en nomade, j’ai réalisé la couche Ha en bin1, et les couches SII et OIII en bin2. L’ensemble des informations essentielles pour les détails étant présents sur la couche Ha, la finesse du résultat final n’en pâtit donc pas puisque cette couche Ha a également servi d’image de Luminance lors du traitement. Pour la version SHO, j’ai utilisé les couches OIII et SII uniquement pour la couche couleur, la couche Ha étant utilisée comme la luminance. Cela correspond à ma manière habituelle de traiter les images en narrowband, mais en l’occurrence cela était indispensable pour ne pas « tricher » sur l’image. En effet, Bernard ayant réalisé ses acquisitions en SII avec un newton ASA 10″, la finesse des détails aurait été améliorée avec l’utilisation directe de son image en bin1.
Sur cette nébuleuse, l’avantage du SHO est de permettre une grande richesse de couleurs ; là où les versions LRGB donnent plutôt un résultat uniformément « rouge ». Si le niveau de détails est identique entre les deux versions HOO et SHO (la même image Ha ayant été utilisée comme couche de luminance), on voit que la version SHO permet de révéler beaucoup plus de nuances subtiles, synonymes de variations dans la composition physique de la nébuleuse.
Matériel :
Takahashi TSA102 f/6
AZEQ6 via EQmod
Atik16200 (-20°)
Guidage : OAG & Atik GP
Filtres Baader Ultra-narrowband (3 & 4,5nm)
Pixinsight – Photoshop
Acquisition :
Ha : 50 x 900s bin1
OIII : 36 x 600s bin2
SII : 36 x 600s bin2 + couche SII par Bernard Michaud
Pour la version SHO
Intégration totale : 24h30
Date(s) de prise de vue : 22, 24 & 25 août 2019
La nébuleuse de l’âme est une cible plutôt simple en terme d’acquisition. Les deux principales difficultés tiennent à sa dimension apparente importante et sa faible luminosité de surface. Celle-ci reste globalement légèrement plus lumineuse et plus petite que sa voisine IC 1805, la nébuleuse du cœur.
Il est nécessaire d’utiliser une combinaison d’optique et de capteur offrant un champ important et parfaitement plan afin de faire tenir l’ensemble de la nébuleuse dans le cadre et de conserver des étoiles fines jusque dans les coins. Sur l’image présentée ici, réalisée avec une focale de 600mm et un capteur de format assez grand (plus grand qu’un format APS-C), on constate que la nébuleuse est bien mise en valeur, mais il ne faudrait pas moins car la nébuleuse serait rapidement à l’étroit… Avec un format APS-C, une focale de 400mm est donc plus adaptée, mais cette diminution de la focale se fera au détriment des détails obtenus (en fonction de l’échantillonnage proposé par votre caméra). Les possesseurs de capteurs plein format 24×36 ou de focales très courtes (FSQ) ne seront pas confrontés à ce problème. Pour les autres en revanche, il sera nécessaire de recourir à une mosaïque, ou d’abandonner leur instrument habituel au bénéfice d’un objectif photo.
Champ obtenu avec un objectif de 135mm et un capteur format APS-C.
A noter qu’un objectif photo de focale limitée (200 à 300 mm selon le capteur) permet de photographier en même temps la nébuleuse du cœur et sa voisine, la nébuleuse « du cœur » (IC 1805), dont la beauté n’a rien à lui envier.
Ces deux nébuleuses étant assez similaires en termes de couleurs et de luminosité, leur association sur un même cliché offre un rendu absolument féerique, que ce soit en RGB ou en SHO.
Avec un objectif photo de plus faible focale (100 à 135 mm selon le capteur), il est également possible d’inclure dans le champ, outre les deux nébuleuses de l’âme et du cœur, le double amas de Persée. Le contraste entre ces objets, ajouté à leur pure beauté intrinsèque, offre l’un des plus beaux grand champ photographique du ciel boréal.
La faible luminosité de surface de la nébuleuse IC 1848 impose d’opter pour un temps de pose global conséquent… mais en automne les nuits sont déjà suffisamment longues pour pouvoir prévoir une session sur une seule nuit. Bien sûr, il est toujours recommandé de consacrer au moins deux nuits (ou plus !) pour gagner en signal exploitable au traitement, et espérer révéler avec plus de facilité toutes les subtilités de cette nébuleuse !
Si le temps de pose global est important, il peut être opportun sur cette cible d’augmenter le temps de pose des images unitaires (si la qualité du ciel, la monture et la précision de l’autoguidage le permettent), du moins pour les utilisateurs de CCD refroidies. La faible luminosité de la nébuleuse s’accommode parfaitement de temps de pose unitaire de 600s, 900s voire plus, sans risque de saturation.
Un ciel transparent et peu turbulent, ainsi qu’une Lune absente en cas d’image LRGB, sont cependant nécessaires pour espérer obtenir un signal satisfaisant et de nombreux détails dans la nébuleuse, ainsi que dans les bandes obscures de poussières. Privilégiez les meilleures semaines d’automne pour réaliser les acquisitions lorsque cette nébuleuse passe au plus haut dans le ciel (plus de 70° environ en France métropolitaine) ; c’est à ce moment que vous pourrez saisir les détails les plus fins et le signal le plus ténu.
Les utilisateurs de caméra CCD sont – comme souvent – avantagés sur cette cible, notamment avec l’utilisation de la couche Ha qui peut faire office de luminance en tout ou partie (un mélange avec une luminance traditionnelle est aussi possible). La couche Ha permet dans tous les cas de “booster” le rendu d’une image LRGB classique. Cette couche peut être utilisée à la fois pour la luminance mais aussi pour renforcer la couche Rouge.
Cette cible constitue une cible très prisée des amateurs de SHO, puisqu’elle présente l’avantage d’offrir un niveau de signal significatif dans ces trois longueurs d’onde. Si le Ha est bien sûr prédominant, le OIII et le SII ne sont pas trop en retrait, voire quasiment absent comme cela est le cas sur d’autres objets. Il en résulte une palette de couleurs impressionnante et extrêmement riche au final.
Dans la mesure où le signal est bien présent sur les 3 couches, et si comme moi vous avez plutôt tendance à passer en bin2 pour les couches S et O, il peut être utile ici de faire une exception et d’effectuer l’acquisition en bin1 pour l’ensemble des filtres, et ainsi augmenter le niveau de détails dans l’ensemble des structures. Toutefois, si vous n’envisagez de n’utiliser les couches S et O que pour la couche de chrominance (comme dans l’image présentée ici) vous pouvez opter sans soucis pour une acquisition en bin2.
Autre avantage du narrowband : l’utilisation de filtres restrictifs (par exemple 3nm comme ceux utilisés pour cette image, ou jusqu’à 6nm), permettent de photographier cette nébuleuse même en présence de la Lune. Le filtre Ha pourra être utilisé lors des nuits de forte Lune, voire de Pleine Lune (même si cela n’est pas forcément recommandé !), tandis que les filtres OIII et SII pourront être utilisés sans souci jusqu’au premier quartier, voire quelques jours après.
Votre configuration ne vous offre pas assez de champ pour photographier la nébuleuse de l’âme dans son ensemble ? Aucun complexe à avoir : n’hésitez pas à faire une plongée dans celle-ci, en direction des bandes de poussières entre les deux composantes principales de la nébuleuse, ou encore dans la zone des « piliers » par exemple.
VERSION (L)RGB
IC 1848 regorge de zones de nébulosités assez faibles, notamment dans les régions périphériques. Dans certaines zones même, la délimitation entre le fond de ciel et la nébuleuse n’est pas clairement marquée ; c’est le cas par exemple sur cette image dans le coin supérieur-droit, dans la direction de la nébuleuse du cœur (les deux nébuleuses étant reliées par un « pont » de matière). En conséquence, il peut être délicat de distinguer les plus faibles nébulosités du “bruit” photonique dans le fond de ciel, soit en raison d’un ciel affecté par la pollution lumineuse, soit d’un temps de pose insuffisant. Le traitement mis en œuvre doit donc être adapté à ces éventuelles limitations, et être proportionné au signal qu’il est réellement possible de mettre en valeur sur l’image finale.
Comme toujours, une image disposant d’un bon rapport signal sur bruit permet un traitement plus simple et offre de plus nombreuses options.
Une première étape importante est le retrait de gradient ; en particulier pour les images grand champ plus susceptibles d’être affectées par une évolution des zones de pollution lumineuse, du gradient de luminosité provoqué par la Lune, etc. Le plus simple dans ce cas est de se fier aux process de retrait de gradient automatique (tel ABE) qui donnent de bons résultats sous réserve de trouver les paramètres corrects de modélisation du fond de ciel. Si les nébulosités sont trop prises en compte dans cette modélisation, n’hésitez pas à diminuer le degré de polynômes par défaut (par exemple, pour ABE, passez de 4 par défaut à 2, voire 1).
Pour les images intégrant l’ensemble de la nébuleuse, une montée d’histogramme sous Pixinsight avec la fonction MaskedStrech permet d’obtenir des résultats très satisfaisants sur la luminance, en faisant ressortir les plus faibles extensions et assurant une transition douce entre la nébuleuse et le fond de ciel. La difficulté dans ce cas consiste à trouver une zone du ciel totalement dépourvue de nébulosités comme référence du fond de ciel à obtenir après traitement ; la sélection d’une mauvaise zone ne permettant pas d’aboutir à un résultat satisfaisant.
Pour les champs plus resserrés sur certains détails, ou au contraire beaucoup plus larges, ou encore dans le cas d’une image avec un signal de moins bonne qualité, une montée d’histogramme classique (avec une première montée logarithmique) donne de très bons résultats : cela permet non seulement de conserver un fond de ciel satisfaisant et moins bruité, mais aussi de préserver l’aspect des étoiles (qui peuvent prendre de l’embonpoint avec la fonction MaskedStrech). Plus d’explications sur cette étape dans le tutoriel dédié.
Si l’ensemble de la nébuleuse est comprise dans le champ, il est également recommandé de pratiquer une légère réduction d’étoiles, afin de mettre en valeur la nébuleuse elle-même. Ce conseil s’applique de manière plus générale à toutes les nébuleuses situées dans un champ d’étoiles très riche ; comme c’est le cas de celles situées au beau milieu de la Voie Lactée.
Dans tous les cas, il est en revanche possible de pousser un peu les détails dans les zones les plus brillantes de la nébuleuse qui présentent un rapport signal sur bruit plus satisfaisant. Il est donc recommander de travailler sur les zones concernées en les isolant au moyen de masques adaptés, afin de localiser les traitements appliqués. Un renforcement des détails, que ce soit sous Pixinsight avec la fonction HDRMultiscaleTransform, ou sous Photoshop au moyen de la fonction d’AstroTools Local Contrast Enhancement, donne de très bons résultats.
Pour en savoir plus sur la mise en œuvre de ces process de rehaussement de détails, je vous invite à consulter le tutoriel dédié à HDRMT, ainsi que le tutoriel plus général consacré à l’amélioration des détails avec Pixinsight, ainsi que le tutoriel spécifique à Photoshop le cas échéant.
Les régions obscures et les bandes de poussières étant particulièrement nombreuses au sein de cette nébuleuse, il est également recommandé de les mettre en valeur en fin de traitement ; par exemple en utilisant le process DarkStructureEnhancement sous Pixinsight. A noter que la fonction Local Contrast Enhancement précitée peut également remplir ce rôle, sous réserve de réaliser un masque précis pour l’appliquer uniquement sur les zones sombres.
Avec un APN défiltré, l’équilibre colorimétrique peut s’avérer délicat à obtenir, du fait de la prédominance du signal dans la couche rouge. L’utilisation d’un filtre de type « Skyglow » n’arrange évidemment pas les choses. Avec une CCD, le problème peut également se présenter en cas d’utilisation de la couche Ha comme luminance. Le recours à la fonctionnalité Photometric Color Calibration (PCC) de Pixinsight donne toutefois de bons résultats sur cette zone, du fait de la présence d’étoiles de populations suffisamment variées.
Ce souci est cependant considérablement atténué dans le cas d’image grand champ, car les nuances de couleurs dans les détails des structures sont moins visibles.
VERSION HOO / SHO
Par rapport à la version LRGB, les versions narrowband (HOO ou SHO) ne posent pas les mêmes problèmes, mais restent à mon sens globalement plus simple à traiter.
Premier avantage : la taille des étoiles n’est pas un souci en narrowband dès lors que les filtres sont suffisamment restrictifs. Il est donc généralement inutile d’effectuer une réduction d’étoiles sur l’image ; ce qui est un gros point positif dans le cas d’un champ d’étoiles assez riche, comme cela est le cas ici. En revanche, il peut être nécessaire d’effectuer une légère réduction pour harmoniser la taille des étoiles entre les couches S, H et O. La couche Ha présentant les étoiles les plus fines, une légère réduction sur les couches O et S peut éviter d’avoir à gérer de trop forts halos magenta en fin de traitement.
Voici les couches H, O et S obtenues (à noter que sur cette série, la qualité du ciel était fortement dégradée par rapport à la couche Ha, et que la couche SII est issue d’un mix de mes propres données avec celles de Bernard Michaud) :
Concernant la calibration des couleurs, celle-ci sera normalement beaucoup plus simple que pour une image RGB, où la prédominance de la couche Rouge peut rendre l’opération assez délicate. Dans le cas d’une image narrowband sur cette zone, bien que la couche Ha demeure la plus riche, le signal offert par les autres couches n’est pas négligeable.
Pour l’assemblage des couches, je préconise d’utiliser, en mode linéaire, le process SHO_AIP, très simple d’utilisation, qui permet de mixer directement chaque couche avec de multiples combinaisons et l’application de coefficients différents. Sur cette image, le mixage des couches en mode linéaire s’est révélé infiniment plus simple et rapide à mettre en œuvre que le mixage réalisé (pour l’essai) avec les images en mode non-linéaire. Les nuances obtenues sont beaucoup plus fines et variées, et les halos des étoiles demeurent plus contenus. Au besoin, n’hésitez pas à procéder, préalablement à l’assemblage des couches SHO, à une réduction d’étoile sur les couches S et surtout O ; afin de limiter au maximum l’apparition des halos magentas qui peuvent se révéler source de difficulté dans les étapes ultérieures du traitement.
Sauf à ce que vous soyez adepte de la technique « classique » du SHO (sans luminance), vous pourrez utiliser la couche Ha comme simple couche de luminance. Celle-ci contient l’ensemble des informations et détails utiles. Si vous disposez de couches S et O de grande qualité et réalisées au même niveau de binning, vous pouvez envisager une luminance mixée avec ces trois couches (ou seulement avec les couches H et O).
Dans ce dernier cas, l’outil de création de la couche Luminance du process SHO_AIP fait également merveille ; en particulier en utilisant le mode d’assemblage “lighten” (équivalent à “éclaircir” dans Photoshop) en cas de mix H et O, puisque cette option permet de préserver la couche Ha tout en augmentant le signal dans les seules zones OIII. Avec un réglage correct des coefficients et du mode d’assemblage, il est assez simple d’obtenir une belle image de Luminance. Attention cependant à veiller que le mix ne réduise pas les avantages de la couche Ha en diminuant les détails ou en augmentant significativement le bruit.
Pour ce qui est des couleurs elles-mêmes, il n’existe pas de vérité absolue en narrowband. La liberté et la créativité sont beaucoup plus grandes qu’en RGB.
Il existe cependant quelques règles de base :
La palette de couleurs doit être riche, et présenter dès le départ des nuances de rouge, de vert, de bleu, de jaune. Si tel n’est pas le cas, mieux vaut essayer un autre mixage des couches afin d’obtenir un meilleur équilibre. Même si l’outil Correction Sélective de Photoshop donne de bons résultats, la richesse final des couleurs est essentiellement déterminée par les nuances présentes au début du traitement.
Compte-tenu de la meilleure finesse des étoiles sur la couche Ha, celles-ci présentent habituellement un halo magenta lors de l’assemblage. Il est possible de limiter ce phénomène par une réduction d’étoiles sur les couches S et O, mais pas de l’éliminer totalement. Une désaturation de la couleur magenta permet dans la plupart des cas de corriger la plus grande partie de ce problème. Attention cependant à utiliser un masque d’étoiles lors de cette opération, afin de ne pas diminuer la teinte magenta sur l’ensemble de l’image.
Par ailleurs, l’habitude du traitement RGB conduit souvent à diminuer la présence du “vert” dans l’image. En SHO cependant, cette diminution n’a pas réellement lieu d’être, puisque la couche verte est attribuée au Ha, qui présente le signal le plus présent. Cette réduction excessive du vert conduit souvent à des images d’aspect “bicolore” (HOO), qui offrent beaucoup moins de nuances dans les teintes qu’une palette SHO.
A noter que pour la version HOO, de grands écarts sont également possibles en matière de palette : du traditionnel rouge/bleu au mélange d’orange et de bleu/vert. Sur cette version j’ai essayé de varier un peu la palette classique HOO, pour donner à l’ensemble un côté plus « enflammé », mais là encore tout est affaire de goûts personnels !
Dans l’image présentée ici, le vert a été “légèrement” réduit, mais pas totalement enlevé : c’est précisément la présence de vert dans l’image qui permet d’obtenir une palette de nuances assez riche, notamment dans les zones centrales et dans les zones de transition avec les structures périphériques. A défaut, ces zones risquent de ressortir uniformément bleues, entraînant une perte d’informations dommageable.
Les régions obscures et les bandes de poussières étant particulièrement nombreuses au sein de cette nébuleuse, il est, plus encore que dans la version RGB, recommandé de les mettre en valeur en fin de traitement. Ces régions peuvent être rehaussées au moyen de masques adaptés, afin de localiser au mieux les traitements appliqués. Un renforcement des détails, que ce soit sous Pixinsight avec la fonction HDRMultiscaleTransform, ou sous Photoshop au moyen de la fonction d’AstroTools Local Contrast Enhancement, donne tous deux de très bons résultats dans ce cas. Pour viser très spécifiquement les structures sombres, il est conseillé d’utiliser le process DarkStructureEnhancement (DSE) sous Pixinsight. A noter que la fonction Local Contrast Enhancement précitée peut également remplir ce rôle, sous réserve de réaliser un masque précis pour l’appliquer uniquement sur les zones sombres.
Pour en savoir plus sur la mise en œuvre de ces process de rehaussement de détails, je vous invite à consulter le tutoriel dédié à HDRMT, ainsi que le tutoriel plus général consacré à l’amélioration des détails avec Pixinsight, ainsi que le tutoriel spécifique à Photoshop le cas échéant.
Le renforcement des structures sombres permet à la fois d’augmenter le contraste d’ensemble (en jouant sur les structures se découpant « en ombre chinoise » sur la nébuleuse en émission) mais aussi de donner plus de « profondeur » à la nébuleuse (en obscurcissant légèrement les zones centrales les plus ténues, ce qui renforce l’impression de voir le fond de ciel au travers de la nébuleuse). Voici un exemple réalisé avec le process DSE sous Pixinsight :
Concernant le niveau de fond de ciel, celui-ci peut être rehaussé en cas d’image large sur l’ensemble de la nébuleuse (autour de 30/35), afin de mettre en valeur le maximum de détails. Dans le cas d’un plan plus rapproché (telle que l’image présentée ici), il sera possible au contraire d’accentuer un peu plus les contrastes, en laissant le fond de ciel à des valeurs habituellement assez basses (autour de 20/25). Dans tous les vas, les valeurs les plus basses sont à réserver pour les zones les plus sombres des bandes de poussière, afin d’assurer un contraste optimal à l’image.
Avec un filtre S défaillant, refaire cette nébuleuse semble une évidence ! 🙂 Un défi serait surement de pouvoir réaliser une mosaïque avec sa voisine, la nébuleuse du cœur. Cela n’est pas réellement un défi en soi, mais quand on photographie en nomade, cumuler plusieurs dizaines d’heures de pose s’apparente parfois à un vrai challenge selon ses disponibilités, les caprices de la météo et la présence de la Lune…
Une belle image en RGB de cette nébuleuse serait aussi bienvenue… malgré tout les avantages du SHO, l’aspect de cette nébuleuse en RGB est réellement beau. Et il est toujours possible de compléter avec une couche Ha pour les détails…
Une autre image que j’aimerais réaliser est une image grand champ intégrant à la fois la nébuleuse du cœur et celle de l’âme… et pourquoi pas avec le proche double amas de Persée ! (Cela justifierait même l’achat d’un nouvel objectif photo adapté pour cette image !)
Si l’espace commentaires n’est pas accessible, consultez le guide pratique pour y remédier !
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