Deux galaxies prennent la pose, chacune sous son meilleur profil.
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Nom : M106 – NGC 4258
Type : Galaxie spirale (SAB)
Distance : 23 millions AL
Taille : 18,6′ x 7,2′
Magnitude : 8,4
Meilleure période d’observation : Printemps
Bien qu’elle soit inscrite au catalogue de Messier sous le numéro 106, cette superbe galaxie a en réalité été découverte par Pierre Méchain en 1781 et n’a été introduite au catalogue que sous sa version moderne, en 1947, par l’astronome Helen Sawyer Hogg. Cette introduction tardive au catalogue est d’autant plus étrange que M106 est l’une des galaxies les plus grandes, les plus brillantes et les plus proches (à l’échelle cosmique…).
Observable dans la constellation des Chiens de chasse, M106 se situe ainsi à une distance d’environ 23 millions d’années-lumière « seulement » ; et constitue la galaxie dominante d’un petit groupe local de galaxies (Canes II), dont il est possible de voir quelques membres sur l’image présentée. D’autres galaxies beaucoup plus éloignées (à environ 200 millions d’années-lumière) sont également visibles sur l’image, mais n’appartiennent pas au groupe local de M106.
Cette galaxie spirale est de dimensions à peu près équivalentes à celles de notre voisine, la galaxie d’Andromède, avec un diamètre d’environ 130 000 années-lumière (soit légèrement plus que notre propre Voie Lactée, bien que les dimensions exactes de celle-ci soient encore mal connues).
M106 vue par le télescope spatial Hubble (crédits : NASA, ESA, R. Gendler ; J. GaBany).
Son aspect visuel interpelle immédiatement : M106 présente une morphologie assez particulière pour une galaxie spirale, avec deux bras centraux qui se détachent parfaitement mais une structure moins clairement agencée à mesure que l’on s’éloigne de la région centrale. Les clichés plus détaillés de la région centrale (telle que l’image ci-contre) montrent que cette galaxie dispose en réalité de 4 bras spiraux.
Les clichés réalisés par les professionnels révèlent en outre d’impressionnants jets de matière de part et d’autre du noyau, de manière similaire à ce que l’on observe dans la galaxie M82.
La galaxie M106 est ainsi une galaxie « de Seyfert », à noyau actif : l’origine de ces phénomènes est expliquée par la présence, au centre la galaxie, d’un trou noir supermassif et particulièrement actif. La matière environnante, dans le disque d’accrétion, est portée à très haute vitesse et à très haute température par les effets gravitationnels du trou noir.
Il en résulte une forte radiation ainsi que la création de jets de matière en dehors du plan de la galaxie. Les radiations ainsi émises sont observables dans plusieurs longueurs d’onde, mais sont prédominantes dans le domaine des micro-ondes. Cette radiation prend la forme d’un « megamaser » (qui s’apparente à un « laser » mais ici dans le domaine des micro-ondes), dont l’action est particulièrement forte sur les molécules de vapeur d’eau. Ce phénomène explique notamment la teinte « violacée » caractéristique de certaines zones de M106…
Par ailleurs, il n’existe encore aucune certitude quant à l’origine de ces deux bras spiraux « supplémentaires », essentiellement composés de gaz plutôt que d’étoiles… Les astronomes considèrent cependant comme très probable que le noyau actif de la galaxie, ainsi que les jets observés, jouent un rôle prédominant dans la création de ces bras spiraux.
M106 est décidément une galaxie fascinante, qui est loin d’avoir encore révélé tous ses mystères…
Mais certaines des autres galaxies présentes sur l’image ne sont pas en reste !
C’est le cas notamment de la galaxie NGC 4217 (à droite de M106 sur l’image), qui est parfois présentée comme une galaxie compagnon de M106. Cette galaxie nous semble même suffisamment belle pour partager le titre de cette fiche-astro avec sa célèbre voisine ! 🙂
NGC 4217 (NASA/ESA ; Ralf Schoofs)
Si NGC 4217 semble plus petite que M106, c’est en raison de sa distance, beaucoup plus importante. En réalité, les deux galaxies sont de dimensions à peu près équivalentes. Le décalage vers le rouge de sa lumière (redshift) permet d’évaluer sa distance à environ 47 millions d’années-lumière. Certaines bases de données indiquent même une distance d’environ 60 millions d’années-lumière.
Cette galaxie est donc plus éloignée de M106 que M106 ne l’est de notre propre Galaxie ! Il est donc plus vraisemblable que cette dernière ne soit en réalité ni compagnon de M106, ni même rattachée au groupe Canes II.
Malgré sa distance, sa vue de profil permet des études particulièrement riches avec les télescopes les plus puissants, notamment le télescope spatial Hubble, à qui l’on doit cette image très détaillée de NGC 4217.
Certains des filaments de poussières, parfaitement visibles sur cette galaxie vue exactement par la tranche, s’étendent sur plus de 7000 années-lumière. L’étude de ces filaments offre aux astronomes un moyen de mieux comprendre les mécanismes d’éjection des matériaux du milieu interstellaire (gaz et poussières) depuis le centre des galaxies spirales vers la région plus lointaine du halo. En l’occurrence, ces phénomènes sont expliqués par la présence de forts vents stellaires générés par de nombreuses supernovae.
Signalons enfin que, bien que M106 soit l’une des galaxies les plus proches de la nôtre à l’échelle cosmique, elle s’éloigne de nous à une vitesse déjà respectable de 600km par seconde. Cela peut sembler peu au regard d’autres galaxies beaucoup plus éloignées (et donc au redshift beaucoup plus important), mais si la lecture de cette fiche vous a pris 10 minutes, cela correspond déjà à une distance parcourue égale à la distance Terre-Lune !
Si l’on s’amuse à faire le même calcul sur la durée d’une vie (80 ans), la distance parcourue est de 1500 milliards de kilomètres. Cela peut sembler énorme, mais ne représente toutefois qu’un peu moins de 2 mois-lumière… très inférieure à la sphère d’influence gravitationnelle du Soleil, par exemple. Et donc imperceptible en regard de la distance considérable de cette galaxie, située à 23 millions d’années-lumière.
Bien que les distances et les vitesses soient rapidement difficiles à appréhender en cosmologie, on mesure ainsi à quel point l’Univers peut nous sembler « figé » aux très grandes échelles sur une vie humaine, et même sur un grand nombre de générations…
Cette image a été réalisée avec une TSA-102, équipée de son réducteur de focale (f/d = 6) et une caméra AtikOne6. Les acquisitions ont été réalisées sur 2 nuits consécutives au mois d’avril 2018, depuis la Charente-Maritime, avec un ciel transparent et pendant la Nouvelle-Lune.
La durée totale d’acquisition est de 12h, dont 8h consacrées uniquement aux acquisitions de la couche de Luminance par poses unitaires de 600s. Lors de l’acquisition, je me suis rendu compte que le noyau de M106 commençait déjà à saturer avec ce temps de pose. J’ai donc procédé à une petite série additionnelle de 60s de pose, afin de pouvoir « décramer » cette zone lors du traitement. Cette solution est régulièrement recommandée pour des objets beaucoup plus brillants, tels que la nébuleuse d’Orion ou M31, mais cela reste assez exceptionnel sur des « petites » galaxies telles que M106.
1h de pose a été réalisée pour chaque couleur (R, G et B) en bin2 ; complétées par une couche Ha dans les mêmes conditions.
A cette focale (600mm), M106 reste assez petite. Le champ assez large permet cependant de bien la mettre en valeur au milieu des galaxies plus petites environnantes. Le temps de pose suffisamment élevé en luminance permet en outre de faire ressortir une multitude de plus petites galaxies, dans le fond de ciel en arrière-plan.
J’ai essayé de porter une attention particulière au cadrage, afin d’inclure au mieux la belle galaxie NGC4217 ainsi que quelques-unes des principales galaxies. Le placement de ces deux galaxies principales dans la diagonale du capteur donne une dynamique à l’image que je trouve intéressante.
La réalisation de la couche Ha permet de relever le signal des zones actives dans les régions centrales de M106. Toutefois, le temps de pose insuffisant (1h) consacré à cette couche limite fortement la mise en avant des « jets » de matière autour du noyau.
Matériel :
Takahashi TSA102 f/6
AZEQ6 via EQmod
AtikOne6 (-10°)
Guidage : OAG & Atik GP
Filtres Astronomik LRGB & Ha 6nm
Pixinsight – Photoshop
Acquisition :
L : 46 x 600s bin1 + 12 x 60s bin1
R : 12 x 300s bin2
G : 12 x 300s bin2
B : 12 x 300s bin2
Ha : 12 x 300s bin2
Intégration totale : 12h
Date(s) de prise de vue : 18 & 19 avril 2018
Attention lors du passage du méridien au zénith…
M106 constitue une cible relativement simple, y compris pour les astrophotographes débutants.
En effet, sa taille apparente et la forte luminosité de ses régions centrales rendent possible la réalisation de clichés avec des temps de pose, unitaires et globaux, relativement courts ; y compris à l’APN.
Mais M106 est une galaxie qui présente quelques « pièges », en raison du contraste important entre ses régions centrales (noyau, bras spiraux principaux) et périphériques (bras spiraux secondaires, halo).
Ainsi, les choses se compliquent dès lors que l’on souhaite révéler sur l’image finale ses plus fines extensions, et notamment l’extrémité des bras spiraux qui demeurent assez ténus.
Dans ce second cas, il est indispensable d’augmenter de manière conséquente le temps de pose unitaire et global ; afin de pouvoir disposer après le stacking de suffisamment de signal sur ces zones plus faibles en luminosité.
Les couleurs de M106 étant particulièrement prononcées, veillez à conserver un temps de pose suffisant pour la réalisation des couches RGB. Il serait dommage d’altérer le résultat final avec un fort bruit chromatique, en particulier dans les zones de la galaxie où la luminosité est la plus faible. Si le temps vous manque, vous pouvez sans trop de soucis procéder à l’acquisition des couches RGB en bin2, afin de disposer d’un signal final suffisant pour la couche Couleur.
Comme nous l’avons vu, il est en outre être intéressant de rehausser le signal dans les nombreuses zones actives de la galaxie au moyen d’une couche Ha. Attention cependant, la mise en valeur des jets supposera de poser beaucoup plus longtemps que sur l’image présentée ici : en fonction de la sensibilité de votre caméra et de la luminosité de votre instrument, prévoir au minimum 4 ou 5h de pose, si possible en bin1 afin de conserver le plus de détails possibles sur la structure des jets ! A défaut, vous pouvez seulement espérer relever les zones actives des bras et du noyau. Sur l’image présentée ici, on voit qu’avec 1h de pose en bin2, les jets commencent seulement à apparaître au niveau du noyau…
Exemple de champ obtenu avec un capteur APS-C à 800mm de focale.
Au niveau du cadrage, pas de difficultés en vue ! Le champ autour de M106 regorge en effet de petites galaxies qu’il peut être intéressant d’inclure, car elles apportent beaucoup de profondeur et de densité à l’image finale.
Réparties de manière assez homogène autour de M106, 3 sortent toutefois du lot de par leur taille et leur rendu visuel intéressant : NGC 4217 (que nous avons déjà évoquée et visible sur l’image présentée), NGC 4220 et NGC 4346.
Ces 3 galaxies forment un triangle autour de M106. Avec un capteur de format intermédiaire (APS-C minimum) et une focale intermédiaire (600 à 800mm maximum), il est ainsi possible de saisir M106 comprise entre ces 3 belles galaxies (le cas échéant, en orientant au mieux la diagonale du capteur dans l’axe NGC4346 – NGC4220).
Avec une focale plus importante et s’il n’est possible de conserver que 2 de ces petites galaxies, je vous recommande de privilégier NGC 4217 et NGC 4220, qui sont les plus proches de M106 et qui permettent également d’inclure sur l’image plusieurs petites galaxies plus lointaines. Si vous ne pouvez inclure qu’une seule de ces petites galaxies, faites en fonction de vos préférences personnelles ! 🙂
Attention, lors de son passage au méridien, M106 passe pile au zénith depuis nos latitudes : une chance de bénéficier du ciel le plus transparent et le moins affecté par la dispersion atmosphérique afin de saisir les plus fins détails… mais aussi un risque de subir l’humidité des fraîches nuits printanières !
Dans la mesure où le pare-buée devient inefficace dans cette configuration zénithale, il est recommandé d’utiliser en complément une résistance chauffante afin de prévenir le dépôt de buée sur la lentille de l’instrument (pour une lunette ou un Schmidt-Cassegrain…).
Par ailleurs, et pour la même raison, prenez garde à ce que la caméra ne vienne pas taper le trépied un peu avant ou après le passage au méridien… le genre d’inattention qui peut coûter plus cher que la simple perte d’une session photo !
Un vrai défi sur M106 consiste à réaliser une image détaillée de la galaxie, accompagnée de ses jets de matière. Une focale conséquente doit être retenue (2000mm et plus), ainsi qu’une nuit au ciel particulièrement stable afin de limiter autant que possible les effets de la turbulence et l’altération des détails en résultant. A cette fin, un très long temps de pose doit être consacré à la couche Ha (en bin1)…
S’il n’est pas possible d’espérer ne serait-ce qu’approcher la résolution du télescope spatial, il est malgré tout possible d’obtenir des images incroyablement détaillées de la zone centrale de la galaxie avec de très impressionnants jets de matière !
Le traitement de M106 ne présente pas de difficultés notables dès lors que les temps de pose sont limités, car seule la région centrale de la galaxie est alors mise en évidence.
Dans ce premier cas, un traitement tout à fait classique suffit à obtenir une image correcte ; pour le traitement de la couche luminance comme pour celui de la couche couleur. En particulier, la montée d’histogramme peut s’effectuer simplement au moyen de la fonction logarithme suivie d’un ajustement des curseurs.
Mais les choses se compliquent si les régions les plus ténues de la galaxies ont été révélées au moyen d’un long temps de pose : le fort contraste entre le centre et la périphérie de la galaxie rend alors plus complexe la montée d’histogramme.
Dans ce second cas, il est recommandé de privilégier une montée d’histogramme au moyen de fonctionnalités qui vont permettre d’exploiter au mieux toute la dynamique de l’image, en rehaussant notamment les zones les plus faibles ; par exemple MaskedStretch ou ArcsinhStretch. Attention dans le cas de MaskedStretch à prendre une référence de fond de ciel la plus neutre possible et dépourvue d’étoiles, afin d’optimiser la montée d’histogramme sur les zones de faibles luminosité de la galaxie tout en conservant un fond de ciel suffisamment propre et uniforme…
Cette opération peut toujours être suivie d’un ajustement plus fin des curseurs, notamment pour affiner le point noir de l’image et la valeur du fond de ciel. Attention cependant dans ce cas à conserver des zones de transition harmonieuses et progressives entre le fond de ciel et les plus fines extensions de la galaxie. En cas de transition trop brutale, l’image finale peut donner l’impression que la galaxie a été « collée » sur le fond de ciel ! Prenez garde également à ce que l’aspect des étoiles ne soit pas trop altéré lors de cette opération.
Dans tous les cas, si cette montée d’histogramme ne vous donne pas entièrement satisfaction à l’issue de la phase de réglage fin, il est recommandé de tester d’autres paramètres plutôt que de poursuivre le traitement. Il sera en effet très compliqué de « rattraper » une montée d’histogramme ratée avec de telles fonctions.
L’utilisation de la fonction MaskedStretch produit également un autre effet, même si elle est correctement paramétrée : une baisse globale du contraste de l’image entre les zones lumineuses et les zones plus sombres. Cela n’est pas forcément très problématique dans le cas de M106, puisque cette galaxie est fortement contrastée. Elle supporte donc bien ce léger nivellement de luminosité entre le noyau de la galaxie et ses plus faibles extensions. Cependant, si vous souhaitez préserver l’aspect « physique » de cet objet, il faudra prendre garde à ce que cette baisse de contraste ne soit pas trop accentuée. Ici encore, le paramétrage initial du process est déterminant dans le rendu final de l’image.
Sur l’image de luminance, M106 se prête particulièrement bien aux process de rehaussement des détails et des contrastes dans les zones les plus brillantes, en particulier au moyen de la fonction HDRMultiscaleTransform. Correctement appliquée, celle-ci permet de mieux faire ressortir de nombreux détails dans le bulbe central de la galaxie et les principaux bras spiraux. Inutile en revanche d’appliquer cette fonction dans les zones les plus ténues et le halo de la galaxie. Si la résolution de votre image est très fine, ce process peut également être tenté dans la bande de poussière de la galaxie NGC 4217, avec une intensité moindre que pour M106 (il est recommandé de procéder si nécessaire à 2 traitements distincts pour chacune des galaxies).
Voici un exemple de la différence de rendu entre une image dont la couche de luminance a été traitée sans rehaussement des détails, et une autre où le process HDRMultiscaleTransform a été appliqué. Le gain dans les détails est notable et contribue également à donner du relief à l’image finale :
Le process HDRMultiscaleTransform doit cependant être utilisé avec précaution, afin de limiter la montée de bruit. Pour ce faire, utilisez des masques progressifs et suffisamment floutés (conçus par exemple avec RangeSelection) ; le cas échéant préalablement modifiés sous Photoshop afin d’exclure au maximum les étoiles et les zones de faible luminosité.
Veillez également à ce que ce rehaussement des détails ne se fasse pas au détriment d’une trop grande perte de luminosité des zones traitées, qui peut rapidement altérer la cohérence globale de l’image en terme de contraste.
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.
Pour le traitement de la couche couleur, essayer de procéder à la montée d’histogramme de la même manière que pour la couche de luminance, dans ce cas au moyen du process MaskedStretch qui permet de préserver particulièrement bien les couleurs dans les zones les plus lumineuses.
L’étape de calibration des couleurs peut s’avérer plus délicate qu’à l’accoutumée pour cette galaxie. En effet, celle-ci présente dans la région centrale et plus encore dans les bras spiraux une teinte « violacée » assez inhabituelle pour une galaxie spirale, qui résulte des effets du rayonnement micro-ondes issu de l’activité du noyau sur les molécules d’eau présentes dans le milieu interstellaire.
On relève ainsi souvent une grande disparité de couleurs principales entre les multiples images réalisées : dans certains cas la galaxie présente un noyau marron et des bras spiraux plutôt bleu pâle, dans d’autres cas un noyau assez rouge et des bras violets, et dans d’autres cas encore un mélange de tout cela ! Certaines versions présentent également cette galaxie quasiment dépourvue de couleurs marquées.
Comme souvent, la vérité se situe probablement entre les deux. Si l’on s’en tient aux phénomènes physiques observés dans cette galaxie, son noyau devrait avoir une teinte rouge assez marquée (étoiles plus âgées, jets de matière…), et ses bras une teinte bleue légèrement violacée…
De fait, lors du traitement de cette image, l’utilisation du process PhotometricColorCalibration (PCC) de Pixinsight a donné un résultat convenable (avec un réglage de référence sur « average spiral galaxy« ), mais qui a nécessité malgré tout quelques corrections sélectives finales sous Photoshop.
Image Ha (1h de pose en bin2)
Si vous avez réalisé une image Ha, vous pouvez ajouter celle-ci à la fois sur la couche de luminance (par exemple au moyen du script SHO_AIP en utilisant la fonctionnalité de création de luminance en mixant la couche de luminance et la couche Ha en mode éclaircir) ainsi que sur l’image RGB pour renforcer la couche Rouge.
Différentes méthodes s’offrent à vous pour réaliser cette opération, et sont présentées plus en détails dans le tutoriel dédié.
Sur l’image présentée, la méthode d’ajout au moyen de la fonction PixelMath a été retenue afin d’obtenir un résultat plus précis et localisé.
Ci-contre l’image Ha obtenue avec 1h de pose en bin2 (avec un filtre Ha 6nm), sans aucun traitement en dehors de la montée d’histogramme.
Enfin, une attention particulière peut être portée à la saturation des couleurs. On voit fréquemment des images saturées à l’excès de cette galaxie, ce qui à mon avis n’est pas justifié car des couleurs assez légères lui vont bien et évitent de « noyer » les fins détails dans le bruit chromatique. Dans l’image présentée ici, j’ai essayé d’obtenir une mise en avant correcte des couleurs avec un niveau de saturation que je considère comme maximum.
Bien sûr, ce dernier point est largement subjectif et la version présentée ici semblera déjà trop appuyée pour certains… L’essentiel est que l’image conserve à vos yeux un équilibre clair et un rendu « naturel ».
Sans hésitation, je consacrerais beaucoup plus de temps à la couche Ha, afin de mieux mettre en évidence les jets de matière dans le noyau de la galaxie.
Cette galaxie étant sans conteste l’une des plus belles du ciel, j’aimerais également pouvoir y revenir avec une focale plus importante, afin d’obtenir davantage de détails dans le noyau et les bras spiraux…
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