NGC 6946 – Galaxie du Feu d’artifice

Résumé

Prise de vue :
Traitement :
Intérêt Ha :
Popularité :

L’objet

Les constellations du Cygne et de Céphée regorgent d’innombrables objets magnifiques. C’est donc sans surprise que cette image, prise à cheval sur ces deux constellations, réunit dans le même champ plusieurs objets de nature variée : étoiles, amas ouvert, IFN et galaxies.

Ces objets étant situés à des distances radicalement différentes, cette image propose une sorte de « panorama » sur l’Univers, dont il est essentiel de prendre conscience de la démesure pour mieux en apprécier la beauté.

Le problème des distances est au cœur de l’astronomie, seule science où l’expérimentation n’est pas possible et toute notre compréhension découle des seules observations qu’il nous est possible de réaliser. Mais, pour l’astronome, qu’il observe à l’œil nu, au moyen d’un instrument ou encore par le biais de l’imagerie, tout ce qu’il peut voir dans un champ donné est situé, par un « écrasement » de la perspective, sur le même plan. Comment comprendre l’Univers et ses lois sans connaitre les distances qui nous séparent des objets observés ?

Il est bien sûr possible d’estimer quelques rapports de distance pour ce qui concerne les objets les plus proches. Ainsi, l’observation du cheminement plus ou moins rapide de la Lune ou des planètes sur la voute céleste, en apparence fixe, permet d’en déduire intuitivement que ces corps sont situés plus près de nous que les étoiles. Mais il ne s’agit là que d’une appréciation relative, qui ne permet pas d’estimer les distances réelles. De la même manière, il est possible de déterminer, par des lois géométriques simples, les rapports existants entre la Terre, la Lune et le Soleil, notamment par l’observation des éclipses. Les grecs anciens, en particulier Aristarque, avaient ainsi estimé que la Lune devait être 3 fois moins grande que la Terre, et éloignée d’environ 60 rayons terrestres. Mais sans connaitre le rayon de la Terre, ces calculs demeuraient relatifs, sans qu’il soit possible de les traduire en chiffres concrets.

Mesure de la circonférence de la Terre par Eratosthène (Crédits : Wikipédia – Raphael Javaux)

La meilleure connaissance de l’Univers et la mesure des distances considérables qui nous séparent des autres objets célestes a ainsi, paradoxalement, été rendue possible par une première étape essentielle : la détermination de la taille de la Terre. Cet exploit fut réalisé grâce à des outils mathématiques simples et des moyens très modestes (mais compensés par une grande puissance conceptuelle) par Eratosthène, au IIIe siècle avant J.-C., avec moins de 1% d’erreur !

Une fois cette valeur connue, on pu aisément estimer la distance Terre-Lune ainsi que le diamètre de notre satellite ; à la fois par l’observation des éclipses lunaires et par la mesure de la taille angulaire apparente de la Lune.

Plus délicate est, en revanche, la mesure exacte de la distance Terre-Soleil. En particulier car les méthodes employées pour la Lune ne sont plus applicables en pratique, tant les angles qu’il est nécessaire de mesurer sont infimes. Les grecs anciens avaient déjà tenté de telles estimations, sur la base de la détermination des angles Lune-Terre-Soleil au premier et au dernier quartier de Lune, mais il leur était impossible de mesurer avec une précision suffisante les angles,et surtout le temps exact entre ces deux évènements, pour obtenir mieux qu’un ordre de grandeur. De fait, cette distance fut sous-estimée d’un facteur 20 pendant près de 15 siècles (estimée alors à 20 fois la distance Terre-Lune).

Il faut attendre le XVIIe siècle et plusieurs révolutions majeures pour que la situation n’évolue. Les travaux successifs de Copernic, Kepler et Newton permettent de dégager une représentation renouvelée et mathématique du Monde (qui se limite alors au système solaire…). La 3e loi de Kepler, en particulier (qui ne sera explicitée que plus tard par Newton par ses travaux sur la gravitation universelle) établit un lien empirique entre la période de révolution d’un astre autour du soleil et son demi grand-axe, donc sa distance. Plus encore, le rapport entre période et distance est constant pour tous les corps du système solaire : dès lors, il suffit de déterminer la distance d’une des planètes du système solaire pour connaitre les distances de toutes les autres, par la simple mesure de leur période de révolution !

C’est ainsi que, par la mesure de la distance de Mars, l’astronome français Cassini réussit la première mesure correcte de la distance Terre-Soleil en 1673 (144 millions de km, contre 150 millions en réalité). La valeur de cette distance et son importance pour les travaux ultérieurs (notamment la mesure des angles) est telle qu’elle constitue, en elle-même, une unité de distance, l’unité astronomique.

Illustration de la mesure de la parallaxe d’une étoile (l’illustration n’est pas à l’échelle…). Crédits : DR

Une fois cette distance connue, et grâce aux progrès des instruments scientifiques, il devint alors possible de transposer les méthodes géométriques de trigonométrie, basées sur la mesure des angles, à des objets plus éloignés : les étoiles. La Terre nous fournit en effet un formidable véhicule de transport pour effectuer des mesures depuis des points très éloignés… sans même avoir besoin de se déplacer ! Il suffit en effet de réaliser des mesures sur une même étoile à six mois d’intervalle, soit en deux points opposés de l’orbite terrestre, pour bénéficier d’une base de 300 millions de kilomètres. Avec une telle base, la mesure d’angles plus faibles est rendue possible. C’est ainsi que l’astronome allemand Bessel pu calculer pour la première fois, en 1838, la distance d’une étoile avec une bonne précision (61 Cyg, mesurée à 10,5 AL, contre 11,36 en réalité).

Cette méthode de la parallaxe, par les contraintes qu’elle implique sur les mesures d’angles, n’est toutefois utilisables que pour déterminer la distance des étoiles proches (quelques centaines d’années-lumière).

Pour les objets plus éloignés, il faut recourir à d’autres méthodes ; et chercher des « chandelles cosmiques » plus fiables.

Illustration de la variation de luminosité d’une étoile céphéide (Crédits : DR)

L’astronome américaine Henrietta Leavitt a, en 1908, pu établir une corrélation entre la période de pulsation d’un certain type d’étoiles variables, les Céphéides, avec leur magnitude absolue. Le lien entre magnitude absolue et magnitude relative (luminosité observée) des astres étant connue, il est dès lors possible de calculer la distance d’une telle étoile par la mesure de sa période de variation de luminosité. Encore faut-il identifier avec certitude de telles étoiles. L’astronome Edwin Hubble, en identifiant une céphéide dans la galaxie d’Andromède (M31) put en calculer sa distance, et démontrer en 1924 que les galaxies ne sont pas des nébuleuses faisant partie de notre propre Voie Lactée.

Cette découverte impliquait un changement radical d’échelle de notre Univers, qui auparavant limité à notre seule galaxie, devenait véritablement immense ! Mais cette immensité pose de nouveaux problèmes dans le calcul des distances : la méthode des céphéides ne peut être appliquée que pour les galaxies les plus proches, qui contiennent une étoile de ce type suffisamment brillante pour être décelée individuellement.

Mesurer l’Univers au moyen de « chandelles cosmiques » : les céphéides et les supernova permettent d’apprécier les distances d’objets très éloignés, par exemple d’autres galaxies… (Crédits : DR).

Un phénomène plus rare (par galaxie) peut être utilisé : les supernova. Ces explosions cataclysmiques d’étoiles massives sont d’une luminosité telle qu’elles peuvent être observées depuis les confins de l’univers. Or, il est établi que certains types de supernova sont d’une luminosité absolue maximale identiques. Dès, lors la mesure de leur magnitude apparente permet de calculer leur distance, ainsi que celle de leur galaxie hôte.

Une autre méthode est basée sur l’effet Doppler : une source lumineuse en mouvement voit la longueur d’onde de son rayonnement modifié selon qu’elle s’éloigne ou se rapproche. Si elle se rapproche, les longueurs d’onde sont « écrasées », donc plus courtes et « décalées vers le bleu ». Inversement, une source lumineuse qui s’éloigne d’un observateur offre à celui-ci des longueurs d’onde « étendues », donc plus longues, « décalées vers le rouge ». Ce décalage est d’autant plus important que la vitesse relative est grande. En mesurant le décalage des raies spectrales d’un objet, il est donc possible d’établir la vitesse relative de celui-ci. Associée à la « Loi de Hubble », qui démontre que les galaxies s’éloignent d’autant plus vite les unes par rapport aux autres que leur distance est grande, et ce de manière linéaire, il devient possible d’estimer la distance d’une galaxie en fonction de son redshift (décalage vers le rouge).

Illustration de l’effet Doppler et du décalage des raies spectrales (Crédits : Observatoire de Paris).

Ces dernières méthodes permettent de calculer les distances des galaxies les plus lointaines qu’il est possible d’observer aujourd’hui, ainsi que des quasars, jusqu’à plus de 13 milliards d’années-lumière… mais à ces distances considérables, la notion même de « distance » n’est plus réellement pertinente, car sa signification dépend d’autres paramètres cosmologiques beaucoup plus complexes tels que le facteur d’échelle ou la topologie de l’Univers. En fonction de la courbure de l’Univers, par exemple, des objets qui nous semblent extrêmement éloignés (par exemple 10 milliards d’AL) pourraient en réalité être plus proches que ceux qui nous apparaitraient moins distants (mesurés à 5 milliards d’AL par exemple). C’est pourquoi les cosmologistes préfèrent ne plus parler de « distance », mais de « temps de regard vers le passé ».

C’est ainsi plusieurs dizaines de siècles d’observations et de théories de plus en plus complexes qui permettent aujourd’hui d’interpréter correctement cette image, qui présente (du plus proche au plus éloigné) :

• un grand nombre d’étoiles proches, situées entre quelques dizaines et quelques centaines d’années-lumière, dont la distance peut être mesurée par la technique de la parallaxe ;
• l’amas ouvert NGC 6939, située à 4000 années-lumière, dont la distance est mesurée par l’étude photométrique des étoiles ;
• l’IFN, des nuages de gaz dans le milieu interstellaire et en périphérie de la galaxie,
• la galaxie NGC 6946, située à environ 22,5 millions d’année-lumière, dont la distance est calculée par l’étude des supernovae et son redshift,
• plusieurs galaxies en arrière-plan, situées entre 50 et 200 millions d’années-lumière, dont la distance est calculée grâce au redshift ;
• un quasar, situé à 6 milliards d’années-lumière, dont la distance est calculée par le reshift.

Image de la galaxie NGC 6946, réalisée à partir des données des satellites spatiaux Hubble et Subaru (Crédits : NASA, ESA).

L’objet vedette est bien la galaxie NGC 6946, une spirale de type Sc presque vue de face.

Il s’agit d’une galaxie de taille modeste, d’environ 40 000 années-lumière de diamètre, soit environ un tiers de la Voie Lactée, et contient moitié moins d’étoiles que notre galaxie.

Malgré ce petit gabarit, cette galaxie est très active en formation d’étoiles, comme le démontre la présence d’importantes zones HII dans les bras spiraux.

Autre manifestation de cette activité stellaire soutenue, pas moins de 10 supernovae ont été observées en un siècle (entre 1917 et 2017).

Par comparaison, aucune supernova n’a été observée dans la Voie Lactée depuis 1604, alors que notre galaxie contient plus du double d’étoiles.

En raison de cette activité particulièrement forte, NGC 6946 est surnommée la galaxie « du feu d’artifice ».

Beaucoup plus proche de nous, l’amas ouvert NGC 6939 offre un contraste intéressant, avec des étoiles aux couleurs bien prononcées. On note une forte concentration de géantes rouges au sein de cet amas, dont plus d’une dizaine sont des étoiles variables.

Entre ces deux objets se situe un élément plus diffus, appelé « IFN » (« Integrated Flux Nebulae »), que l’on pourrait confondre avec de faibles nébulosités au sein de notre galaxie sur cette image. Il s’agit en réalité de nuages de gaz et de poussière dans le milieu interstellaire, ou en périphérie de la galaxie, et qui sont visibles du fait du rayonnement de l’ensemble des étoiles alentours (à l’inverse des classiques nébuleuses par émission ou absorption qui sont fortement liées à une étoile ou un amas d’étoiles en particulier). Ces nuages sont très ténus et peuvent s’étendre sur des dimensions gigantesques, aux alentours de la Voie Lactée. On peut parler, de façon imagée, de « cirrus galactiques ». Si l’IFN apparait en lumière visible, il ne révèle cependant sa véritable importante qu’en infrarouge.

NGC 6946 étant située dans une région proche du plan galactique, le champ est très riche en IFN dans cette direction. Ces « cirrus galactique » ont un double effet sur la lumière qui les traversent : atténuation et rougissement. Les objets situés en arrière-plan apparaissent donc plus atténués et rougis qu’ils ne le sont en réalité.

L’image présentée

Cette image a été réalisée avec une TSA 102 à f/6 (équipée du réducteur) et une CCD monochrome, avec les filtres classiques L, R, G et B. Une image supplémentaire a été réalisée avec le filtre Ha, afin de rehausser les nombreuses zones HII de cette galaxie réputée pour sa forte activité stellaire.

S’il ne s’agit pas de mes premières acquisitions avec la CCD, il s’agit en revanche de ma première image LRGB réalisée avec la CCD et surtout du premier traitement complet. J’avais en effet choisi de commencer avec cette image pour mon premier essai de traitement, en pensant (un peu naïvement) qu’une galaxie et un amas ne constitueraient pas des cibles très difficiles à traiter… monumentale erreur ! 🙂

En réalité, cette image s’est révélée particulièrement complexe à traiter, car j’avais sous-estimé la richesse du fond de ciel, qui n’apparait pas clairement sur les brutes unitaires réalisées sur 2 nuits avec une Lune bien présente (74% et 65%). C’est uniquement lors de l’empilement des brutes et de l’application d’un process STF que la couche Luminance a révélé toute sa richesse, avec la présence de bras spiraux ténus plus étendus que prévus sur NGC 6946, des petites galaxies en arrière-plan, et surtout beaucoup d’IFN sur de très grandes zones de l’image.

J’ai eu assez de mal sur cette image à trouver un bon compromis permettant la mise en valeur de tous les objets présents. C’est bien sûr la mise en valeur de l’IFN qui pose les problèmes les plus ardus, car ces nébulosités sont extrêmement faibles et se détachent très peu du fond de ciel. Il est donc très compliqué de les faire ressortir correctement tout en gardant une dynamique qui reste acceptable pour le reste de l’image.

Après plusieurs essais et des versions successives, je suis resté sur celle présentée ici, qui me semble un compromis acceptable. Ma première version était trop terne, justement à cause d’une perte de dynamique importante et d’une trop forte mise en valeur de l’IFN ; et les versions suivantes n’apportaient rien de plus tout en dégradant également la dynamique d’ensemble ainsi que la saturation des couleurs.

La persévérance dans le traitement a tout de même été payante, cette image ayant été récompensée par l’AAPOD² du 11 décembre 2016… une bel encouragement pour une première image CCD ! 🙂

Conseils de prise de vue

Si vous souhaitez réaliser une image incluant la galaxie NGC6946 et l’amas ouvert NGC 6939, une focale intermédiaire et un capteur de taille modeste peut suffire ; comme dans l’image présentée associant un capteur ICX694 à une focale de 600mm. Un capteur de dimension supérieure vous permettra d’utiliser une focale plus importante, plus à même de révéler de plus subtils détails au sein de la galaxie.

Si, en revanche, vous ne souhaitez vous intéresser qu’à la galaxie, il est recommandé de monter drastiquement en focale, les dimensions angulaires de cette dernière demeurant assez modestes (12′ x 10′). Une focale de 2m permet déjà de révéler de magnifiques détails au sein de cette galaxie.

Si vous souhaitez mettre en valeur l’IFN dans le champ environnant, vos meilleurs alliés seront un ciel sombre et transparent, ainsi qu’un temps de pose très conséquent. Il est toutefois possible de saisir l’IFN sans bénéficier de toutes ces conditions idéales (comme le prouve la présente image, réalisée sous un ciel affecté de pollution lumineuse et avec la présence d’une forte Lune gibbeuse), sous réserve de disposer d’une caméra sensible avec un faible bruit de lecture.

Sur l’image présentée, et malgré plus de 4h de pose pour la seule Luminance, l’IFN ressort faiblement. Sa mise en valeur sur l’image tient plus au temps passé au traitement qu’à la qualité des images brutes…

Sur cette galaxie présentant de nombreuses zones actives et HII, il est bien sûr plus que recommandé de réaliser une couche Ha permettant de rehausser ces détails sur l’image finale.

Conseils de traitement

En dehors de l’intégration de la couche Ha à la couche Rouge, le traitement de la galaxie ne présente pas de difficultés particulières.

Différentes montées d’histogrammes sont envisageables, en fonction du signal de l’image empilée de Luminance. Un bon signal permettra de mettre en évidence les plus faibles extensions des bras spiraux. Mais, comme on le constate sur l’image présentée, ces faibles extensions seront assez pauvres en couleurs si un temps de pose conséquent n’est pas consacré à la réalisation des couches RGB.

Si le signal est bon, il est possible de procéder à une montée d’histogramme avec la fonction MaskedStretch, qui permettra de révéler les extensions les plus ténues. Attention cependant, l’utilisation de cette fonction peut conduire à diminuer la dynamique globale de la galaxie : les faibles extensions ressortiront davantage du fond de ciel qu’avec une montée d’histogramme classique, mais les zones centrales apparaitront moins lumineuses. Il en résulte souvent une image manquant un peu de « pêche », avec des étoiles plus grosses qu’avec une montée classique.

Cette perte de dynamique peut être limitée en procédant à un mix de cette version avec une Luminance sur laquelle une montée d’histogramme classique est réalisée, en ayant pris soin de dupliquer l’image préalablement à la montée d’histogramme. Ce mix peut être réalisé avec PixelMath, en attribuant si besoin des coefficients différents aux deux images et en veillant à ce que la somme des coefficients ne dépasse pas 100% (par exemple : 0,5/0,5 ; 0,75/0,25, etc.), à défaut de quoi l’image sera saturée sur les zones brillantes.

Si le signal est plus limité, une montée d’histogramme classique (logarithme + montée fine) donnera de meilleur résultats, en assurant une dynamique correcte à l’image tout en préservant l’aspect des étoiles et en limitant la montée du bruit dans le fond de ciel.

De la même manière, dans tous les cas, l’amas NGC 6939 présentera des étoiles plus ponctuelles et plus fines avec une montée d’histogramme classique.

Pour l’IFN, en revanche, il est très difficile de le faire ressortir correctement au moyen d’une montée de niveaux classiques ; sauf à avoir consacré un temps de pose considérable (plus de 10, voire 20 heures…) à la couche de Luminance et d’avoir bénéficié d’un ciel de qualité. Dès lors, la fonction MaskedStretch est un outil incroyable pour mettre en valeur cet IFN, sous réserve d’être correctement dosée. Une difficulté ici est de déterminer une zone correcte de référence neutre pour le fond de ciel avant d’appliquer la fonction MaskedStretch : la zone choisie doit être totalement dépourvue de nébulosités et d’étoiles : pas évident dans cette région, sauf à ce contenter d’une très petite zone, qui risque de ne pas être représentative de l’ensemble du fond de ciel. Il est donc recommandé de procéder à plusieurs essais pour trouver les meilleurs réglages à appliquer pour la fonction MaskedStretch, tant pour les paramètres que pour la zone de référence.

Attention également, lors des retraits de gradients, à ne pas confondre les zones d’IFN avec le fond de ciel ! Dans la mesure où le retrait de gradient s’effectue en général sur chacun des images brutes avant empilement, et que l’IFN n’apparait pas forcément sur ces images individuelles, le plus simple est d’utiliser une fonction de retrait automatique, telle que ABE. N’hésitez pas à aller vérifier en cas de doute sur une image de référence.

On le voit, la difficulté sur cette zone est que les différents objets de l’image ne nécessitent pas les mêmes moyens de traitement pour être mis en valeur de façon optimale. Il semble par ailleurs assez difficilement envisageable de réaliser différentes versions de l’image en appliquant les meilleurs traitements à chacun des objets, pour les combiner au final.

Pour une image intégrant l’ensemble des objets (galaxie, amas et IFN), la meilleure solution est probablement de procéder à un traitement unique, en trouvant un compromis acceptable pour chacun des objets et qui n’entraine pas trop d’effets négatifs pour les autres composantes. Par exemple, trop remonter l’IFN entraine une perte de contraste sur le reste de l’image et la galaxie ressort ensuite moins bien ; ce qui peut conduire à devoir la rehausser de manière excessive.

Il est également nécessaire de recourir à des traitements localisés et spécifiques à chacun des objets, au moyen de masques adaptés (avec la fonction RangeSelection), par exemple pour rehausser les détails ou la courbe de luminosité sur la seule galaxie, ou encore « lisser » le bruit sur l’IFN de façon plus appuyée que sur le reste de l’image… Attention, lors de la création de tels masques, à ce que zones de transition soient suffisamment progressives pour ne pas que les traitements localisés ne sautent aux yeux ou génèrent des artefacts disgracieux. La progressivité des masques peut s’obtenir, par exemple, en modifiant le paramètre Smoothness du process RangeSelection, et/ou en floutant le masque avant application.

L’objectif est également d’obtenir, au final, une image qui respecte les propriétés des différents objets : inutile par exemple de chercher à ce que l’IFN soit quasiment aussi lumineux que les bras spiraux de la galaxie !

Pour ma part, sur cette image, j’ai réalisé une montée d’histogramme avec la fonction MaskedStretch sur la couche Luminance et une montée classique sur la couche RGB. Même si la montée MaskedStretch donne habituellement de très bons résultats sur la couche RGB (en permettant d’éviter les zones de saturation), je ne l’ai pas retenue sur cette image pour préserver l’aspect de l’amas et éviter la création de halos colorés trop prononcés.

L’assemblage des couches L et RGB a été problématique sur cette image (en partie probablement car il s’agissait de mon premier traitement CCD, mais pas que… ) : j’ai trouvé le mix reste assez délicat à réaliser, quand bien même les couches prises indépendamment étaient bonnes.

Quelques traitements localisés ont été appliqués sur la couche L, notamment sur la galaxie, afin de rehausser sa dynamique globale avec l’outil CurvesTransformation (l’équivalent des « courbes » de Photoshop). Attention cependant à procéder à des ajustements par petites touches successives et avec des masques adaptés et progressifs, sous peine de dénaturer l’image ou de créer des zones de transition rapidement visibles.

Ci-dessous un comparatif entre une version intermédiaire et la version finale, après ces traitements et corrections localisées, en particulier sur la galaxie :

Version 1 Version finale

Le principal défaut de mon image reste, à mon sens, l’aspect des étoiles. On voit sans mal qu’elles ont souffert lors de la montée d’histogramme ; on pourrait presque penser que le ciel était voilé lors de la prise de vue ! Si vous cherchez à faire ressortir l’IFN, vous serez probablement confronté au même problème : la mise en avant de l’IFN implique de tellement compresser les niveaux, et notamment les bas niveaux, que les étoiles prennent rapidement énormément d’embonpoint… Une alternative (que je n’ai pas testée!) pourrait consister à réaliser une version spéciale pour les étoiles et à mixer les deux images au final ; ce montage me semble cependant assez périlleux au regard du grand nombre d’étoiles dans l’image, de la présence de l’amas, et surtout de la présence des étoiles dans l’IFN…

Ci-dessous un comparatif entre ma première version, où j’avais cherché à faire ressorti au maximum l’IFN, et ma version finale. On note sur la première version une perte de dynamique énorme, qui aboutit à donner l’impression que l’image est recouverte par un « voile grisé » :

Version intermédiaire Version finale

Un dernier conseil aux utilisateurs débutants de Pixinsight : méfiez-vous de la fonction STF ! 🙂

Cette fonction est géniale, et permet de visualiser en un clic l’ensemble des informations présentes sur l’image ; mais bien souvent elle révèle aussi certaines informations qu’il n’est pas possible de faire ressortir correctement au final. S’acharner à faire ressortir tout ce que révèle la fonction STF sur l’image linéaire est parfois un piège qui peut vous conduire à vous acharner plusieurs heures au traitement pour un résultat discutable…

Même s’il est frustrant de savoir que l’information est présente et qu’elle ne peut pas être exploitée, il faut rester lucide et raisonnable sur son image et ne pas chercher à lui faire dire plus que ce qu’elle ne peut offrir !

Si je devais la refaire…

Je privilégierais une nuit sans Lune, avec un temps de pose plus important pour pouvoir mettre mieux l’IFN en valeur.

Un temps de pose doublé, dans ces conditions, devrait donner plus de latitude lors du traitement pour faire ressortir l’IFN ainsi que les plus faibles extensions dans les bras spiraux de la galaxie.

Au traitement, j’essaierai de préserver davantage l’aspect des étoiles.

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