Une vieille explosion qui continue, tranquillement, à tirer ses filaments.
| Prise de vue : |  |
| Traitement : |  |
| Intérêt Ha : |  |
| Popularité : |  |
Nom : NGC 6992 – Grande dentelle – « La Chauve-souris »
Type : Rémanents de supernova
Distance : ~1400/1800 AL
Taille :
Magnitude :
Meilleure période d’observation : Été
Les « Dentelles du Cygne » constituent le plus spectaculaire rémanent de supernova observable depuis la Terre.
Une supernova est une étoile très massive (plus de 8 masses solaires), qui termine sa vie de manière cataclysmique. Le noyau de l’étoile transforme l’ensemble des éléments à sa disposition (hydrogène, hélium, carbone, oxygène, silicium…) jusqu’à être exclusivement constitué de fer. Arrivé à ce stade d’extrême densité, le noyau s’effondre sur lui-même. Les couches externes font de même avant de « rebondir » sur le noyau et être expulsées violemment dans l’espace.
Dans leurs derniers instants, ces étoiles très massives fabriquent les éléments atomiques les plus lourds que l’on peut trouver dans la nature (or, uranium…). Ces éléments sont ensuite disséminés par l’explosion dans l’espace environnant et vont enrichir le milieu interstellaire et les nuages d’hydrogène qui, plus tard, donneront à leur tour naissance à d’autres étoiles et d’autres systèmes planétaires contenant ces composants indispensables à l’apparition de la vie. Par ailleurs, l’onde de choc intense qui est générée lors de l’explosion se propage dans le milieu interstellaire et favorise la perturbation des nuages de gaz, entraînant leur contraction et la naissance de nouvelles étoiles.
L’origine stellaire des éléments. Notez que la majorité des éléments au-delà du Fer trouvent leur origine dans les explosions de supernovae ou la coalescence d’étoiles à neutrons.
Vous avez sans doute déjà entendu dire que nous sommes des « poussières d’étoiles ». Sachez que cette expression n’est pas seulement très poétique, mais doit bien être comprise dans son sens le plus littéral ! Les atomes dont nous sommes constitués sont directement issus de ces événements cataclysmiques que sont la « mort » des étoiles. Seuls ces événements, impliquant une énergie colossale, peuvent donner naissance aux éléments chimiques les plus lourds et complexes.
Si les supernovae ne sont pas seules responsables de la création de tous ces éléments (les étoiles de plus faibles masse disséminent également des éléments en expulsant leur enveloppe lors de la phase de nébuleuse planétaire), elles sont en revanche les creusets privilégiés des éléments les plus lourds, schématiquement au-delà du fer. Des recherches récentes tendent cependant à démontrer que l’origine de certains éléments très lourds, comme l’Or ou le Plomb, doit plutôt être recherchée du côté des phénomènes de coalescence d’étoiles à neutrons, qui développent encore plus d’énergie que les supernovae !
L’énergie déployée lors de l’explosion d’une supernova est en effet sans commune mesure avec les autres phénomènes qu’il est possible d’observer dans l’Univers : il s’agit des événements parmi les plus énergétiques après le Big Bang lui-même. L’énergie déployée est si importante qu’une supernova peut, pendant quelques instants, rayonner plus d’énergie qu’une galaxie toute entière ! La supernova la plus lumineuse observée à ce jour, ASASSN-15lh découverte en 2016, a été estimée 570 milliards de fois plus lumineuse que le Soleil (une galaxie moyenne contient entre 100 et 200 milliards d’étoiles…).
Si l’on observe régulièrement de nombreuses supernovae dans des galaxies lointaines (qui constituent d’ailleurs d’excellentes « chandelles cosmiques » permettant d’affiner la mesure de la distance de ces galaxies), aucune supernova n’a cependant été observée dans notre galaxie depuis l’invention du télescope… La plus proche a été observée en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, l’une des petites galaxies satellite de notre Voie Lactée. Statistiquement, on estime que 3 supernovae devraient exploser chaque siècle dans notre galaxie. Aucune n’a cependant été observée depuis 1604… Deux supernovae semblent avoir explosé depuis, mais n’ont pas été observées depuis la Terre. Bien observée par Kepler, la supernova de 1604 suivait de seulement 32 ans celle observée par Tycho Brahe en 1572. Ces observations successives de nouvelles étoiles (« stella nova« ) avaient à l’époque permis de remettre en cause la doctrine Aristotélicienne d’immuabilité des cieux.
M1 – La nébuleuse du Crabe, photographiée par le télescope spatial Hubble (2016)
L’une des supernovae observées les plus connues est celle qui a explosé au matin du 4 juillet de l’an 1054.
Les astrologues chinois, notamment, ont laissé des comptes-rendus d’observation très précis qui ont permis aux astronomes modernes de reconstituer les principales caractéristiques de ce phénomène. Cette supernova a ainsi été visible en plein jour pendant 3 semaines puis est restée visible dans le ciel nocturne pendant presque 2 ans, avant de disparaître totalement.
Redécouverte par le chasseur de comètes français Charles Messier en 1758, qui lui a attribué la première place de son fameux catalogue – M1, la nébuleuse du Crabe – elle a depuis fait l’objet d’études constantes dans de nombreux domaines ; tant pour ce qui concerne la nébuleuse résiduelle de l’explosion, que pour l’objet central, un pulsar, qui n’a pour sa part été découvert qu’en 1968.
L’image ci-contre, réalisée par le télescope spatial Hubble, montre un luxe incroyable de détails dans la structure de l’enveloppe stellaire éjectée dans l’espace lors de l’explosion de la supernova SN 1054, il y a environ 1000 ans.
On peut presque ressentir « physiquement » la violence de l’explosion à la vue de ces filaments enchevêtrés de matière torturée…
Sa distance a depuis été estimée à environ 8000 années-lumière, donc relativement proche du système solaire.
Les « Dentelles du Cygne » constituent quant à elles les résidus d’une supernova beaucoup plus ancienne, ayant explosé il y a environ 10 000 ans, mais bien plus près de la Terre, à environ 1400/1800 années-lumière ! La distance exacte de la nébuleuse est encore mal connue et difficile à estimer… Ce qui est certain, en revanche, c’est que cette « nouvelle étoile » a été parfaitement visible depuis la Terre, et a sans doute brillé pendant plusieurs mois de manière suffisamment forte pour être visible en plein jour !
La proximité de la supernova, associée à la vitesse d’éjection de la matière et du temps écoulé depuis l’explosion, font aujourd’hui des « Dentelles » le plus vaste résidu de supernova observable depuis la Terre ; ceux-ci s’étalant sur une dizaine de degrés carrés ; l’équivalent d’une dizaine de pleines Lunes de diamètre !
En raison de la durée de dispersion plus importante que pour la nébuleuse du Crabe, les résidus de la supernova ont perdu leur aspect compact mais conservent cependant une structure « globalement » circulaire, dont trois parties principales sont clairement visibles :
Les « dentelles » au complet : NGC 6992 est située à gauche de l’image.
La « Petite Dentelle » (NGC 6990), qui constitue la partie Ouest de l’ensemble des Dentelles, souvent désignée comme « le balai de la sorcière » de par sa forme évocatrice.
La Grande Dentelle constitue la région la plus brillante de l’ensemble des Dentelles. Composée de très fins filaments enchevêtrés, elle s’étend sur 1,2° pour une largeur moyenne d’une dizaine de minutes d’arc. A l’instar des Petites Dentelles, elle est constituée de nombreux filaments entremêlés, de couleurs très contrastées.
Un peu à l’écart de cet enchevêtrement chaotique, un filament se détache clairement et émet uniquement en Ha : il n’est visible ni en OIII, ni en SII. De fait, il se détache particulièrement bien sur l’image finale (en vert dans la version SHO, en rouge dans la version HOO).
Les points de comparaison avec l’image de la supernova du Crabe sont assez flagrants, si l’on essaie de se représenter l’évolution d’une telle nébuleuse sur plusieurs milliers d’années : on y retrouve les mêmes filaments enchevêtrés qui témoignent de la brutalité de l’explosion initiale.
L’observation directe de cette nébuleuse dans des jumelles ou un télescope est un pur moment d’émerveillement. La Grande Dentelle, bien qu’étant la partie la plus lumineuse de l’ensemble, peut être plus difficile à trouver que la Petite Dentelle, en l’absence de point de repère évident. L’utilisation d’un filtre OIII à bande assez large permet d’augmenter encore le contraste.
Représentation d’artiste de l’explosion d’une supernova à 10.000 années-lumières de distance. (DR)
En sachant que la supernova du Crabe, 6 fois plus éloignée, a été visible en plein jour pendant 3 semaines, et sachant que l’intensité de la luminosité varie en inverse du carré de la distance, on peut supposer que la supernova du Cygne a été visuellement 36 fois plus brillante que celle du Crabe !
Avec une magnitude apparente estimée de -7 pour la nébuleuse du Crabe, il faut donc imaginer pour la supernova du Cygne une étoile de magnitude -11 (rapport de 2,5 entre chaque degré de magnitude)… c’est à dire d’éclat comparable avec celle d’une pleine Lune, mais concentrée en un point !
On peut seulement se risquer à imaginer l’impact qu’a pu avoir, sur les hommes du néolithique, l’apparition d’un astre si brillant qu’il a pu donner l’impression pendant plusieurs semaines, voire plusieurs mois, d’un « deuxième soleil » dans le ciel…
A cette époque, où les premières communautés humaines ont commencé à se sédentariser, développant également les arts figuratifs, il est possible d’imaginer qu’une telle apparition ait pu être interprétée comme un symbole mystique, voire comme l’expression d’une puissance surnaturelle, sinon « divine »…
Cette image a été réalisée avec une TSA-102 équipée de son réducteur de focale (f/6) et une caméra AtikOne6 utilisant des filtres narrowband SHO (6nm).
Les acquisitions ont été réalisées sur 3 nuits, depuis la Corse en août 2017. Le temps global d’acquisition est de 13h30 avec 7h30 de pose pour le Ha, et 3h de pose pour chacune des couches OIII et SII ; le tout en bin1 afin de conserver le maximum de détails sur l’ensemble des couches.
J’ai procédé également à un traitement en HOO de ces données, mais la version SHO est à mon sens largement supérieure, en raison de la palette de couleurs bien plus riche en nuances et en subtilités. Ainsi, des zones qui apparaissent très tranchées sur l’image bicolore HOO se révèlent très riches en dégradés sur la version SHO. Même constat d’ailleurs sur la Petite Dentelle…
Pour cette image, j’ai retenu une palette de couleurs assez éloignée de celle que je retient habituellement sur mes autres images SHO, mais qui offre l’avantage de bien mettre en valeur les différentes filaments des nébulosités et leur caractère enchevêtré ; ainsi que le filament isolé émettant uniquement en Ha.
Une décision importante est le traitement accordé au « vert » dans l’image : il est possible de l’atténuer assez fortement, voire de le faire tendre davantage vers le bleu. Pour ma part, j’ai pris le choix assumé de le mettre en valeur et, plutôt que de chercher à le masquer, de le faire ressortir de manière bien plus franche que sur une palette classique.
L’image prend ainsi des couleurs « néons » assez inhabituelles, qui peuvent dérouter à la première vision, mais qui permettent de faire ressortir clairement certaines zones ou structures qui sont d’ordinaire « noyées » dans une couleur plus uniforme. C’est le cas notamment du filament « vert » un peu à l’écart de la structure principale, qui émet exclusivement en Ha (qui fait office de couche « verte » en palette Hubble).
Pour la version HOO, j’ai privilégié une approche plus classique mais sans saturer à outrance les zones rouges et bleues. Sur cette cible, il est assez simple (et fréquent) de saturer beaucoup plus les couleurs et de donner au rouge une teinte plus appuyée. Cependant, après quelques essais, j’ai retenu cette approche qui me permettait de mieux mettre en valeur au mieux les dégradés d’intensité des filaments ; une saturation trop appuyée ayant tendance à « lisser » les subtiles différences de signal entre des zones proches.
Matériel :
Takahashi TSA102 f/6
AZEQ6 via EQmod
AtikOne6 (-10°)
Guidage : OAG & Atik GP
Filtres Astronomik SHO 6nm
Pixinsight – Photoshop
Acquisition :
Ha : 45 x 600s bin1
OIII : 18 x 600s bin1
SII : 18 x 600s bin1
Intégration totale : 13h30
Date(s) de prise de vue : 10, 14 & 18 août 2017
Les Dentelles du Cygne constituent l’un des objets « star » du ciel d’été pour l’astrophotographe. Elles font sans nul doute partie des quelques objets dont l’amateur ne se lasse jamais de photographier de nouveau, année après année…
Si elles restent visibles quasiment toute la nuit, il est malgré tout recommandé de privilégier un intervalle de temps proche de leur passage au méridien pour réaliser les acquisitions afin de gagner en détectivité et limiter les effets de la turbulence. Toutefois, ces dernières passant quasiment au zénith, la marge de manœuvre est très importante et il est possible d’y consacrer plusieurs heures par nuit, y compris pour des poses visant la haute résolution.
Exemple de cadrage avec un capteur APS-C et une focale de 600mm.
Contrairement aux Dentelles dans leur ensemble, qui exigent de disposer d’un champ très large ou de réaliser une mosaïque, la photographie d’une seule composante des Dentelles ne pose guère de difficultés à ce niveau. Comme le démontre l’image présentée ici, une focale intermédiaire (600mm), même associée à un capteur de petites dimensions, permet déjà de saisir quasiment dans son ensemble les rémanents de supernova de NGC 6992.
Pour les conseils de prise de vue relatifs à l’ensemble du complexe des Dentelles, je vous renvoie à la fiche dédiée qui lui est consacrée.
Même prise isolément, NGC 6992 demeure toutefois de taille généreuse. Si votre champ photo est un peu juste, vous pouvez orienter la Grande Dentelle dans la diagonale du capteur, afin d’éviter de procéder à une mosaïque. Dans l’image présentée ici, il m’a toutefois fallu renoncer à intégrer l’ensemble de la Grande Dentelle…
Nul besoin dans le cas présent, contrairement à la photographie de l’ensemble des structures des Dentelles, de prévoir beaucoup de marge autour de l’objet dans le cadrage : ce sont surtout les fins détails des filaments qui vont présenter un intérêt lors de la photographie de cette seule composante.
L’objectif est dans ce cas de révéler les détails magnifiques des torsades et des filaments de matière.
NGC 6992, comme les Dentelles dans leur ensemble, se prête aussi bien à l’imagerie RGB classique qu’à la photographie en narrowband… alors que faut-il privilégier ?
Si vous êtes souhaitez conserver les belles couleurs naturelles de ces rémanents de supernova, ou que vous disposez d’un APN, vous vous tournerez vers la photographie en RGB. Si vous disposez d’une caméra CCD, il est dans ce cas plus que recommandé de compléter les acquisitions classiques par une couche Ha (et éventuellement OIII) afin de sublimer encore davantage le signal des nébulosités et d’enrichir ces dernières ainsi que le fond de ciel environnant.
A noter que les possesseurs d’APN non défiltré seront un peu pénalisés par le manque de Ha, mais qu’il est cependant tout à fait possible de photographier NGC6992 avec un tel équipement en raison de la luminosité suffisamment forte de cette dernière.
Si vous souhaitez mettre en valeur les plus fins détails de ces structures complexes et fascinantes (et que vous n’êtes pas réfractaire aux palettes de couleurs un peu exotiques…), alors vous vous tournerez sans doute davantage vers le narrowband. La richesse du signal obtenu, ainsi que le niveau de détails, sont en effet sans commune mesure avec ceux obtenus au moyen d’une couche Luminance classique…
Dans ce second cas, il est conseillé de consacrer un peu de temps à l’acquisition rapide de couches RGB, afin de redonner aux étoiles leur couleur naturelle, qui sont fortement altérées dans un montage en palette Hubble ! Une petite série de courtes poses (par exemple 10 x 1 minute) permet déjà de corriger parfaitement la couleur des étoiles dans le résultat final.
Vous l’avez compris, sur cette cible, difficile de se passer des filtres narrowband en imagerie RGB… et inversement ! 🙂
Bien sûr, vous pouvez parfaitement vous limiter à un choix très tranché et ne réaliser que des prises de vue en RGB ou en SHO avec un résultat tout à fait satisfaisant à la clé !
Sur la comparaison ci-dessus entre LRGB (sans Ha) et narrowband, on constate que les étoiles sont de taille similaire, mais que les nébulosités sont bien mieux mises en évidence sur la version HOO. Cela signifie qu’il est possible de tirer davantage sur les curseurs en narrowband, à taille d’étoiles équivalentes au final. De manière globale, les étoiles sont bien moins présentes sur la version narrowband, ce qui met également mieux en valeur les nébulosités.
En cas de prise de vues en narrowband, il est recommandé de privilégier une résolution maximum du capteur (bin1), à tout le moins pour les images Ha et OIII, qui contiennent l’essentiel des détails. La couche SII, essentiellement utilisée pour la couleur, peut être réalisée en bin2 pour économiser un peu de temps de pose et privilégier les autres couches. Ceci est toutefois moins vrai pour NGC 6992 que pour la « petite » Dentelle NGC 6990…
On voit très régulièrement des versions de l’ensemble des Dentelles, et également de la « Grande dentelle » dans son ensemble.
Toutefois, il est plus rare de voir des images réalisées sur cette cible avec une très longue focale et mettant en valeur les magnifiques détails de l’intrication des composantes colorées des filaments, en particulier dans la région la plus large de la « chauve-souris ».
Une image sacrifiant la vision d’ensemble de la Grande Dentelle à un gros plan très détaillé de cette région constitue à n’en pas douter une image sortant déjà largement des sentiers battus !
De la même manière que dans le cas d’un traitement LRGB, il est tout à fait possible (et même recommandé) de traiter de manière séparée la couche Luminance et la couche Couleur dans le cadre d’un traitement SHO.
Les opérations de rehaussement de détails et de réglages dynamiques seront réalisés uniquement sur les images destinées à composer la Luminance, tandis que la couche Couleur sera composée de ces mêmes images traitées de manière plus « douce ». A titre personnel, je réalise pour ces traitements SHO deux versions différentes de chaque couche : l’une pour le mixage en Luminance, l’autre pour la création de l’image Couleurs.
Sur cette cible particulière, les deux couches prédominantes sont les couches Ha et OIII. La couche SII est, quant à elle, plus en retrait ; tant en terme de signal que de détails.
C’est pourquoi il est recommandé dans ce cas précis de réaliser la couche de Luminance uniquement au moyen des couches Ha et OIII, qui contiennent tout le signal et les détails utiles, en particulier dans les torsades de filaments les plus fines.
La première étape est de traiter chacune de ces images, y compris sur les aspects de rehaussement des détails (cette opération serait plus difficile à réaliser sur une image déjà mixée).
Compte-tenu de la finesse de ses structures et de ses détails, NGC 6992 se prête particulièrement bien à un rehaussement des détails assez appuyé.
Une première étape est de réaliser, en mode linéaire et en tout début de traitement, une déconvolution afin d’affiner au maximum les détails visibles. Si cette opération n’est souvent pas indispensable, elle permet toutefois d’améliorer significativement les détails pour des images telles que celle présentée ici. Attention cependant, la mise en oeuvre de ce process implique la création de masques adaptés et une bonne maîtrise des fonctionnalités proposées par Pixinsight… à défaut, le résultat peut être assez catastrophique, avec notamment une forte augmentation du bruit et une altération marquée de l’aspect des étoiles, qui perdent en partie leur aspect naturel et gaussien. Mieux vaut recommencer cette opération en cas de résultat insatisfaisant que de poursuivre, car les dommages sont irréversibles !
Exemple de « masque » permettant d’appliquer les process d’accentuation des détails uniquement sur les filaments, sans altérer le fond de ciel et les étoiles.
Sur l’image en mode non-linéaire, après la montée d’histogramme, il est possible de réaliser des masques adaptés avec le process RangeSelection (et soustraction du masque d’étoiles avec PixelMath) pour appliquer des traitements localisés sur les nébulosités, notamment avec HDRMultiscaleTransform. Attention toutefois, l’utilisation de ce process entraîne une perte de dynamique plus ou moins prononcée selon le niveau de « layer » retenu. Si nécessaire, il est possible de mixer l’image de base (avant application du process) avec l’image traitée avec HDRMultiscaleTransform afin de leur attribuer des coefficients différents, avec l’outil PixelMath.
Pour en savoir plus sur la mise en œuvre de ce process de rehaussement de détails, je vous invite à consulter le tutoriel dédié à HDRMT.
Pour ce qui concerne la montée d’histogramme, une montée classique (logarithme + curseurs) donnera quasiment toujours de très bons résultats sur cet objet, en permettant d’obtenir des filaments bien distincts du fond de ciel et un bon niveau de contraste et de dynamique. Si vous disposez de brutes de grande qualité, vous pouvez cependant tenter une montée d’histogramme au moyen du process MaskedStretch. Le recours à ce seul process risque cependant d’atténuer de manière excessive la dynamique de l’image ; mais il est possible également ici de mixer plusieurs versions afin de rehausser les nébulosités les plus ténues tout en maintenant une dynamique prononcée sur l’ensemble de l’image.
Une fois les deux images Ha et OIII traitées pour la Luminance, il est possible de mixer ces deux images afin d’obtenir notre image de Luminance. Naturellement, si vous disposez de brutes SII de grande qualité, il est possible de les utiliser également pour contribuer à renforcer certaines zones spécifiques sur l’image de Luminance…
La méthode la plus simple est de mixer les images en mode non linéaire (après la montée d’histogramme) ; en utilisant par exemple la fonction « mixing Luminance » du script SHO_AIP. Cet outil permet de réaliser avec beaucoup de facilité et une grande précision un mixage idéal des deux images de base ; tout en permettant un visionnage en temps réel du résultat obtenu.
Une bonne estimation des coefficients attribués à chacune des images demande toutefois un peu de réflexion et quelques ajustements pour déterminer le réglage optimal. L’objectif est de privilégier autant que faire se peut la couche Ha, tout en intégrant suffisamment la couche OIII afin que l’image de Luminance soit réellement efficace lors de l’assemblage avec l’image Couleurs. A titre d’exemple, il est possible de laisser les deux images à 100% mais d’ajouter uniquement la couche OIII à la couche Ha en mode « éclaircir » (« lighten »). Une alternative est de réaliser l’image de Luminance en superposant (en mode « screen ») 80% de l’image Ha et 20% de l’image OIII.
Ces paramètres doivent bien sûr être adaptés aux spécificités de vos images et du signal présent sur chacune des couches… il n’est pas possible de déterminer des coefficients valables dans tous les cas ! 🙂
Pour la création de la couche Couleurs, le traitement préalable sur images séparées est beaucoup plus simple et ne nécessite qu’une réduction de bruit en mode linéaire, une montée d’histogramme et une autre réduction de bruit en mode non-linéaire. Dans la mesure où tous les détails sont présents sur la couche de Luminance, inutile de les mettre en valeur sur la couche Couleurs : ils se retrouveront bien sur l’image une fois ces deux couches assemblées.
Pour la montée d’histogramme des images de la couche Couleurs, il est possible de procéder de la même manière que pour les images de Luminance au moyen d’une montée classique (logarithme + curseurs). Toutefois, dans ce cas précis, l’utilisation du process MaskedStretch permettra d’obtenir des écarts de niveaux plus réduits, ce qui contribuera à améliorer la richesse de la palette de couleurs au final tout en permettant d’obtenir des couleurs bien présentes sur les zones de signal très ténu.
Mixage initial des couches SHO : le rouge n’est pas très visible, mais après quelques corrections sélectives et éventuellement un HLVG, l’image va retrouver des couleurs beaucoup plus prononcées…
L’opération la plus délicate, comme souvent pour les images narrowband, est d’attribuer les bons coefficients à chacune des images afin d’obtenir une palette de couleurs satisfaisante au final. Les techniques en la matière sont très nombreuses, mais pour ma part je procède à ce mixage en mode non-linéaire.
Bien qu’il soit impossible ici encore de donner des valeurs qui marcheraient à coup sûr, une bonne base de départ est d’attribuer les coefficients suivants à chacune des images (en considérant que la montée d’histogramme a été réalisée de manière similaire pour chacune des images ou, à défaut, qu’un process LinearFit a été appliqué) :
Encore une fois, il ne s’agit que d’un exemple de valeurs de départ qu’il faut adapter et modifier de manière spécifique à chaque image !
A ce stade, il est possible de considérer que l’opération est réussie lorsque l’on obtient de manière visible des couleurs rouges, jaunes, vertes et bleues sur l’image mixée. Mais sous cette seule contrainte, la seule limite est celle de l’imagination du photographe… alors n’hésitez pas à sortir des sentiers battus ou de vos habitudes et de prendre quelques risques sur le traitement des couleurs !
Une fois la couche Couleurs réalisée, il sera vraisemblablement nécessaire de procéder à des petits ajustements grâce à l’outil Correction Sélective de Photoshop.
La dernière étape consistera en l’assemblage final de la couche Luminance et de la couche Couleurs ; avec quelques petits ajustements de contraste et de dynamique sur l’image final (par exemple avec l’outil Courbes).
Enfin, dans cette région très dense de la voie lactée, il est recommandé (surtout en LRGB) de réaliser un légère réduction d’étoiles afin de mieux mettre en valeur les nébulosités les plus ténues.
Je consacrerais une petite heure à une série de courtes poses RGB, afin de redonner leur couleur naturelle aux étoiles lors du traitement. La teinte un peu étrange de celles-ci gâche un peu la vision d’ensemble de l’image au final.
L’utilisation d’une focale plus longue permettrait par ailleurs d’obtenir de superbes détails dans la zone la plus « torsadée » des filaments de matière… un challenge pour ma prochaine visite sur cet objet !
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