Trois nébuleuses réunies, mais séparées par des milliers d’années-lumière.
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Nom : SH2-112 – SH2-115 – SH2-116 (Abell 71)
Type : Nébuleuses en émission & planétaire
Distance : ~7800 à 11400 AL (Sh2-115) / ~6800 AL (Sh2-112) / ~3150 AL (Abell 71)
Taille : 50′ (Sh2-115) / 15′ (Sh2-112) / 2,6′ (Abell 71)
Magnitude : 9,2 / 10,5
Meilleure période d’observation : Eté
À proximité de Deneb, la constellation du Cygne offre quelques-unes des régions les plus spectaculaires de la Voie lactée. Les nébuleuses America et du Pélican monopolisent souvent l’attention, mais il suffit de déplacer légèrement le champ vers le nord-ouest pour rencontrer un ensemble beaucoup moins photographié : Sh2-115, Sh2-112 et la petite Abell 71.
La première impression donnée par ce grand champ est celle d’un vaste complexe de nébulosités reliées entre elles. Il faut pourtant se méfier des apparences : ces objets sont simplement regroupés dans la même direction depuis la Terre et ne se situent pas tous à la même distance.
Sh2-115 constitue l’objet principal de cette région. Il s’agit d’une vaste région HII, autrement dit un nuage d’hydrogène dont le rayonnement est provoqué par l’énergie ultraviolette de jeunes étoiles très chaudes. Sa distance reste encore assez incertaine selon les méthodes utilisées : les estimations la placent entre environ 2,4 et 3,5 kiloparsecs, soit de 7 800 à 11 400 années-lumière.
Sh2-112 observée dans l’infrarouge par WISE : 22 μm en rouge, 12 μm en vert et 3,4 μm en bleu. Cette vue fait apparaître la bordure semi-circulaire, les traînées de poussière et la position des étoiles étudiées par spectroscopie. Crédit : Panja et al.
Dans sa partie orientale se trouve le jeune amas Berkeley 90, immergé dans les nébulosités et largement responsable de leur ionisation. Cet amas contient notamment deux systèmes stellaires particulièrement massifs : LS III +46 11, une binaire composée de deux étoiles de type O3.5, et LS III +46 12, dominé par une étoile de type O4.5. Les étoiles appartenant à des sous-types aussi précoces sont extrêmement rares dans notre Galaxie. L’âge maximal de Berkeley 90 est estimé à seulement trois millions d’années, ce qui explique que ses étoiles les plus massives soient encore présentes sur la séquence principale. L’étude de cet amas permet donc de mieux comprendre les conditions dans lesquelles peuvent naître des systèmes stellaires aussi massifs. Une analyse détaillée de Berkeley 90 retient une distance de 3,5±0,53,5 \pm 0,5 kiloparsecs, même si des travaux plus récents utilisent une valeur plus faible pour Sh2-115.
À gauche de l’image, Sh2-112 apparaît plus petite et plus nettement délimitée. Cette région HII se situe à environ 2,1 kiloparsecs, soit un peu moins de 7 000 années-lumière. Son gaz est principalement ionisé par BD+45 3216, une étoile massive de type O8 V située près du bord du nuage moléculaire dont elle est issue.
La morphologie de Sh2-112 est caractéristique d’une région HII dite « en blister ». La jeune étoile s’est formée à proximité de la surface d’un nuage dense : son rayonnement creuse la matière et permet au gaz ionisé de s’échapper du côté où la densité est la plus faible, tandis qu’il rencontre davantage de résistance dans la direction opposée. Cette configuration explique l’aspect dissymétrique de la nébuleuse et la présence d’une bordure plus marquée sur son flanc occidental.
Sh2-112 appartient par ailleurs à un ensemble beaucoup plus vaste que sa seule partie brillante. Le nuage moléculaire associé s’étend sur près de 80 années-lumière et abrite plusieurs groupes de jeunes étoiles. Les observations réalisées dans différentes longueurs d’onde ont permis d’identifier environ 500 objets stellaires jeunes et près de 350 sources présentant une émission en Hα, signes d’une activité de formation stellaire toujours importante.
Abell 71 observée en Hα, NII et OIII avec le télescope Harold Johnson de 1,5 m de l’OAN-SPM. Crédit : Friederich-Hidalgo et al.
La petite nébuleuse circulaire visible dans la partie droite de l’image est Abell 71, également référencée sous les noms Sh2-116, PK 85+4.1 et PN G084.9+04.4. Son classement a longtemps suscité des hésitations. Sa très faible émission en OIII et son environnement riche en hydrogène avaient conduit certains travaux à la considérer comme une petite région HII plutôt que comme une nébuleuse planétaire.
Une étude morphocinématique publiée en 2025 a cependant permis de trancher en faveur de la nébuleuse planétaire. Abell 71 présente une enveloppe ellipsoïdale en expansion, complétée par plusieurs bras et structures déformés par son interaction avec le milieu interstellaire. Son diamètre apparent atteint environ 2,6 minutes d’arc et sa distance, déterminée à partir des données Gaia, est estimée à 969±96969 \pm 96 parsecs, soit environ 3 160 années-lumière. Sa structure principale aurait été éjectée il y a environ 17 400 ans et poursuit son expansion à près de 23 km/s.
Ce champ réunit ainsi deux régions de formation stellaire et l’enveloppe d’une étoile arrivée au terme de son évolution. Cette proximité n’existe que sur l’image : Abell 71 se trouve deux à trois fois plus près de nous que Sh2-115. C’est précisément cette superposition de structures sans relation physique directe qui donne autant de profondeur à la scène.
Cette image a été réalisée avec la TSA-102 à 600 mm de focale et la caméra Atik 16200. Le champ obtenu permet de réunir les trois nébuleuses tout en conservant suffisamment d’espace autour d’elles pour montrer la richesse de leur environnement.
Détail de Sh2-112
Sh2-112 se détache sur la gauche par sa forme compacte et sa bordure très marquée. Les ramifications obscures qui traversent sa partie inférieure renforcent l’impression de relief et rendent bien perceptible l’interaction entre le gaz ionisé et le nuage moléculaire. La zone centrale, plus riche en OIII, se distingue clairement des émissions plus chaudes qui l’entourent.
Sh2-115 occupe la partie centrale et droite de l’image. Elle présente une morphologie beaucoup moins régulière, composée de cavités, de fronts d’ionisation et de structures sombres qui fragmentent le nuage. Sa partie la plus brillante montre un mélange complexe entre les différentes émissions capturées en Hα, OIII et SII. De larges bandes de poussières traversent également le champ et donnent l’impression que les nébulosités émergent par endroits d’un fond de ciel presque opaque.
Plus discrète, Abell 71 apparaît dans la partie inférieure droite. Sa petite enveloppe circulaire contraste avec l’étendue des deux régions HII. Malgré sa taille réduite à cette focale, sa structure reste immédiatement reconnaissable et apporte un troisième niveau de lecture à l’image.
La composition SHO a été conservée assez proche du résultat naturel du mixage des couches, sans multiplier les corrections colorimétriques locales destinées à attribuer artificiellement une teinte particulière à chaque objet. Ce choix permet de préserver les différences réelles entre les émissions : les nuances cyan et verdâtres soulignent les zones où la contribution de l’OIII devient plus sensible, tandis que les tons rouges et orangés révèlent l’omniprésence de l’hydrogène et du soufre ionisés.
Les étoiles ont été ajoutées en RGB. Ce complément est important dans un champ aussi riche de la Voie lactée : il évite que l’image ne prenne l’apparence entièrement monochromatique d’une composition narrowband et conserve une grande variété de couleurs stellaires.
Avec un peu plus de 24 heures d’intégration, le signal permet enfin de révéler non seulement les trois nébuleuses principales, mais aussi les très faibles émissions qui occupent presque tout le champ. Ces structures périphériques jouent un rôle essentiel dans la composition : sans elles, les objets apparaîtraient simplement isolés sur un fond sombre et l’impression d’immersion serait largement réduite.
Matériel :
Takahashi TSA102 f/6
AZEQ6 via EQmod
Atik16200MM (-15°)
Guidage : OAG & Atik120 Mini
Filtres Baader SHO 3,5nm + RGB
Pixinsight – Photoshop
Acquisition :
Ha : 45 x 900s bin1
OIII : 34 x 600 bin2
SII : 34 x 600 bin2
RGB : 120 x 60s bin1
Intégration totale : 24h05
Date(s) de prise de vue : 26-29 août 2022
Abell 71 a connu une trajectoire assez mouvementée dans les catalogues. Répertoriée comme nébuleuse planétaire par George Abell, elle a ensuite été considérée comme une probable région HII, notamment en raison de sa très faible émission en OIII. Elle a ainsi conservé simultanément une désignation de nébuleuse planétaire et son numéro Sh2-116 dans le catalogue Sharpless.
L’étude publiée en 2025 confirme finalement sa nature de nébuleuse planétaire à partir de mesures spectroscopiques et d’une modélisation de son expansion.
Petite satisfaction supplémentaire : cette étude mentionne expressément des photographies réalisées par des amateurs, dont cette image publiée en 2023, pour illustrer la proximité apparente entre Abell 71 et Sh2-115 ainsi que les faibles émissions visibles autour de la nébuleuse planétaire. Les auteurs prennent toutefois soin de rappeler que cette proximité n’est qu’un effet de perspective, les deux objets étant séparés par plusieurs milliers d’années-lumière.
L’image avait également été sélectionnée comme AAPOD2 le 23 juin 2023.
Le premier enjeu consiste à choisir un cadrage adapté. Pour réunir Sh2-112, Sh2-115 et Abell 71 sur une même image, une focale comprise entre 400 et 600 mm, associée à un capteur APS-C ou plus grand, constitue un bon point de départ. À 600 mm, le couple formé par la TSA-102 et l’Atik 16200 permet d’inclure les trois objets tout en conservant suffisamment d’espace autour des nébulosités pour montrer la richesse du champ.
Cette composition demande toutefois un peu de précision. Sh2-112 et Sh2-115 occupent une place importante, tandis qu’Abell 71, beaucoup plus petite, doit rester suffisamment éloignée du bord pour ne pas paraître reléguée au rang de détail anecdotique. Avant de lancer les acquisitions, il est donc préférable de vérifier soigneusement l’orientation du capteur à partir d’une simulation du champ.
Autre cadrage pour une image de la Team Ouranos : mosaïque de 3 images réalisées avec une lunette TEC140 (à 960mm de focale) et une caméra ASI6200MM, avec 57h de pose en SHO. La focale plus grande permet de capturer de plus fins détails dans les petites structures.
Une focale plus importante permettrait de mieux résoudre les structures internes de Sh2-115 et surtout la petite enveloppe d’Abell 71. Elle imposerait cependant de réaliser une mosaïque pour conserver les trois objets dans la composition. À l’inverse, un champ beaucoup plus large faciliterait le cadrage, mais réduirait fortement la présence d’Abell 71, dont le diamètre apparent n’est que de quelques minutes d’arc. Le choix dépend donc de l’intention principale : montrer l’ensemble de la région ou privilégier les détails de ses objets les plus compacts.
Le signal Hα domine très largement ce champ et permet d’obtenir assez rapidement une structure exploitable. Les couches OIII et SII sont en revanche plus faibles et réclament un ciel transparent ainsi qu’un temps d’intégration suffisant. Il serait donc peu pertinent de répartir mécaniquement la même durée entre les trois filtres. Le Hα constitue l’ossature de l’image, mais ce sont les autres couches qui permettent de différencier les zones d’émission et d’éviter un résultat trop uniforme. La couche SII présente malgré tout de beaux détails.
La couche OIII mérite une attention particulière. Plus sensible à la pollution lumineuse, à la présence de la Lune et aux voiles d’altitude, elle perd rapidement en contraste lorsque les conditions se dégradent ; et il s’agit clairement de la plus faible des trois. Dans la mesure du possible, je vous conseille de lui réserver les nuits les plus transparentes et les périodes les moins affectées par la lumière lunaire. Un OIII insuffisamment propre limite fortement les possibilités de séparation chromatique au traitement et conduit souvent à forcer les couleurs pour compenser le manque de signal.
La durée des poses unitaires doit naturellement être adaptée au matériel et à la qualité du ciel. L’objectif n’est pas d’allonger les poses à tout prix, mais d’obtenir un fond suffisamment décollé du bruit de lecture sans saturer inutilement les étoiles les plus brillantes. Un dithering régulier est également important : les faibles émissions occupent une grande partie de l’image et les défauts résiduels du capteur deviennent rapidement visibles lorsque le traitement est poussé.
La qualité du suivi, de la mise au point et de la turbulence joue enfin un rôle non négligeable. Les grandes structures de Sh2-115 tolèrent une résolution moyenne, mais les fins fronts d’ionisation de Sh2-112 et surtout la petite enveloppe d’Abell 71 demandent des étoiles aussi propres que possible. Il peut être utile de contrôler régulièrement la mise au point entre les filtres et de réserver les meilleures brutes aux structures les plus fines.
Je vous conseille enfin de prévoir une série RGB spécifiquement destinée aux étoiles. Sur ce champ très dense de la Voie lactée, leurs couleurs naturelles apportent beaucoup au résultat final et évitent l’aspect parfois artificiel des étoiles issues d’un mixage SHO. Des poses relativement courtes suffisent généralement : il s’agit surtout de préserver la couleur des étoiles brillantes et de disposer d’un signal propre pour leur réintroduction dans l’image narrowband.
La région se prête aussi bien au grand champ qu’à des projets plus ciblés. Avec une focale supérieure, la partie de Sh2-115 entourant Berkeley 90 offre de nombreuses structures sombres, des fronts d’ionisation et des cavités qui méritent une image dédiée.
Abell 71 constitue également une cible intéressante à plus longue focale. Son diamètre de seulement 2,6 minutes d’arc reste modeste, mais sa structure ellipsoïdale, ses bras et ses zones d’interaction avec le milieu interstellaire peuvent être mieux révélés avec un échantillonnage plus serré et de longues poses en Hα et en OIII.
Le traitement de ce champ constitue un petit exercice d’équilibriste ! D’un côté, Sh2-112 et Sh2-115 forment de vastes régions d’hydrogène ionisé, parcourues de nébulosités diffuses et de structures obscures. De l’autre, Abell 71 présente une enveloppe beaucoup plus petite, dont les détails exigent une gestion différente du contraste et de la dynamique. L’objectif n’est donc pas d’appliquer uniformément le même traitement à toute l’image, mais d’adapter les interventions à la nature de chaque structure.
La première précaution consiste à examiner séparément les couches Hα, OIII et SII avant de choisir la palette et la luminance. Le Hα contient l’essentiel du signal diffus et fournit naturellement une excellente ossature. Les deux autres couches apportent davantage de différenciation entre les structures, mais leur contribution varie fortement d’une zone à l’autre.
L’amas Bexley 90, au centre de Sh2-115 (détail de l’image Team Ouranos) : une zone idéale pour apprécier la réussite de la réintroduction d’étoiles en fin de traitement « starless ».
Le retrait des gradients doit être effectué avec beaucoup de prudence. Les bandes sombres qui traversent le champ ne correspondent pas nécessairement à un défaut du fond de ciel : certaines sont de véritables nuages de poussières situés devant les émissions. Comme les nébulosités occupent presque toute l’image, le placement des points de référence devient délicat. Il faut donc contrôler attentivement le modèle généré afin de ne pas supprimer une partie des faibles extensions ou d’aplanir artificiellement les structures obscures.
Sur un champ aussi riche en étoiles, le recours à une version starless apporte ensuite une souplesse considérable. La séparation peut être réalisée assez tôt dans le flux de travail, après la correction des gradients et les éventuelles opérations appliquées à l’image linéaire. Elle permet d’étirer et de renforcer les nébulosités sans faire grossir, saturer ou déformer simultanément la myriade d’étoiles de la Voie lactée.
Des outils comme Generalized Hyperbolic Stretch (GHS) peuvent alors être utilisés pour révéler progressivement les extensions les plus faibles tout en maîtrisant les zones déjà lumineuses. Il ne faut toutefois pas chercher à faire apparaître toutes les structures en une seule opération. Plusieurs montées d’histogramme modérées, éventuellement combinées à partir de versions différentes, offrent souvent davantage de contrôle qu’un étirement unique trop agressif.
La création de la luminance demande également un peu de réflexion. Une luminance composée uniquement de Hα donnerait une image très propre et bien structurée, mais risquerait d’atténuer les détails principalement visibles dans les autres couches. Une solution consiste à utiliser le Hα comme base, puis à lui injecter localement une fraction du signal OIII — et éventuellement du SII lorsque les données le justifient.
Cette contribution ne doit pas nécessairement être appliquée à l’ensemble du champ. Un masque très sélectif, créé par exemple avec RangeSelection, permet de cibler les zones dans lesquelles l’OIII apporte réellement une information supplémentaire, notamment autour d’Abell 71. On renforce ainsi le relief de la petite nébuleuse sans dégrader le rapport signal sur bruit des régions environnantes. L’objectif n’est pas d’imposer une luminance théorique, mais de conserver dans l’image finale les structures effectivement présentes dans chacune des couches.
Image SHO obtenue après le premier mixage, avant les correction sélectives.
Le mixage des couleurs doit rester tout aussi mesuré. Que vous optiez pour une palette SHO classique ou pour une combinaison hybride HOO-SHO, le principal enjeu consiste à préserver des transitions douces entre les différentes poches de gaz ionisé. Il peut être tentant de compenser la faiblesse de l’OIII ou du SII par un étirement beaucoup plus agressif. Cette méthode finit cependant par faire remonter le bruit et par créer des teintes sans véritable support dans les données.
Les corrections réalisées avec les courbes de PixInsight ou les outils sélectifs de Photoshop doivent donc être appliquées par petites touches, en protégeant le fond de ciel et les zones déjà saturées. Si les couleurs commencent à dériver vers des violets ou des magentas trop envahissants, mieux vaut revenir en arrière. Il sera toujours possible d’augmenter légèrement la saturation en fin de traitement, une fois les teintes correctement séparées.
Le traitement starless facilite beaucoup cette étape, notamment lorsque les étoiles narrowband présentent des halos magentas. L’utilisation d’étoiles RGB permet généralement d’éviter ce problème, mais la séparation n’est pas pour autant infaillible : des résidus colorés ou des halos sombres peuvent subsister autour des étoiles les plus brillantes. Ils doivent être corrigés avant la réintroduction finale.
Le rehaussement des détails doit lui aussi être effectué sur une version starless. Sh2-112 et la partie la plus structurée de Sh2-115 supportent un renforcement local modéré, tandis qu’Abell 71 demande un masque beaucoup plus restrictif. Des outils comme HDRMultiscaleTransform et LocalHistogramEqualization peuvent accentuer les fronts d’ionisation et les filaments, à condition d’être employés avec parcimonie et uniquement dans les zones pertinentes.
La même prudence s’impose avec BlurXTerminator, qui doit intervenir sur l’image linéaire. Bien utilisé, il peut améliorer la restitution des structures les plus fines et corriger certains défauts optiques. Poussé trop loin, il risque en revanche de durcir les contours et de donner aux nébulosités un aspect artificiellement découpé ou « plastifié ». La perfection algorithmique ne doit jamais prendre le pas sur le caractère vaporeux et naturellement irrégulier des masses gazeuses.
L’un des aspects les plus difficile à traiter de l’image : la transparence de certaines zones en émission, tout en conservant des détails très fins sur certaines structures filamentaires.
La gestion de la dynamique globale conditionne enfin la réussite de l’image. Les émissions les plus faibles doivent se fondre progressivement dans le fond de ciel, sans rupture brutale. Celui-ci ne doit surtout pas être assombri en coupant les basses valeurs de l’histogramme : il contient encore du signal, de la poussière et de faibles extensions qui participent pleinement à la profondeur du champ. Les derniers ajustements doivent simplement renforcer la lisibilité de l’ensemble, sans transformer les zones sombres en aplats noirs.
La réintroduction des étoiles RGB constitue la dernière étape délicate. Leur luminosité, leur taille et leur saturation doivent rester cohérentes avec les nébulosités. Des étoiles trop présentes masqueraient les structures les plus faibles ; trop réduites, elles donneraient au champ un aspect artificiel. Une combinaison progressive avec PixelMath permet de trouver le bon équilibre et de conserver la richesse stellaire caractéristique de cette région du Cygne.
Si ces différentes notions ne vous semblent pas encore très claires, vous pouvez consulter mon tutoriel vidéo dans lequel je réalise un traitement SHO complet, de l’image linéaire jusqu’au résultat final.
Sur le seul plan technique, l’évolution la plus logique consisterait à augmenter prioritairement le temps de pose en OIII et en SII. Le signal Hα est déjà suffisamment profond pour révéler les émissions les plus faibles, tandis qu’un meilleur rapport signal sur bruit dans les deux autres couches offrirait davantage de liberté pour séparer les structures sans avoir à forcer leur saturation.
Le cadrage constitue en revanche l’un des points forts de l’image et mérite d’être conservé : il permet de réunir trois objets de tailles, de distances et de natures différentes, tout en montrant les immenses nuages de gaz et de poussières dans lesquels ils semblent se fondre.
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