Résumé L’objet Il faut bien admettre que nous ne savons en réalité que peu de chose concernant cette petite nébuleuse cachée dans la constellation du Cygne, surnommée « nébuleuse de l’Hélice » en raison de sa forme caractéristique. Aucune page Wikipédia ne […]
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| Traitement : |  |
| Intérêt SHO : |  |
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Nom : Simeis 57 – DWB 111 – Nébuleuse de l’hélice
Type : Nébuleuse en émission
Distance : 5500 AL (?)
Taille : 23′ x 4′ (pour l’hélice)
Magnitude : ~9
Meilleure période d’observation : Été
Il faut bien admettre que nous ne savons en réalité que peu de chose concernant cette petite nébuleuse cachée dans la constellation du Cygne, surnommée « nébuleuse de l’Hélice » en raison de sa forme caractéristique. Aucune page Wikipédia ne lui est consacrée et il est usuel de lire dans les descriptions des images amateurs que sa distance (entre autres) serait « inconnue »… ce qui, comme nous allons le voir, n’est pas tout à fait vrai !
Découverte dans les années 1950 et intégrée dans le catalogue Simeis, réalisé par Vera Gaze et Grigory Shajn de l’Observatoire de Crimée (ex-URSS) et publié en 1954, cette nébuleuse a également, par la suite, été intégrée au catalogue DWB (Dickel-Wendker-Bieritz, 1969) qui recense 193 régions HII dans le complexe Cygnus-X.
Le complexe Cygnus-X, observé en infrarouge par le satellite Spitzer, dévoile sa spectaculaire activité (Crédits : NASA/JPL-Caltech/Harvard).
Cette dénomination « Cygnus-X » (à ne pas confondre avec « Cygnus-X1« ) désigne un immense nuage de gaz moléculaire principalement composé d’hydrogène, dont de nombreuses zones sont liées à la formation de nouvelles étoiles, qui s’étend globalement le long de l’axe Deneb-Sadr-Eta Cygni dans la constellation du Cygne.
Situé dans le bras d’Orion à environ 4500/5000 années-lumière, ce complexe s’étend sur environ 700 années-lumière de long et contiendrait au total l’équivalent de plusieurs millions de masses solaires (sa composante principale, sh2-109, concentre à elle-seule l’équivalent de 100.000 masses solaires).
En plein plan de la Voie Lactée, ce complexe est situé derrière le « Grand Rift » du Cygne, une immense bande opaque constituée principalement de poussières et de dihydrogène, qui se prolonge dans l’Aigle puis jusque vers le centre de la galaxie dans la constellation du Sagittaire.
La présence de cette bande sombre qui s’étend sur plus de 1000 années-lumière rend difficile l’observation de ce complexe dans son ensemble en lumière visible ; c’est pourquoi l’étude de ce dernier repose principalement sur d’autres techniques moins affectées par la présence de ces poussières en avant-plan, telles que l’imagerie infrarouge ou les ondes radio.
Plan de la galaxie dans son ensemble, en infrarouge lointain (140µm), par l’instrument DIRBE de la sonde COBE (1990). Le complexe du Cygne est entouré : on voit bien sur cette image la très forte activité de cette zone ; en réalité l’une des plus actives de toute la galaxie…
De nombreuses études ont ainsi été réalisées sur ce complexe par le satellite spatial infrarouge Spitzer : avec plus de 800 régions HII, de nombreuses étoiles de Wolf-Rayet, 40 régions actives contenant des proto-étoiles massives et environ 3000 associations OB recensées, il s’agit de l’une des régions de formation d’étoiles les plus actives de notre galaxie. Et s’il a initialement été supposé (notamment par Dickel et al., lors de la constitution du catalogue DWB précité) que ces différentes régions étaient indépendantes les unes des autres, de nombreuses observations récentes ont permis de conclure, en sens inverse, que ce nuage de gaz est en réalité un complexe unique. En effet, la composition chimique de ces nuages est trop homogène pour résulter d’origines différentes.
Le fait que ces différentes structures fassent partie d’un seul et même ensemble permet notamment de simplifier l’estimation de leurs distances… puisque celles-ci sont globalement très similaires et comprises entre 4500 et 5000 années-lumière. C’est le cas par exemple du nuage voisin de l’étoile Sadr, mais aussi de la nébuleuse de la Tulipe ou de la nébuleuse du Croissant… et donc également celle de Simeis 57 ? Reste à établir si cette structure fait bien partie de ce complexe ou s’il ne s’agit là-encore que d’un trompeur effet de perspective…
Nébulosités dans la constellation du Cygne (Image : Kees Scherer). La petite « hélice » semble bien perdue dans cet immense complexe !
La superbe mosaïque ci-contre, réalisée par Kees Scherer et composée de 48 images, permet de situer la nébuleuse de l’Hélice au sein de cet immense complexe de nébulosités.
Attention toutefois : comme nous venons de le dire, les images sont souvent trompeuses en astronomie et les perspectives sont toutes relatives, car rien ne permet de déceler d’un simple coup d’œil les distances respectives des objets présents sur le même champ !
On pourrait ainsi penser, a priori, que le complexe Cygnus X regroupe l’ensemble des régions HII visibles sur cette image… en réalité il n’en est rien : les nébuleuses NGC 7000 (America) et IC 5070 (le Pélican), ainsi que les nébuleuses proches associées (sh2-119), toutes situées en haut à gauche de l’image, n’appartiennent pas à ce complexe et sont beaucoup plus proches de nous, à peine à 2000 années-lumière.
L’ensemble des nébulosités du complexe Cygnus X sont ainsi ainsi 3 fois plus éloignées que la nébuleuse America et ses voisines. En admettant que la nébuleuse de l’Hélice en fasse partie, si elle se situait à la même distance que la nébuleuse du Pélican elle présenterait alors à peu près les mêmes dimensions que cette dernière…
Le nuage de gaz associé à la nébuleuse de l’Hélice, en ondes radio. On distingue bien les 4 sous-régions principales au centre, ainsi que les extensions plus faibles. (Crédits : F.P. Israel et al., 2002)
Mais même si la nébuleuse de l’Hélice peut – a priori – probablement être rattachée physiquement au complexe Cygnus X, cela ne nous donne qu’une indication approximative de à sa distance… qui ne peut être confirmée qu’avec des observations spécifiques sur cette nébuleuse.
C’est l’étude à laquelle se sont attelés plusieurs astronomes au moyen d’observations en ondes radio. Dans un premier article, publié en 2002 dans la revue Astronomy & Astrophysics, ces astronomes se sont essentiellement attachés à définir les caractéristiques de l’ionisation du nuage de gaz, ainsi que l’extinction de luminosité engendrée par les poussières en avant-plan, sans pouvoir toutefois déterminer avec certitude l’étoile responsable de l’ionisation ou la distance de la nébuleuse.
Cette nébuleuse est rattachée à une source radio (W61) et si la zone de l’ « hélice » est la plus active, d’autres nuages plus ténus lui sont rattachés aux alentours.
Cette nébuleuse se décompose ainsi en 4 « sous-régions » les plus actives en rayonnement radio : deux régions forment chacune un bras de l’hélice (au nord et au sud), tandis que les deux autres constituent des extensions de ces dernières (zones « ABCD » sur l’image ci-contre). On observe d’ailleurs que ces zones plus ténues sont plutôt bien visibles sur les images amateurs en narrowband, comme l’image présentée ici.
Le principal mystère concernant cette nébuleuse demeurait alors l’origine de l’ionisation du gaz ; aucune étoile suffisamment énergétique n’étant décelée à proximité… Pas de conclusion définitive par ailleurs sur le fait que la nébuleuse de l’hélice soit physiquement rattachée au complexe du Cygne !
Certains astronomes ont émis une hypothèse différente, à savoir que certaines régions HII du complexe du Cygne ne seraient pas ionisées par des étoiles jeunes issues de la formation stellaire dans ces régions, mais par le puissant rayonnement en rayons X de la « super-bulle » du Cygne : un cavité très chaude (plusieurs millions de degrés) et très étendue (plusieurs centaines d’années-lumière), formée dans le milieu interstellaire par les vents et les explosions d’étoiles massives et notamment les associations OB.
Position et dimensions de la « superbulle » du Cygne, matérialisée par l’ellipse en pointillés (crédits : B. Uyanıker et al, 2001).
Comme on peut le voir sur l’image ci-contre, issue de différentes observations par l’équipe de B. Uyanıker en 2001, cette « superbulle » occupe une place gigantesque (100 pc de diamètre, 18°x13° dans le ciel !) quasiment équivalente aux dimensions du complexe du Cygne…
Les travaux de ces derniers postulent d’ailleurs que cette gigantesque superbulle n’est pas une structure unique, mais plutôt la combinaison d’une multitude de cavités plus petites formées séparément par des supernovæ anciennes et visibles depuis la Terre dans le même plan.
La nébuleuse de l’Hélice se trouvant juste au bord de cette superbulle, F.P Israel et ses collègues ont donc effectué des observations complémentaires de cette nébuleuse afin d’essayer de trancher la question. Les résultats de cette étude ont été publiés dans un second article de 2021.
Le premier constat est que Simeis 57, bien que située juste en bordure de la zone de la superbulle, est relativement éloignée des zones d’émission principales de la superbulle, visibles en rayon-X et en ondes radio. Par ailleurs, aucune association OB ne se trouve à proximité…
Cette étude conclue même que la nébuleuse Simeis 57 n’est pas connectée physiquement à une autre zone de formation d’étoiles plus large, mais qu’il s’agit en réalité d’un « objet isolé dans un champ plus large contenant des nuages fragmentaires de gaz et de poussières« . Aucun objet particulier (naine blanche, association OB, supergéante…) n’est décelable au sein de la nébuleuse.
Pour apprécier sa distance, les astronomes se sont basés à la fois sur l’absorption de la lumière par la poussière présente dans la région, ainsi que sur les derniers relevés effectués par Gaïa pour apprécier avec précision la distance des différentes étoiles aux alentours. Ils en déduisent une valeur basse de 1,3 kpc et une valeur haute de 2,5 kpc (soit entre 4200 et 8000 années-lumière), avec une valeur retenue la plus probable de 1,7 kpc (environ 5500 années-lumière).
Localisation des principales étoiles autour de Simeis 57 ; le système binaire supposé responsable de l’ionisation de la nébuleuse est indiquée par la croix rouge (crédits : Israel et al., 2021).
Parmi les étoiles candidates, l’équipe estime que la plus probable à l’origine de l’ionisation de ce nuage est HD193793, qui consiste en un système double spectroscopique composé d’une supergéante bleue (de type O) et d’une étoile pulsante et explosive de type Wolf-Rayet, situé à environ 23pc de la zone principale de la nébuleuse (soit environ 75 années-lumière).
Malgré cette distance importante, la luminosité et le rayonnement UV de ce système seraient suffisamment intenses pour expliquer l’ionisation de la nébuleuse. En outre, sa localisation plus à l’est de la nébuleuse expliquerait également l’asymétrie observée dans le rayonnement OIII de cette dernière (que l’on peut observer également sur les images amateurs en narrowband, telle que celle présentée ici).
Si cette théorie est exacte, la distance de Simeis 57 peut donc être corrélée à celle de l’étoile proche responsable de l’ionisation, HD193793, à savoir 1,71 kpc, soit 5500 années-lumière environ ; ce qui la situerait en réalité un peu derrière le complexe du Cygne.
Les astronomes en concluent, au vu de ces différentes caractéristiques, qu’il semble que la nébuleuse Simeis 57 « soit constituée de filaments distincts et d’une émission diffuse qui, ensemble, produisent de manière fortuite l’apparence cohérente [d’une nébuleuse en émission]« … mais sans formation d’étoiles en son sein comme cela est le plus souvent le cas.
Un objet qui demeure encore bien mystérieux, donc… mais à propos duquel il est exagéré de dire que l’on ne sait rien !
Cette image a été réalisée au cours des étés 2018 et 2019, avec une TSA-102 (avec réducteur de focale à f/6), une CCD AtikOne 6.0, et des filtres SHO 6nm + RGB pour les étoiles.
Bien que les poses aient été étalées sur deux années (un souci m’ayant empeché de finir les poses en 2018), le temps de pose global demeure limité : 12h30 au total, dont la moitié pour la seule couche Ha, 2h50 pour la couche OIII et seulement 2h10 pour la couche SII. A noter que si les images Ha ont été réalisées en bin1 (poses unitaires de 900s), les images SII et OIII ont été réalisées en bin2 (poses unitaires de 600s), afin de compenser un peu le manque de temps de pose. Ces acquisitions ont été complétées par une petite heure de pose en RGB afin de redonner aux étoiles leurs couleurs naturelles.
Toutes ces acquisitions auraient donc pu être réalisées sur 2 ou 3 nuits, même en plein été avec ses nuits courtes ! 🙂
La taille apparente de la nébuleuse étant assez réduite (du moins pour la partie centrale en forme d’hélice), le recours à un petit capteur associé à une focale de 600mm permet de l’inclure en entier dans le champ, avec assez de marge pour saisir quelques extensions plus lointaines de la nébuleuse. Dans cette région du Cygne, comme nous l’avons vu ci-dessus, il est cependant toujours préférable de disposer d’un capteur de grande taille tant les zones HII sont nombreuses…
Image Ha issue d’empilement (26 x 900s unitaire ; aucun traitement).
Malgré le temps de pose assez limité, la qualité du ciel (en Corse) a permis d’obtenir un signal suffisant et un bruit limité : l’image finale est globalement satisfaisante sur ce point, avec des nébulosités mêmes ténues présentes sur l’ensemble du champ. La palette de couleurs me plait assez, même si avec le recul je la traiterais surement différemment aujourd’hui ! 🙂
Cette image fait d’ailleurs partie des quelques-unes pour lesquelles un second traitement « réactualisé » me semble pertinent : l’image dans son ensemble a un côté un peu trop « lissé » qui me dérange (en raison en grande partie du bruit sur les couches S et O en raison du temps de pose limité… ; l’utilisation de la couche Ha comme luminance avec des poses de 900s a toutefois réduit fortement cet aspect). Les bandes de poussières pourraient sans doute être mieux mises en avant avec plus de détails ; ce qui contribuerait à donner un peu de dynamique à l’image en réduisant cet aspect « lissé »… A voir si cette seconde version se fera avec les mêmes brutes ou en ajoutant encore un peu de poses à l’occasion !
Par ailleurs, désormais que j’ai en tête les travaux relatifs à cette nébuleuse (cités ci-dessus), j’essaierai probablement de mieux mettre en avant l’asymétrie dans la couche OIII entre les parties est et ouest. Celle-ci est déjà bien présente sur l’image mais pourrait être un peu plus appuyée…
Bref, une « bonne » image, mais sans plus… 🙂
Matériel :
Takahashi TSA102 f/6
AZEQ6 via EQmod
AtikOne6 (-10°)
Guidage : OAG & Atik GP
Filtres Astronomik SHO 6nm + RGB
Pixinsight – Photoshop
Acquisition :
Ha : 26 x 900s bin1
OIII : 17 x 600s bin2
SII : 13 x 600s bin2
RGB : 12 x 300s bin2
Intégration totale : 12h30
Date(s) de prise de vue : 9 & 16 août 2018 + 19 août 2019
Bien que Simeis 57 soit circumpolaire et donc ne se couche jamais depuis la France métropolitaine, il est bien sûr recommandé, comme pour toutes les nébuleuses de la constellation du Cygne, d’attendre l’été pour la photographier. Culminant alors à 85° environ sous nos latitudes, il est possible de bénéficier de la meilleure transparence possible pour réaliser des images de qualité.
A défaut de présenter des détails particulièrement petits, l’acquisition des zones de signal les plus ténues en bénéficiera grandement. Un bon seeing n’est toutefois pas indispensable, même si cela favorisera bien sûr l’aspect et la taille des étoiles. En fonction de votre lieu d’observation et de la qualité de votre ciel, vous pouvez ainsi attendre que l’objet atteigne une hauteur sur l’horizon suffisante pour ne pas être trop affecté par la turbulence ou la diffusion atmosphérique.
Exemple de cadrage plus large et décentré pour inclure NGC 6914 (TSA-102 f/6 + capteur 16200) ; la position de l’hélice est indiquée par le carré bleu en haut à droite.
Dans tous les cas, il convient également d’éviter les nuits avec une Lune trop présente : cela permettra d’éviter les gradients trop importants en LRGB et évitera de détériorer le (faible) signal sur les couches SII et OIII.
De taille assez petite, Simeis 57 ne posera guère de problèmes au cadrage, même avec un capteur de dimensions modestes : avec un diamètre d’environ 23′ x 4′ pour sa partie principale (l’hélice), elle tiendra dans le champ de n’importe quel capteur (même plus petit que l’APS-C) associé à une focale intermédiaire (600/1200).
Si vous disposez d’un champ plus important, vous pouvez essayer de décentrer la nébuleuse afin de saisir quelques éléments ou l’ensemble de la nébuleuse NGC 6914 à proximité.
Ceci est particulièrement valable dans le cas d’une image LRGB, puisque la nébuleuse NGC 6914 propose un superbe contraste entre les zones rouges HII et quelques nébulosités bleues par réflexion : un capteur couleur de grand format est dans ce cas tout indiqué !
Simeis 57 et NGC 6914, avec ses belles nébulosités par émission bleutées : de petits lagons dans un océan pourpre… (crédits : W. Zimmermann).
L’image ci-contre, réalisée par Wolfgang Zimmermann, permet de bien visualiser l’intérêt de l’association avec cette nébuleuse en RGB.
Si vous utilisez en prime une petite focale, vous pourrez également tenter de pousser jusqu’aux nébulosités aux alentours de l’étoile Sadr (IC 1318), dans le prolongement de NGC 6914…
Toutefois, sur de telles images LRGB, attendez-vous à une dominante franche de la couleur rouge, puisque le Ha est ultra-majoritaire dans cette région du ciel ! Et naturellement, il conviendra de compléter l’acquisition RGB avec des poses en Ha, afin de disposer d’une couche de luminance (la couche Ha pouvant même se substituer totalement à la couche L et faire office de luminance).
Les couches RGB peuvent être réalisées de manière classique ; en y consacrant un temps de pose beaucoup plus réduit que la couche Ha. En effet, pas de soucis de calibration de couleurs dans ce cas puisque la nébuleuse présentera systématiquement un aspect assez uniformément rouge. L’important est alors uniquement d’avoir un signal suffisant dans la rouge pour éviter le bruit chromatique dans la nébuleuse et de pouvoir respecter la couleur des étoiles pour les couches G et B.
Si vous souhaitez capter de plus petits détails, ou obtenir des nuances plus riches dans les structures de la nébuleuse ou dans les bandes de poussières, l’imagerie narrowband est alors vivement conseillée.
Le filtre Quadri-band de Triad : une solution pour l’imagerie narrowband en une seule passe avec une caméra couleur… à 1700 € en 2″ ! D’autres filtres plus abordables existent toutefois…
Si vous utilisez un capteur couleur, l’utilisation d’un filtre dual-band ou tri-band peut permettre d’acquérir l’ensemble du signal intéressant en une seule passe : privilégiez un filtre très sélectif dans les zones de pollution lumineuse sévère (dual-band ou tri-band : Ha et OIII, avec éventuellement Hb), ou un filtre avec encore plus de bande passante si la pollution lumineuse est inexistante ou faible (filtre quadri-band intégrant également le SII). La seule difficulté avec ce type de filtres est ensuite d’extraire correctement chacune des couches lors du traitement pour pouvoir travailler l’image finale et obtenir de belles couleurs…
A noter que ce genre de filtres peut également présenter un intérêt pour les capteurs monochrome (pour les seules images de nébuleuses par émission) en étant utilisé en lieu et place du filtre de Luminance !
La nébuleuse – et en particulier sa zone centrale – est suffisamment lumineuse pour obtenir des résultats satisfaisants avec une temps de pose limité, surtout avec une caméra dédiée refroidie, que ce soit en LRGB(Ha) ou en SHO (comme on peut le constater sur l’image présentée ici). Mais plus vous augmenterez le temps de pose global et le nombre d’images (en particulier avec les filtres O et S), plus le traitement en sera facilité… A défaut, le bruit sera très présent sur ces couches et impliquera un « lissage » plus prononcé. Par ailleurs, le manque de signal sur ces couches rendra très compliquée le mixage correct des différentes couches en vue de la réalisation de l’image couleur.
Il ne faut donc pas hésiter, comme de manière générale en imagerie narrowband, à augmenter de manière significative les temps de pose pour les couches SII et OIII, tant en ce qui concerne les temps de pose individuels que les temps de pose globaux. Si vous disposez d’un temps plus limité, l’acquisition en bin2 peut être réalisée pour ces deux couches qui ne contiennent pas de détails intéressants. La couche Ha, qui présente tous les détails, doit quant à elle être réalisée en bin1.
Notez en particulier que, sur cette nébuleuse, le signal en OIII est très en retrait comparé à beaucoup d’autres nébuleuses du même type… N’hésitez donc pas à augmenter les poses sur ce filtre en particulier, car une image trop bruitée en OIII se révéler un véritable handicap lors du traitement ! La couche SII, en comparaison, présente un signal beaucoup plus présent.
Si vous réalisez une image SHO ou HOO, pensez à consacrer quelques minutes à l’acquisition d’une petite série d’images en RGB, afin de pouvoir redonner aux étoiles leurs couleurs naturelles sur l’image finale. Cette recommandation est valable dans tous les cas pour les images narrowband, mais son intérêt est particulièrement évident dans le cas de la présence très visible de belles et grosses étoiles dans le champ, ou encore dans le cas où la calibration des couleurs est compliquée à obtenir. Simeis 57 cumulant ces deux propriétés, cet ajout d’une couche RGB dédiée aux étoiles est donc vivement conseillé.
Sur Simeis 57 elle-même, pas vraiment de challenges particuliers… en revanche, dans la constellation du Cygne, les projets de grandes mosaïques incluant une multitude d’objets habituellement photographiés de manière séparée ne manquent pas. La seule limite – outre votre imagination – est alors la météo et la nombre de nuits que vous souhaitez consacrer à un tel projet !
N’ayant pas moi-même déjà eu à traiter la nébuleuse Simeis 57 en (Ha)RGB, je me garderai bien de donner ici des conseils… je me limiterai donc au narrowband et compléterai plus tard le cas échéant ! 🙂
Pour des conseils de traitement en LRGB(Ha), vous pourrez malgré tout trouver des sources d’inspiration dans les autres fiches-astro dédiées aux nébuleuses de nature similaire, par exemple la nébuleuse du Cœur.
En ce qui concerne le traitement narrowband, on peut souligner en premier lieu que la taille des étoiles n’est généralement pas un souci dès lors que les filtres utilisés sont suffisamment restrictifs. Il peut toutefois être intéressant d’effectuer une légère réduction pour harmoniser la taille des étoiles entre les couches S, H et O. La couche Ha présentant les étoiles les plus fines, une petite réduction bien dosée sur les couches O et S peut éviter d’avoir à gérer de trop forts halos magenta ultérieurement. A noter que si vous avez effectué une série de poses en RGB pour récupérer la couleur des étoiles, et que vous utilisez votre couche Ha comme couche de luminance, cette réduction ne se justifie plus vraiment. Celle-ci conserve toutefois un intérêt si vous utilisez une luminance « mixée » entre les trois couches S, H et O.
Même si je ne suis pas adepte des traitements starless, celui-ci peut s’avérer particulièrement efficace sur ce genre de cible, en particulier s’il est réalisé en mode linéaire (avant la montée d’histogramme) et sous réserve qu’aucune étoile ne génère des artefacts trop flagrants (ce qui est parfois le cas en mode linéaire ou en présence d’aigrettes…). N’hésitez pas à consulter le dernier comparatif des logiciels starless pour en savoir plus sur ces différents aspects.
Assemblage des couches
Voici les couches H, O et S obtenues (fonction STF appliquée uniquement sur les brutes issues d’empilement pour visualisation) :
On note le très beau signal sur la couche SII. Souvent en retrait sur beaucoup d’objets, celui-ci est vraiment incontournable ici pour espérer révéler toutes les subtilités de la structure de la nébuleuse. Le signal OIII, en revanche, est plus en retrait et – comme il a déjà été souligné ci-dessus – réparti de manière asymétrique autour de la nébuleuse (la zone présentant le plus de rayonnement OIII étant celle orientée vers l’étoile supposée responsable de l’ionisation du nuage de gaz…). Il peut donc s’agir d’une donnée intéressante à garder en tête tout au long du traitement, afin de ne pas dénaturer la présence de ce signal sur l’image finale.
La forte présence du signal SII et le relativement faible signal OIII vont bien sûr avoir une influence sur l’assemblage des couches en vue de la création de l’image « couleurs » qu’il va falloir ensuite calibrer.
Pour l’assemblage des couches, je préconise d’utiliser, en mode linéaire, le process SHO_AIP, très simple d’utilisation, qui permet de mixer directement chaque couche avec de multiples combinaisons et l’application de coefficients différents. Sur ce type d’image, le mixage des couches en mode linéaire se révèle en général beaucoup plus simple et rapide à mettre en œuvre que le mixage en mode non-linéaire : les nuances obtenues sont plus fines et variées, et les halos des étoiles demeurent plus contenus.
Sauf à ce que vous soyez adepte de la technique « classique » du SHO (sans luminance), vous pourrez utiliser la couche Ha comme couche de luminance. Celle-ci contient l’ensemble des informations et détails utiles. Si vous disposez de couches S et O de bonne qualité et réalisées au même niveau de binning, vous pouvez envisager une luminance mixée avec ces trois couches (généralement, le mix des couches H et O peut suffire, mais le signal SII est ici trop présent pour être écarté !).
Dans ce dernier cas, l’outil de création de la couche Luminance du process SHO_AIP fait également merveille ; en particulier en utilisant le mode d’assemblage “lighten” (équivalent à “éclaircir” dans Photoshop) en cas de mix H, O et S, puisque cette option permet de préserver la couche Ha tout en augmentant le signal dans les seules zones OIII et SII qui proposent un signal supérieur à celui du Ha. Avec un réglage correct des coefficients et du mode d’assemblage, il est assez simple d’obtenir une belle image de Luminance. Attention cependant à veiller que le mix ne réduise pas les avantages de la couche Ha en diminuant les détails ou en augmentant significativement le bruit.
Quelques conseils sur les couleurs…
Pour ce qui est des couleurs elles-mêmes, il n’existe pas de vérité absolue en SHO. La liberté et la créativité sont beaucoup plus grandes qu’en RGB ! On peut toutefois conseiller de garder à l’esprit quelques règles de base afin d’optimiser le résultat…
En premier lieu, la palette de couleurs doit être riche, et présenter dès le départ des nuances de rouge, de vert, de bleu, de jaune. Si tel n’est pas le cas, mieux vaut essayer un autre mixage des couches afin d’obtenir un meilleur équilibre. Même si l’outil Correction Sélective de Photoshop donne de bons résultats, la richesse final des couleurs est essentiellement déterminée par les nuances présentes au début du traitement.
Ensuite, si vous ne traitez pas en starless ou que vous n’avez pas réalisé une série RGB pour corriger la couleur des étoiles, celles-ci peuvent présenter un halo magenta assez prononcé lors de l’assemblage SHO. Il est possible de limiter ce phénomène par une réduction d’étoiles sur les couches S et O, mais pas de l’éliminer totalement. Une désaturation de la couleur magenta permet dans la plupart des cas de corriger la plus grande partie de ce problème. Attention cependant à utiliser un masque d’étoiles lors de cette opération, afin de ne pas diminuer la teinte magenta sur l’ensemble de l’image.
Vous pouvez finaliser au besoin l’équilibre des couleurs avec l’outil « Correction sélective » sous Photoshop. Voici à titre d’exemple un comparatif entre le mix initial des couches SHO pour la création de l’image « couleurs » (après simplement le retrait du magenta sur les étoiles mais pas encore d’insertion de la couleur RGB pour celles-ci) et le résultat final après plusieurs passes de corrections sélectives (et modifications de la saturation) :
Enfin, l’habitude du traitement RGB conduit souvent à diminuer la présence du “vert” dans l’image. En SHO cependant, cette diminution n’a pas réellement lieu d’être, puisque la couche verte est attribuée au Ha, qui présente le signal le plus présent. Cette réduction excessive du vert conduit souvent à des images d’aspect “bicolore” (HOO) qui offrent beaucoup moins de nuances dans les teintes qu’une palette SHO. Cela serait d’autant plus dommage sur cette nébuleuse que le signal SII est important !
Dans l’image présentée ici, le fort signal SII sur l’ensemble du champ contribue à créer de très jolies nuances de couleurs, y compris dans les zones les plus ténues… il n’y a d’ailleurs pas une seule véritable zone de « fond de ciel » sur l’ensemble de l’image. Inutile donc de réduire cette richesse de teintes en diminuant outre mesure le vert, sauf à vouloir se retrouver à gérer des zones entièrement magenta ou rouges dans certaines zones de l’image… Le but est de garder un équilibre général tout en conservant au mieux le vert dans les zones les plus pertinentes, en particulier dans les zones de transition OIII/Ha.
Montée d’histogramme
En ce qui concerne la montée d’histogramme, l’utilisation d’une fonction telle que MaskedStretch donnera en général de bons résultats (attention à l’aspect des étoiles lors de cette opération). Ce type de process permet de mettre en valeur les zones de nébulosités les plus ténues sans saturer les zones les plus lumineuses de l’image.
Attention toutefois, si comme dans l’image présentée ici votre champ ne contient aucune véritable zone de « fond de ciel », le paramétrage correct de la fonction MaskedStretch peut s’avérer difficile, en l’absence de référence pour la fixation du point noir de l’image (avec, à la clé, des résultats peu convaincants, trop lumineux ou trop sombres, ou manquant de dynamique…). A défaut de mieux dans ce cas, une petite zone dans les bandes de poussières peut servir de référence fiable.
Si la dynamique de l’image via ce process ne vous convient pas, une montée classique (logarithme + montée) es ttout à fait envisageable ici, avec de bons résultats. Attention dans ce cas aux zones de transition entre les zones les plus ténues et les parties principales de la nébuleuse (hélices et extensions principales).
Il est également possible de mixer les deux versions MaskedStretch et montée d’histogramme classique avec le process PixelMath ; en attribuant si besoin des coefficients différends aux deux images.
Concernant le niveau de fond de ciel, celui-ci peut être rehaussé (autour de 30/35) en cas d’image resserrée n’incluant aucune zone de « pur » fond de ciel (comme sur l’image présentée ici), afin de mettre en valeur le maximum de signal dans les extensions les plus ténues. Dans le cas d’un plan plus global (incluant du « pur » fond de ciel), il sera sans doute préférable d’accentuer un peu plus les contrastes, en laissant le fond de ciel à des valeurs habituellement assez basses (autour de 20/25). Dans tous les vas, les valeurs les plus basses sont à réserver pour les zones les plus sombres des bandes de poussière, afin d’assurer un contraste optimal à l’image.
Rehaussement des détails
Une fois l’assemblage des couches SHO et la montée d’histogramme réalisés, les principales difficultés sont derrière vous ! 🙂 Bien sûr, en fonction de vos choix de traitement, certaines opérations peuvent s’avérer nécessaires (traitement différencié de la couche « couleurs » et de la couche « luminance », réintégration des étoiles, correction de la couleur des étoiles avec les images RGB au moyen d’un masque dédié, etc.).
Pour finaliser l’image, et bien que cette nébuleuse soit assez avare en détails très prononcés, il est possible si nécessaire de rehausser localement les détails dans les bandes obscures de poussières. Là encore, l’utilisation de masques adaptés est recommandée afin de localiser au mieux les traitements appliqués.
A cette fin, le process DarkStructureEnhance de Pixinsight peut donner de bons résultats, mais prenez attention de l’utiliser avec parcimonie afin de ne pas perdre de détails au sein de ces structures (l’augmentation du contraste passe souvent par un abaissement de la luminosité dans les zones sombres, ce qui peut être destructeur pour les détails en lissant des zones plus ou moins étendues…). Appliquez de préférence ce traitement sur l’image de luminance et en utilisant un masque pour pouvoir réduire l’intensité du traitement par défaut…
Voici un exemple entre l’image finale (présentée ici) et la même image avec une passe du process DSE et une passe du process NoiseXTerminator (à 50%) :
Pour le reste de la nébuleuse, en l’absence de véritables détails à accentuer, les fonctions HDRMultiscaleTransform ou Local Contrast Enhancement, habituellement conseillées, ne sont ici pas pertinente ; et risquent même de se révéler contre-productives en altérant la dynamique d’ensemble de l’image.
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. Vous y trouverez de nombreux conseils spécifiques en fonction de la nature des détails à rehausser.
Ce serait avec un capteur plus grand (par exemple avec mon autre caméra Atik16200) afin d’essayer de capter davantage de nébulosités autour de l’hélice elle-même.
Quelque soit le capteur, je privilégierai également un temps de pose plus long, en particulier avec les filtres SII et plus encore OIII : le signal sur la couche OIII est très en retrait comparé à beaucoup d’autres nébuleuses, et une image trop bruitée sur cette couche peut se révéler un véritable handicap lors du traitement…
Si l’espace commentaires n’est pas accessible, consultez le guide pratique pour y remédier !
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