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SNR G304.4-03.1 : Un rémanent de supernova énigmatique près de Theta Muscae Le rémanent de supernova (SNR) G304.4-03.1, également catalogué sous le nom de G304.3-0.5, est l’un des vestiges les plus énigmatiques et énergétiques de notre Galaxie. Sa proximité apparente sur le ciel avec l’étoile brillante Theta Muscae, un système stellaire multiple dans la constellation de la Mouche, est en réalité une coïncidence de perspective, car ce SNR se situe bien plus loin dans le bras spiral de la Voie Lactée. Caractéristiques et découverte Identifié grâce à des observations en rayons X (par le satellite Chandra) et en ondes radio, SNR G304.4-03.1 est un cas particulier de rémanent jeune (estimé à quelques milliers d’années). Sa morphologie en rayons X révèle une coquille asymétrique et filamentaire, typique d’une onde de choc expansive interagissant avec un milieu interstellaire inhomogène. Particularité scientifique : sa nature en « enveloppe pleine » L’intérêt principal de G304.4-03.1 réside dans ses émissions gamma de très haute énergie (>100 GeV) détectées par le télescope H.E.S.S. La morphologie de cette émission coïncide avec celle du rémanent en rayons X, formant une « enveloppe pleine » (filled-center). Ce profil suggère une origine particulièrement énergétique, telle qu’un pulsar wind nebula (nébuleuse de pulsar) à l’intérieur du rémanent ou une accélération de particules extrêmement efficace au sein de l’onde de choc. Lien avec Theta Muscae Bien que visuellement proche, Theta Muscae est une étoile massive de type Wolf-Rayet WR/OB située à environ 7 400 années-lumière. SNR G304.4-03.1 se trouve quant à lui approximativement à 7 000 années-lumière. Cette relative proximité dans l’espace est fascinante mais probablement accidentelle. Il n’existe aucune preuve d’un lien physique ou d’une origine commune. Enjeux pour l’astronomie moderne SNR G304.4-03.1 constitue un « laboratoire naturel » clé pour comprendre les mécanismes d’accélération des particules cosmiques jusqu’aux énergies du Peta-electronvolt (PeV). Il est considéré comme l’un des candidats les plus prometteurs pour être un « PeVatron » galactique, c’est-à-dire une source capable d’accélérer des protons jusqu’à des énergies de l’ordre du peta-électronvolt, proche de l’énergie maximale détectée pour le rayonnement cosmique galactique. En résumé, bien que discret visuellement, SNR G304.4-03.1 est loin d’être anodin. C’est une source astrophysique majeure pour l’étude des phénomènes les plus violents de la Galaxie et des accélérateurs naturels de particules cosmiques de très haute énergie. Sa proximité avec Theta Muscae en fait une cible d’observation passionnante et un rappel de la complexité des structures superposées le long de notre ligne de visée dans la Voie Lactée. Lieu de prise de vue: La Rivière (La Réunion). Bortle:4 Avril 2026 – SNR G304.4-03.1 Caméra ASI533MC sur TS76EDPH. 13h52 de poses totales (unitaire de 300″) avec filtres Antlia TriBand et Optolong L-eXtreme. Monture EQM35Pro, guidage avec TS50 et ASI224MC. Pré traitement sur Siril avec DOF en RVB et séparation des couches Ha et OIII. Scripts python GraXpert, Veralux et SyQuon. Étalonnage et montage des couches sur Photoshop. Le rémanent essentiellement visible en OIII a été difficile à traiter, il faudrait encore plus de poses pour faire ressortir les fins filaments qui le compose !!! à suivre donc !!! Un grand champ centré sur Ced 122 – Une grande zone couverte d’un nuage d’étoiles dense et d’une faible nébuleuse EN émission en arrière-plan s’étend sur plus de 2 degrés dans la constellation de Centaure. Dans un ciel sombre, cette région est visible à l’œil nu et présente un contraste remarquable avec le sac de charbon qui se trouve à côté. L’astronome Sven Cederblad a publié son catalogue de 215 nébuleuses galactiques diffuses, d’émission et de réflexion en 1946 (Ced).Passez la souris sur l’image pour afficher les noms d’objets et le champ de SNR G304.4-03.1 zoom Le 04 août 2022 – Prise de vue: La Rivière (La Réunion) Bortle:4. Ced 122 et alentours, 24 poses de 120″. Samyang 135 sur Canon 1000D défiltré + filtre Astronomik CLS. Monture EQM35Pro. Traitement: Siril et Photoshop.

Dans les profondeurs de la constellation de la Poupe (Puppis), à environ 1 300 années-lumière de la Terre, flotte une structure qui semble tout droit sortie d’un univers fantastique : CG4. Surnommée poétiquement « la Main de Dieu » ou « la Gueule de la Bête » , cette nébuleuse est en réalité un globule cométaire, une classe d’objets célestes à la forme singulière découverte pour la première fois en 1976 sur des clichés du UK Schmidt Telescope . Une Tête et une Queue dans l’Espace Comme son nom l’indique, un globule cométaire se caractérise par une morphologie rappelant celle d’une comète. CG4 ne fait pas exception. Sa structure se divise en deux parties distinctes : · Une tête dense et opaque : Composée de gaz et de poussières interstellaires, cette tête est un nuage moléculaire froid d’environ 1,5 année-lumière de diamètre . Sa forme sombre et rugueuse est éclairée par le rayonnement intense d’étoiles proches, créant un jeu d’ombre et de lumière saisissant. · Une queue vaporeuse et allongée : S’étirant sur pas moins de 8 années-lumière, cette traînée de matière plus ténue semble s’éloigner de la tête, comme balayée par un vent puissant . Mais contrairement aux comètes, ce n’est pas la radiation solaire qui façonne CG4, mais les forces colossales à l’œuvre dans la nébuleuse de Gum, une immense bulle de gaz ionisé dans laquelle baigne le globule . Un Berceau Stellaire sous Influence CG4 n’est pas une simple sculpture cosmique. C’est une région dynamique où naissent des étoiles. Les observations menées en radioastronomie (notamment par le télescope SEST) ont permis de détecter du gaz moléculaire (CO, HCO+) en son sein, révélant une masse d’hydrogène moléculaire estimée à environ 50 masses solaires et une température très froide d’environ 16 kelvins . L’environnement de CG4 est particulièrement agressif. Il est soumis aux rayonnements ultraviolets intenses d’étoiles massives voisines, comme les étoiles Zeta Puppis et Gamma2 Velorum, situées à quelques dizaines de parsecs . Ces rayonnements érodent progressivement la tête du globule, créant ce « museau » caractéristique. Ce phénomène, bien que destructeur à grande échelle, peut paradoxalement déclencher la formation de nouvelles étoiles. En comprimant les parties les plus denses du nuage moléculaire, les ondes de choc et le rayonnement peuvent provoquer leur effondrement gravitationnel, donnant naissance à des étoiles de faible masse . Les astronomes ont ainsi identifié dans cette région de jeunes étoiles en cours de formation (étoiles de type T-Tauri), faisant de CG4 un laboratoire idéal pour étudier la formation stellaire dite « déclenchée » dans un environnement d’intensité radiative intermédiaire entre des régions calmes comme le Taureau et des fournaises comme Orion . Une Illusion d’Optique Cosmique L’une des images les plus célèbres de CG4, capturée par le Très Grand Télescope (VLT) de l’ESO en 2015, ajoute une touche de magie au tableau . On y voit la « gueule » sombre et poussiéreuse du globule prête à « avaler » une galaxie spirale brillante, ESO 257-19 (ou PGC 21338). Bien sûr, il s’agit d’une simple illusion de perspective : la galaxie est en réalité bien plus lointaine, située à plus de cent millions d’années-lumière derrière CG4. CG4 est donc bien plus qu’une jolie nébuleuse. C’est un témoin des interactions puissantes entre étoiles massives et nuages interstellaires, un site actif de naissance stellaire et une formidable toile de fond pour une illusion d’optique à l’échelle cosmique. Le 11 février 2026: CG4 ASI533MC sur TS76EDPH @F:4.5 + filtre Optolong L-eXtreme. 78 poses de 360″ + DOF. Pré-traitement, séparation des couches, étirement sur Siril 1.4.1, scripts .py: GraXpert, Cosmic-Clarity Denoise, AberrationRemover, SyQon-Starless, VeraLux Curve, Étirement hyperbolique généralisé. Finalisation sur Photoshop. Monture: EQM35 pro, guide: TS50 + ASI224MC, focuser ASI. Pointage, guidage, acquisitions sur Kstars-Ekos 3.8.1 MacBook Pro M2.  

Sh2-240 : la « nébuleuse du Spaghetti », un rémanent de supernova spectaculaire Dans le ciel d’hiver, à cheval sur les constellations du Taureau et du Cocher, se dissimule un objet céleste d’énorme dimensions et aux formes intrigantes : Sh2-240, surnommée la nébuleuse du Spaghetti. Cette structure cosmique étendue est en réalité le rémanent d’une supernova (SNR G180.0-01.7) vieux de plusieurs milliers d’années. Découverte par l’astronome américain Stewart Sharpless dans les années 1950, cette nébuleuse couvre une surface apparente étonnante de près de 3 degrés dans le ciel, soit l’équivalent de six pleines lunes côte à côte ! En réalité, située à environ 3 000 années-lumière de la Terre, sa taille réelle avoisine les 150 années-lumière, ce qui en fait l’un des plus grands rémanents de supernova connus dans notre Galaxie. Une origine violente! Sh2-240 est née de l’explosion cataclysmique d’une étoile massive arrivée en fin de vie. L’onde de choc issue de cette supernova a balayé le milieu interstellaire environnant, chauffant et ionisant le gaz, créant ces filaments luminescents qui lui valent son surnom évocateur. Les observations en différentes longueurs d’onde révèlent des structures complexes où se mêlent des zones d’émission rouge (hydrogène ionisé) et des filaments bleutés (rayonnement synchrotron émis par des électrons accélérés). Un objet pour astronomes avertis Malgré sa taille, la nébuleuse du Spaghetti n’est pas un objet facile à observer. Sa faible luminosité de surface la rend invisible en visuel dans les instruments d’astronomie amateur classiques. Ce sont les astrophotographes expérimentés, équipés de filtres spécifiques (comme le H-alpha, le OIII et le SII) et de longs temps de pose, qui parviennent à capturer ses structures filamenteuses délicates. Les télescopes professionnels, comme le télescope spatial Hubble ou les radiotélescopes, permettent d’étudier en détail sa composition et sa dynamique. Une fenêtre sur la vie des étoiles L’étude de Sh2-240 offre aux astrophysiciens une fenêtre unique sur le cycle de la matière stellaire. Ces rémanents enrichissent le milieu interstellaire en éléments lourds (oxygène, fer, silicium…) forgés dans l’étoile progénitrice et lors de l’explosion, contribuant à la formation des futures générations d’étoiles et de planètes. La nébuleuse du Spaghetti nous rappelle ainsi que la mort violente d’une étoile peut donner naissance à certaines des structures les plus éthérées et fascinantes du cosmos, un spectacle silencieux qui se déploie à l’échelle de siècles et de distances vertigineuses. Pour observer Sh2-240 : coordonnées approximatives – Ascension droite : 5h 39m / Déclinaison : +27° 59′ (époque J2000). Meilleure période d’observation : novembre à février. Traitement 1 zoom Traitement avec le script python de Siril 1.4 « VeraLux_Hypermetric_Stretch » zoom Ça faisait longtemps que j’avais envie de faire cette magnifique nébuleuse mais étant dans l’hémisphère sud elle reste très basse sur l’horizon. Heureusement mon amis Thierry Boufflet m’a généreusement prêté ses fichiers d’acquisition fait depuis son observatoire personnel dans le sud de la France et je lui en suis infiniment reconnaissant! Matériel utilisé: Lunette Takahashi FS-60CP, Caméra RisingCam ATR37100KMA (mono), Monture Sky-Watcher Wave 150i Strainwave Mount, Filtres: Antlia 3.5nm Narrowband H-alpha 36 mm, Antlia 3.5nm Narrowband Oxygen III 36 mm, ZWO Blue 36 mm, ZWO Green 36 mm, ZWO Red 36 mm. Intégration: R 40×60″ 40′ 16 nov. 🌛12% G 40×60″ 40′ 16 nov. 🌛12% B 40×60″ 40′ 16 nov. 🌛12% Hα 114×600″ 19h 14 nov. 🌛28% OIII 114×600″ 19h 15 nov. 🌛19% Totaux   40h 14-16 nov. 🌛17% Traitement: Voici mon flux de travail: -1 Traitement de chaque fichier monochrome dans Siril avec GraXpert: retrait de gradient et denoise -2 Chargement des fichiers en séquence, photométrie, alignement et recadrage. Renommage des fichiers selon leur noms d’origine. -3 Soustraction du continuum: Ha – rouge, gain à 3 et OIII – vert, gain à 4 -4 Composition RVB avec pour le canal rouge le fichier Ha résultant de la soustraction du continuum et pour les autres canaux le fichier OIII précédemment calculé. -5 Photométrie et étalonnage des couleurs par spectrophotométrie -6 Etirement de l’histogramme via le script python: VeraLux_HyperMetric_Stretch. -7 Starless -8 Réduction d’étoiles sur le Starmask via le script DSA-Star_Reduction -9 Enregistrement du Starless et du Starmask  au format .tif (16bits) -10 Montage des couches sur Photoshop, retrait du bruit résiduel et accentuation sur Topaz DenoiseAI -11 Finalisation des couleurs avec le module Camera Raw et de calques de réglage: Teinte/Saturation et du contraste avec le script de luminance de Harry Collis associé aux calques de réglage: Courbe. -12 Enregistrement pour le Web en .jpg pour publication et en .psd pour archivage.

RCW 114 : Le Cœur du Dragon, un rémanent de supernova énigmatique Classification : Rémanent de supernova (SNR) à l’état de « coquille ». Localisation : À cheval sur les constellations de l’Ara (l’Autel) et du Scorpion. Distance estimée : ~ 650 années-lumière (révision récente, en faisant l’un des SNR les plus proches de la Terre). Diamètre : Environ 100 années-lumière.  Origine et Découverte RCW 114 est le vestige d’une explosion cataclysmique : une supernova. Cet événement stellaire a dû être observable depuis la Terre il y a plusieurs milliers d’années, bien qu’aucune trace historique n’ait été formellement identifiée. Il a été catalogué pour la première fois dans les années 1960 dans le cadre du *Rodgers, Campbell & Whiteoak survey* (d’où son préfixe RCW), qui cartographiait les régions Hα du ciel austral.  Une Structure Complexe en Filaments Ce qui caractérise immédiatement RCW 114 sur les images astronomiques, comme celles du satellite *Galaxy Evolution Explorer* (GALEX), est sa morphologie. Il ne présente pas une coquille lisse et uniforme, mais une structure filamentaire complexe et étendue, semblable à un entrelacs de voiles célestes. Ces filaments sont le résultat de l’onde de choc de la supernova rencontrant le milieu interstellaire environnant. Le gaz, comprimé et chauffé à des millions de degrés, rayonne intensément, particulièrement dans le domaine des rayons X (observé par des instruments comme XMM-Newton).  Le « Cœur du Dragon » et Son Pulsar La désignation poétique « Cœur du Dragon » provient de la forme que certains astronomes discernent dans la structure globale des filaments, évoquant un cœur de dragon mythique. Plus scientifiquement, en son centre se cache le reste de l’étoile qui a explosé : un pulsar, nommé PSR J1913-1011 ou B1727-47. Il s’agit d’une étoile à neutrons hyper-dense en rotation rapide (elle tourne sur elle-même environ 6 fois par seconde), émettant un faisceau de radiations qui balaie l’espace comme un phare cosmique. La découverte de ce pulsar a été cruciale pour confirmer la nature de RCW 114 en tant que rémanent de supernova issue de l’effondrement du cœur d’une étoile massive (Supernova de type II ou Ib/c).  Une Proximité Surprenante! Des mesures récentes basées sur les données du satellite *Gaia* ont considérablement révisé la distance de RCW 114, la plaçant à seulement environ 650 années-lumière de notre système solaire. Cette proximité en fait l’un des rémanents de supernova les plus proches de nous, à une distance similaire à la célèbre nébuleuse de Vela. Cette revision a des implications majeures : 1.  Taille réelle : Son diamètre apparent dans le ciel implique désormais une taille physique réelle immense, d’environ 100 années-lumière. 2.  Impact local : Elle suggère que l’onde de choc de cette supernova a potentiellement influencé une grande bulle locale de gaz et de poussière dans notre voisinage galactique, contribuant peut-être même à la formation d’étoiles à proximité en comprimant des nuages moléculaires. En résumé, RCW 114 n’est pas seulement une relique spectaculaire d’une mort stellaire violente ; c’est un laboratoire proche pour étudier la physique des chocs, l’évolution des rémanents de supernova et leur impact sur le milieu interstellaire qui les entoure. Sa récente reclassification en tant que voisin cosmique proche en fait un objet d’étude privilégié pour comprendre le cycle de vie et de mort des étoiles dans notre Galaxie. zoom Août 2025 RCW 114 – Lieu de prise de vue: La Rivière St Louis – La Réunion (Bortle 4) Objectif Samyang 135 @ F:2 sur caméra ASI533MC. Refroidissement: -10°C, gain 105, offset: 30. 5 sessions:  31 x 360″ et 43 x 360″ avec filtre Antlia TriBand. 43 x 360″ et 42 x 360 + 23 x 600″ avec filtre Optolong L-eXtrem. 179 images retenues pour un total de 19h14 de pose. – Guidage: TS50 + ASI224MC – Monture: EQM35.  Pointage, guidage et acquisition sur Kstars/Ekos sur MacBook Pro M2. Prétraitement avec DOF, séparation des couches, étirement + scripts Py (GraXpert, Continuum substraction, DBXtract) sur Siril 1.4 beta3, étalonnage sur Photoshop avec actions de Harry Collis.

La nébuleuse de la Chauve-souris, désignée sous le catalogue  LDN 43 pour Lynds Dark Nebula 43, est une nébuleuse obscure située dans la constellation d’Ophiuchus, à environ 1400 années-lumière de la Terre. Ce terme désigne des régions de poussière et de gaz dans l’espace qui bloquent la lumière des étoiles situées derrière elles. La nébuleuse de la Chauve-souris est particulièrement connue pour sa forme distinctive qui rappelle celle de ce mammifère ou du super héros Batman! Caractéristiques – Classification: Nébuleuse obscure – Coordonnées: RA 16h 34m 30.42s / Dec -15° 47’ 12.1”  – Dimensions: Environ 50′ x 15′ minutes d’arc. – Magnitudes: Pas d’étoiles intrinsèquement brillantes; la nébuleuse est un bon exemple d’un nuage de poussière qui ne s’illumine pas par lui-même, sauf au centre où se trouve LBN 7 une nébuleuse par réflexion brillante. À l’intérieur de la zone de nébuleuse sombre se trouvent également deux nébuleuses cométaires GN 16.31.3 et GN 16.31.7). La nébuleuse de la Chauve-souris est appréciée des astronomes amateurs et professionnels pour son apparence esthétique, elle se révèle dans des images en poses longues montrant sa silhouette sur le fond d’étoiles et nébulosités plus brillantes. La structure de cette nébuleuse est composée de particules de poussière et de gaz qui forment des filaments sombres, créant une image étonnante qui ressemble à une chauve-souris en vol.  LDN 43 fait partie d’un complexe de nébuleuses sombres plus large dans la région, souvent étudié pour comprendre les processus de formation stellaire. Les nébuleuses sombres comme LDN 43 jouent un rôle crucial dans le cycle de vie des étoiles, car elles sont des sites de formation potentielle pour de nouvelles étoiles. Elle représente un objet d’intérêt pour les astronomes et les astrophotographes, tandis que son étude continue d’éclairer notre compréhension des mécanismes de la formation stellaire et de l’évolution des nébuleuses dans l’univers. Lieu de prise de vue: La Rivière St Louis – La Réunion (Bortle 4) Zoom juin 2025 Voici un champ large montrant LDN 43 dans son environnement de nébuleuses par réflexion et sombres. ASI533 MC + filtre Antlia Tri-Band sur Samyang 135 à F:2. Monture: EQM35Pro. 39 poses de 300″ + DOF. Pointage, guidage, acquisition: Kstars/Ekos sur MacBook Pro M2. Prétraitement sur Siril 1.2, Séparation des couches, starless, étirement… sur Siril 1.4b2. Etalonnage sur photoshop. Zoom Une autre version de LDN 43 avec un traitement différent de la couche Ha, avec soustraction du continuum (script py dans Siril 1.4b2) et mixée avec les couches RVB dans photoshop.

La constellation du Compas (Circinus), bien que discrète dans le ciel austral, abrite une région fascinante autour de son étoile la plus brillante, Beta Circini. Cette zone, située à environ 100 années-lumière de la Terre, est un véritable laboratoire cosmique où se mêlent nuages moléculaires, nébuleuses et processus de formation stellaire.    Beta Circini : Une Étoile au Cœur d’un Paysage Céleste   Beta Circini (β Cir) est une étoile bleu-blanc de type spectral B3V, bien plus chaude et massive que notre Soleil. Sa lumière intense illumine les nuages de gaz et de poussière environnants, créant des nébuleuses par réflexion et émission.    Les Nébuleuses Autour de Beta Circini   1. Nuages Moléculaires et Nébuleuses Sombres   La région est riche en nuages moléculaires, réservoirs de matière où naissent de nouvelles étoiles. Certaines zones denses forment des nébuleuses sombres, comme celles observées près du plan galactique, où la poussière absorbe la lumière des étoiles d’arrière-plan.   2. Nébuleuses par Réflexion    La lumière bleutée de Beta Circini se reflète sur les particules de poussière alentour, donnant naissance à des nébuleuses par réflexion. Ces structures, souvent de couleur bleue, révèlent la présence de matière interstellaire dispersée.   3. Régions HII et Nébuleuses par Émission    À proximité, des étoiles jeunes et chaudes ionisent l’hydrogène environnant, produisant des nébuleuses par émission rougeâtres. Ces zones, appelées régions HII, sont des berceaux stellaires actifs où se forment des étoiles massives.    Un Environnement Dynamique   La région de Beta Circini se trouve près du bras spiral de la Galaxie, où les interactions gravitationnelles et les vents stellaires sculptent en permanence les nébuleuses. Les astronomes y étudient :   – La formation des étoiles dans des conditions variées.   – L’impact des rayons ultraviolets des étoiles massives sur le gaz interstellaire.   – La chimie complexe des nuages moléculaires, riches en molécules organiques.   Lieu de prise de vue: La Rivière St Louis – La Réunion (Bortle 4) Zoom Mai 2025 Ce grand champ centré sur β Circini montre plusieurs nébuleuses répertoriées dans les catalogues RCW et van den Bergh ainsi que des nébuleuse obscures et des rémanents de supernovae. Camera ASI 533 MC sur Samyang 135 à F:2 + filtre Antlia TriBand. 108 poses de 300″. gain: 105, Temp.: -10°C. Prétraitement avec DOF sur Siril 1.4 B2. Séparation des couches, scripts python (Continuum substraction, GraXpert, Cosmic clarity, Statistical stretch). étalonnage sur photoshop. Version HaRVB. Monture SW-EQM35 GoTo, Guide: lunette TS50 + ASI224MC. Pointage, guidage, acquisition: Kstars/Ekos sur MacBook Pro M2.

IC 1805 (Cœur) , et IC 1848 (Âme) deux joyaux cosmiques interconnectés dans Cassiopée : IC 1805 – Nébuleuse du Cœur (Heart Nebula) – Morphologie : – Structure en forme de cœur, sculptée par le rayonnement intense des étoiles massives de l’amas Melotte 15 (au centre). – Contient des « piliers de création » similaires à ceux de la nébuleuse de l’Aigle, où naissent de nouvelles étoiles. – Région HII (hydrogène ionisé) étendue (~200 années-lumière de diamètre). – Étoiles clés : – Melotte 15 : Amas ouvert de jeunes étoiles de type O et B, âgées de seulement 1,5 million d’années. Certaines étoiles sont 50 fois plus massives que le Soleil. – Leur vent stellaire et leur rayonnement UV ionisent le gaz, créant la lueur rouge caractéristique (émission H-alpha). – Détails cachés : – Nuages sombres de poussière (globules de Bok) en silhouette devant le gaz lumineux. – Structures filamentaires révélées en infrarouge (observables avec des télescopes comme Spitzer ou JWST). IC 1848 – Nébuleuse de l’Âme (Soul Nebula) – Morphologie : – Plus diffuse qu’IC 1805. – Contient plusieurs sous-régions HII et des globules cométaires (petits nuages où se forment des étoiles). – Associée à l’amas ouvert CR 34 et à des étoiles chaudes ionisant le gaz. – Étoiles et phénomènes : – W5, une vaste région de formation stellaire hiérarchique : les étoiles les plus vieilles sont au centre, tandis que les plus jeunes se forment en périphérie (propagation par « triggered star formation »). – Présence de masers (émission moléculaire intense) traçant des zones de chocs stellaires. – Interaction avec IC 1805 : – Les deux nébuleuses font partie du même complexe géant de Cassiopée (Cas OB6), un vestige de supernova ou un ancien nuage moléculaire fragmenté. – Séparées par ~300 années-lumière dans l’espace, mais liées par des filaments de gaz et de poussière. Données techniques communes – Distance : ~7 500 années-lumière (bras de Persée de la Voie lactée). – Constellation : Cassiopée (repérable près de l’étoile ε Cassiopeiae). – Observation : – Visibles en astrophotographie de préférence avec des filtres H-alpha et OIII. – Magnitude intégrée faible : invisibles à l’œil nu, mais détectables avec des jumelles sous un ciel très noir. – Contexte galactique : Ces nébuleuses témoignent de l’évolution des étoiles massives et de leur impact sur le milieu interstellaire (ionisation, vents stellaires, futures supernovae). zoom Lieu de prise de vue: Grandfontaine (25) – Bortle 5 Les 15 novembre 2020 et 19 avril 2025 IC 1805 et IC 1848 65 poses de 2min avec Samyang 135 à F:2 sur Sony A7s à 3200 Iso plus 26 poses de 2min avec ASI533MC + filtre IrCut. Monture Star Adventurer Mini sans auto guidage. Prétraitement, séparation des couches et starless sur Siril, retrait de gradient et denoise sur GraXpert. Montage des couches et assemblage des sessions sur Photoshop.

Diprotodon-G278.94+1.35-SNR et Phi Velorum : Deux rémanents, deux histoires stellaires   Dans les vastes étendues du bras galactique de Persée, à plus de 15 000 années-lumière de la Terre, se cache un vestige stellaire aussi intrigant que méconnu : Diprotodon-G278.94+1.35-SNR. Ce rémanent de supernova, récemment identifié grâce aux observations radio et X, offre une fenêtre rare sur les explosions stellaires dans des régions peu explorées de notre galaxie.    Une découverte récente, une histoire ancienne   Détecté pour la première fois dans les données du radiotélescope ASKAP (Australie) et confirmé par les observations en rayons X du satellite Chandra, Diprotodon-G278.94+1.35-SNR est un rémanent de supernova de type « coquille », typique des explosions d’étoiles massives. Son nom, inspiré du Diprotodon (un marsupial géant préhistorique), évoque à la fois son caractère fossile et son immense structure gazeuse, s’étendant sur près de 80 années-lumière.   « Ce rémanent est particulièrement intéressant car il se situe dans une région peu dense de la Voie lactée, loin des zones de formation stellaire intense », explique le Dr. Sophie Laurent, astrophysicienne au CNRS.  Cette nébuleuse, éclairée par la jeune étoile Herbig Ae/Be IRAS 10082-5647, se trouve à environ 7 844 années-lumière dans la constellation de Vela.  Une structure complexe et des énigmes persistantes   Les images radio révèlent une morphologie asymétrique, avec des filaments brillants et des zones de turbulence, signes d’une explosion non uniforme. Les données en rayons X indiquent la présence de gaz chauffé à des millions de degrés, enrichi en éléments lourds comme le fer et le silicium, typiques des supernovae de type II (effondrement d’une étoile massive).   Cependant, les astronomes n’ont pas encore détecté d’étoile à neutrons ou de trou noir résiduel, ce qui soulève des questions :   – L’étoile progénitrice a-t-elle complètement été dispersée ?   – Ou bien le résidu compact est-il trop faible pour être observé ?   « Il est possible que le cœur de l’étoile se soit effondré en un objet sombre, difficile à repérer dans cette région peu étudiée », avance le Pr. Marco Bianchi, spécialiste des rémanents à l’Université de Bologne.    Un laboratoire pour étudier les milieux interstellaires extrêmes   Contrairement aux rémanents célèbres comme Cassiopeia A ou la Nébuleuse du Crabe, Diprotodon-G278.94+1.35-SNR évolue dans un environnement galactique peu dense, ce qui en fait un cas d’étude précieux pour comprendre :   – Comment les ondes de choc des supernovae interagissent avec des milieux diffus   – Comment les éléments lourds se dispersent dans des régions éloignées   Les futures observations avec le Square Kilometre Array (SKA) et le télescope spatial James Webb pourraient lever le voile sur ses mystères.   « Chaque rémanent de supernova est unique. Celui-ci nous rappelle que même dans les coins les plus calmes de la galaxie, des cataclysmes cosmiques ont façonné l’Univers. » — Dr. Sophie Laurent   Alors que Diprotodon-G278.94+1.35-SNR intrigue par son isolement dans les confins galactiques, un autre rémanent, bien plus proche et plus brillant, fascine les astronomes : celui associé à l’étoile Phi Velorum, dans la constellation des Voiles. Ces deux vestiges de supernovae offrent des perspectives contrastées sur la mort des étoiles massives.   Phi Velorum : Une supergéante et son héritage explosif   À seulement 1 600 années-lumière de la Terre, Phi Velorum est une étoile supergéante bleue de type B, dont la luminosité dépasse celle du Soleil d’un facteur 10 000. Mais ce qui la rend exceptionnelle, ce sont les structures filamentaires et les nuages de gaz ionisé qui l’entourent – des vestiges d’une explosion en supernova survenue il y a plusieurs millénaires.   Contrairement à Diprotodon, situé dans une région galactique peu dense, Phi Velorum baigne dans un environnement riche en matière interstellaire. Les observations en rayons X (Chandra) et radio (VLA) révèlent une onde de choc encore active, interagissant violemment avec le gaz environnant. « Ces rémanents sont beaucoup plus jeunes et dynamiques que ceux de Diprotodon », explique le Dr. Elena Martinez (ESO). « On y trouve des éléments comme le fer et l’oxygène, dispersés à des vitesses supersoniques. »   Le mystère du résidu manquant   Comme pour Diprotodon, aucun pulsar ou trou noir n’a été clairement identifié autour de Phi Velorum. Deux hypothèses sont avancées :   1. L’étoile progénitrice a été complètement disloquée lors d’une explosion asymétrique.   2. Le résidu compact est trop faible pour être détecté, peut-être un magnétar caché dans les débris.    Diprotodon vs. Phi Velorum : Deux destins stellaires   le 22 mai 2025 Grand champ sur la région de Phi Velorum Camera ASI 533 MC sur Samyang 135 à F:2 + filtre Antlia TriBand. 104 poses de 300″. gain: 105, Temp.: -10°C. Prétraitement avec DOF sur Siril 1.4 B2. Séparation des couches, scripts python (Continuum substraction, GraXpert, Cosmic clarity, Statistical stretch). étalonnage sur photoshop. Version HaRVB Monture SW-EQM35 GoTo, Guide: lunette TS50 + ASI224MC. Pointage, guidage, acquisition: Kstars/Ekos sur MacBook Pro M2. Caractéristiques Distance Type de supernova Morphologie Environnement Âge estimé  Éléments détectés  Diprotodon-G278.94+1.35-SNR ~15 000 années-lumière Probablement Type II  Coquille étendue, asymétrique Zone galactique peu dense Plusieurs dizaines de milliers d’années Fer, silicium  Phi Velorum SNR ~1 600 années-lumière Type II (asymétrique ?) Filaments denses, onde de choc active Région riche en gaz et poussières Quelques milliers d’années Fer, oxygène, néon  Pourquoi ces deux rémanents sont-ils importants ?   – Diprotodon montre comment les supernovae façonnent des régions isolées de la galaxie, enrichissant des zones autrement pauvres en éléments lourds.   – Phi Velorum, en revanche, illustre l’impact des explosions stellaires dans des environnements denses, où les ondes de choc peuvent déclencher la formation de nouvelles étoiles.   « Ces deux objets nous rappellent que les supernovae ne sont pas des événements standard », souligne le Pr. Antoine Lefèvre (Paris-Saclay). « Leur diversité dépend de la masse de l’étoile, de son environnement, et même de sa rotation avant l’explosion. »   Prochaines étapes : Des télescopes plus puissants pour percer les mystères   Les futures observations avec :   – Le Square Kilometre Array (SKA) pour