Dessins du ciel profond extrême

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Observations Details

Notes

Notes préliminaires:

L’observation de Pease 1, première nébuleuse planétaire découverte dans un amas globulaire, doit se faire en deux étapes. Première étape: sa localisation. Il s’agit de trouver, par star hopping, la zone précise où se trouve la NP, perdue au milieu de la myriade d’étoiles de l’amas. Deuxième étape: son identification. Il s’agit de reconnaitre les étoiles les plus proches de la NP, et de l’individualiser par rapport à celles ci.

T254

x363  Televue Nagler 7mm

Cette observation de Pease1 est faite après une longue observation de M15, à l’œil nu, L50C, L60, Mz80, et LX254. Je cherche à me repérer, et à retrouver les étoiles repères de l’étude de Blackskies.com.

Le trapèze est reconnu immédiatement, composé de 4* de m13.5 – 14.0v. Le triangle rectangle issu de celui ci aussi, et aussi composé d’étoiles de 14.0v. Pour reprendre les mêmes dénominations que Whipple Observatory, les étoiles du grand côté sont A*, B*, F*, et C*, C* est le sommet du triangle rectangle, le petit côté est C*, D*, et l’hypoténuse A*, D*.

En prolongeant l’hypoténuse au delà de D*, l’étoile E* apparait, m14.0v, mais, bien que dans la zone des périphériques, elle est à la limite du début de la zone de fourmillement, et donc moins détaché sur le fond que les précédentes. Toutes ces étoiles sont de m ~ 14.0v, et figurent aux catalogues UCAC et Gaia.

Ayant visualisé A*, D*, et E*, l’alignement peut être intellectuellement prolongé au delà de E*, et Pease apparait, beaucoup plus facile que prévu, bien qu’elle soit au milieu de la bande de fourmillement. Sa localisation est aisée sur cet alignement: E* – Pease1 – noyau de M15 forment un triangle rectangle isocèle, dont le sommet est Pease, et de côtés perpendiculaires de longueur ~ 30 à 35″.

Mais ce n’est pas Pease seul qui est vu, mais la NP + le groupe d’étoiles adjacentes. L’ensemble est de m14.5 – 15.0v, et n’est pas résolu, ce qui fait qu’il est exactement perçu comme une région HII concentrée: tache assez concentrée, ronde (?), d ~ 5 << 10″. (note 2005 10 05: mon dessin montre plutôt d ~ 3 à 5″). Pas de gradient, ni d’irrégularité dans cette « région HII ».

Malheureusement, il est 01h 00m, M15 est déjà bas, h = 42°, et la turbulence augmente à 4-5/363 5/530. Or il me faudra 530x pour espérer résoudre la « région HII ». L’observation est donc à poursuivre avec M15 au transit, soit h = 58°, et S < 3/530, et avec l’utilisation des filtres UHC et OIII. Mais je suis certain maintenant de retrouver Pease très facilement à l’oculaire.

06 nov 2005, même lieu, alt 49°, mvlon 6.53 VI5, SDM 21.20, S 4/530

x529  Televue Nagler 4.8mm, sans filtre

Les conditions d’observation ne sont pas mauvaises, même si elles ne sont pas exceptionnelles. Mais surtout, cette fois je sais ce que je cherche, et ce que je vois. Le « trapèze » est reconnu immédiatement, le triangle rectangle (A* C* D*) aussi, l’étoile E* immédiatement, l’alignement A* E* avec, et Pease 1 juste après. Tout ça en moins de 30 secondes.

Je peux donc me concentrer sur la NP, et essayer de résoudre le groupe d’étoiles adjacentes. Je n’ai en mémoire ni le nombre, ni les emplacements, ni les mv des étoiles proches de la NP, et mon observation correspond donc à des étoiles que je découvre.

La NP est entourée par 3 étoiles rapprochées, A’, C’, et D1′. Elles sont difficiles, toutes trois en VI rapprochées, de m15v, et non absolument sures.

D’abord A’, qui est l’étoile la plus au NE du groupe (note 2005 11 28: mon dessin la situe à l’ENE de la NP), et au delà, il n’y a plus rien vers le NE, alors que vers le S et le SW, on se rapproche du centre de l’amas, et le nombre d’étoiles s’accroit.

Puis l’étoile C’, peut être encore plus difficile que A’, très proche de la NP, et au NW, sur l’alignement A*E*.

Apparait ensuite l’étoile D’, au SW de la NP, nettement plus facile que les deux précédentes, car à la fois de m14v (au lieu de 15v), et plus éloignée de la NP.

Une fois l’étoile D’ individualisée et positionnée, l’étoile D1′ (la 3ème du trio A’, C’, D1′, de m15v qui entourent la NP) apparait au NE de D’ (note 25 11 28: c’est une erreur, D1′ est au NW de D’ et non au NE; voir ci après), comme le compagnon d’une double virtuelle [D’/D1′]. La distance D’ – D1′ est nettement plus courte que la distance D1′ – NP, et cette dernière (D1′ – NP) est environ 2 à 3 fois plus importante que les distances A’ – NP, et C’ – NP.

Il m’est très difficile de donner des valeurs à ces différentes distances (note 2005 11 28: puisque la distance E* – NP est de 28″, mon dessin fait apparaitre les valeurs suivantes: centre NP – A’ => 4″, centre NP – C’ => 5″, centre NP – D1′ => 7″, centre NP – D’ => 10″)

Au delà de D’, en s’éloignant de la NP vers l’W, un groupe de 3 étoiles de m14v, E’, F’, et G’, quasiment alignées, est nettement individualisé.

Au milieu de A’, C’, D1′, la NP est individualisée comme une petite tache ronde, parfaitement vue non stellaire, D ~ 4″. Sa forme ronde est difficile, mais sûre, les bords sont relativement nets. Pas de gradient sur la tache, ni de CS perçue. L’observation nécessite d’être très attentive en raison de la densité d’étoiles, et des faibles distances qui les séparent. Mais après une bonne adaptation, l’observation a été finalement moins difficile que ce à quoi je m’attendais. Une observation très gratifiante.

Note 2005 11 28: toutes les étoiles de mon CROA sont exactes sauf G’ (en fait, le trio est D’, E’, et F’, et non pas E’, F’, G’ (+ D’), ) et elles sont parfaitement positionnées à l’exception de D1′ qui est au NW de D’, et non au NE*.

Note 2006 08 06: cette observation est entièrement validée par celle du 2006 07 30 au T500 de Bruno Salque. Les étoiles observées sont: A’ VGG 14287, m15.750V, C’ VGG 14660, m14.795V, D1′ VGG 14225, m15.133V, D’ VGG 14013, m14.044V. Pour E’ et F’, les correspondances VGG ne sont pas sûres, car elles sortent des limites du fichier VGG. Mais l’image HST ne laisse aucun doute: les 2 étoiles sont réelles, et bien positionnées.

Fin de l’observation à 21h 38, SQMZ = 21.26 +/- 0.01

T508

30 juillet 2006, même lieu, alt 58°, mvlon 6.6, SQM 21.15, S 4/290

x581 Nagler 3.5mm

C’est le meilleur G pour séparer les étoiles [Note 2006 08 04: si S était meilleur, il faudrait grossir plus]. M 15 est magnifique, avec une impression de 3D pour la zone centrale. Le trapèze de départ, puis le triangle rectangle sont bien vus (après qqs hésitations). L’alignement A* -> D* -> E* se révèle bien.

Et la NP apparait, presque facile. Ronde, à bords flous, de D ~ 2 ou 3 fois celui du disque des étoiles proches (il n’y a pas d’anneaux visibles)

Trois étoiles sont presque adjacentes au disque de la NP, mais visuellement bien séparées de celui ci. Chacune est perçue, avec la NP, comme une double serrée dont la principale serait plus grosse que le compagnon, mais pas plus lumineuse. Si Pease est de m15v, les 3 étoiles adjacentes sont de mv comprises entre 14.5 et 15.0v. Ces trois étoiles constituent ainsi une validation de mon observation au T254.

C’est une observation relativement facile au T500, sans aucune commune mesure avec GJJC1, autrement plus difficile!

[Note 2006 08 04: l’examen des positions des étoiles sur mon croquis in situ comparé à celles de Van Der Marel+, 2002, et surtout de l’image du HST montre que j’ai dessiné – sûrement, C’ VGG 14660, m14.795V, – très probablement, D1′ VGG 14225, m15.133V,, – très probablement, A’ VGG 14287, m15.750V., – et que, par conséquent je n’ai pas séparé de la NP B1′ VGG 14872, m15.865V, et B’ VGG 14036, m15.176, beaucoup plus proches de la NP. Il aurait fallu pouvoir grossir à 800x ou 1000x. A voir à Tivoli ! D’autre part, les distances entre la NP et les 3 étoiles dessinées, étant de 3.0″ << 3.5″, le diamètre perçu pour la NP est de 2.0 à 2.5″, ce qui est la réalité.]

VGG: UBV photometry in M15 (van der Marel+, 2002), J/AJ/124/3255,  https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/AJ/124/3255