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Contains:  Dumbbell nebula, M 27, NGC 6853, The star 14Vul
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M27, 



    
        

            zoyah
M27
Powered byPixInsight

M27

Technical card

Imaging telescopes or lenses:Takahashi FS 152

Imaging cameras:QSI 683 WSG-8

Guiding telescopes or lenses:William Optics Megrez 80

Guiding cameras:The Imaging Source DMK 41AU02.AS

Software:Cyril Cavadore Prism7PixInsight 1.8

Filters:Astrodon H-alpha 5nm


Dates:Sept. 14, 2018

Frames: 36x600" bin 0x0

Integration: 6.0 hours

Avg. Moon age: 5.05 days

Avg. Moon phase: 26.22%


Basic astrometry details

Astrometry.net job: 2347769

RA center: 19h 59' 33"

DEC center: +22° 43' 4"

Pixel scale: 1.387 arcsec/pixel

Orientation: 0.296 degrees

Field radius: 0.658 degrees


Resolution: 2732x2048

Locations: Observatoire personnel : Andromède, Villars-sur-Glâne, Switzerland

Data source: Backyard

Description

Luminance : 35x3min, seeing = 3.34 arc/sec
Ha : 36x10min
___________________________________________________

M27 (NGC 6853 ou nébuleuse de l'Haltère) est une nébuleuse planétaire située dans la constellation du Petit Renard à environ 264 pc (∼861 a.l.). Sachant que la vitesse d'expansion atteint 6,8 secondes d'arc par siècle, son âge est estimé à 3 000 ou 4 000 ans. Son diamètre est d'environ 2.5 année lumière.
L'étoile centrale à l'origine de la nébuleuse a une magnitude apparente de 13,5. C'est une naine blanche de couleur bleue très chaude (85 000 K). Elle est peut-être accompagnée d'une autre étoile, encore plus faible (magnitude 17), à 6,5 secondes d'arc de distance apparente.
(Source : Wikipedia)
Une nébuleuse planétaire est le stade final de la vie d’une étoile dont la masse initiale varie de 0,8 à 8 fois celle du soleil (95 % population de notre galaxie). Les moins massives s’éteignent lentement, les plus massives finissent en supernova, destin de notre soleil dans quelques 5 milliards d’années.
La vie d’une étoile est caractérisée par un équilibre entre gravité, masse de l’étoile, et pression due aux réactions thermonucléaires, dues aux transformation de l’hydrogène en hélium, durant environ 10 milliards d’années. Puis, la formation d’hélium ralentit, la pression diminue, et la gravité fait se contracter lentement l’étoile, dont la température augmente jusqu’à une centaine de millions de degrés. Son cœur se contracte et augmente la pression de radiation qui fait gonfler les couches extérieures de l’étoile. Elle entre dans la phase de géante rouge, car sa surface (photosphère) se refroidit en grandissant. Par contre, le cœur s’échauffe jusqu’à ce que
la fusion des noyaux d’hélium ait lieu. Ces nouvelles réactions produisent une pression qui vient une nouvelle fois équilibrer la gravité. Cet équilibre est moins stable que le précédent et l’étoile pulse. Une autre conséquence de la fusion de l’hélium est la formation de nouveaux éléments comme le carbone, l’azote ou l’oxygène. C'est ainsi que ces éléments, à la base de la vie sur terre et de nos cellules, ont été créés par au sein d'une géante rouge avant la naissance de notre système solaire (plus de 5 mia d'années). La phase géante rouge dure quelques centaines de millions d’années au cours desquelles l’étoile perd un peu de sa matière par la pression de radiation (vent stellaire). Cette matière sera illuminée plus tard et constituera la coquille (ou le halo) de la nébuleuse planétaire. Lorsque l’hélium est épuisé au cœur de l’étoile, la gravité reprend le dessus. Le cœur se contracte à nouveau. Sa température grimpe. D’autres réactions de fusion se déclenchent et fabriquent des éléments de plus en plus lourds, jusqu’au fer. Cet élément lourd est aussi très stable, donc il va maintenir la pression jusqu'à l'effondrement total de l'étoile sur elle-même, expulsant les couches externes.

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