Planetary nebula AMU 1 (PN G075.9+11.6) en Hrgb\u00a0<\/span><\/h2><\/span><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div>![](\"http:\/\/www.outters.fr\/wp-content\/uploads\/2026\/07\/PN-G-075.911.6_Hargb.jpg\")
<\/a><\/span><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/span>Commentaires sur l’objet photographi\u00e9<\/span><\/p>\nCette zone du Cygne est peu imag\u00e9e, il y a de tr\u00e8s belles zones tr\u00e8s riches tout autour et bien s\u00fbr tout le monde veut faire ces objets. Amu1 reste une tr\u00e8s belle d\u00e9couverte avec cette complexit\u00e9 de lobes perpendiculaires. Si vous regardez bien la n\u00e9buleuse plan\u00e9taire vous verrez un rond presque parfait puis autour 2 lobes perpendiculaires de plus grande taille.<\/p>\n
Voici la situation de l’objet et celui que j’ai fait le mois d’apr\u00e8s en HaOIII qui se trouve juste \u00e0 cot\u00e9 et dont je ne trouve pas de nom.<\/p>\n
![\"\"](\"http:\/\/www.outters.fr\/wp-content\/uploads\/2026\/07\/Capture-decran-2026-08-19-120041.jpg\")
<\/a><\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/www.outters.fr\/wp-content\/uploads\/2026\/07\/19_31_08_8815927__43_24_57_714102_Ha_starless.jpg\")
<\/a> ![\"\"](\"http:\/\/www.outters.fr\/wp-content\/uploads\/2026\/07\/19_31_08_8815927__43_24_57_714102_Ha_starless-dessin.jpg\")
<\/a><\/p><\/h1><\/span><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/i><\/div>Image Ha-rgb<\/h2><\/a><\/div><\/div><\/div><\/i><\/div>Image Ha-starless invers\u00e9e<\/h2><\/a><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/span>Donn\u00e9es techniques
\n<\/span><\/p><\/h2><\/span><\/div><\/div><\/div><\/i><\/div>Donn\u00e9es techniques de prise de vue<\/h2><\/div><\/div>\nObject : Planetary nebula AMU 1 (PN G075.9+11.6) en Hrgb\u00a0<\/span>
\nCommon name : AMU1
\nDate : du 21 juin au 9 juillet 2026
\nOptics : Newton SV400 16″
\nMount : Paramount ME Num\u00e9ro 2
\nLocation : Orange observatory
\nSeeing FWHM :
\nCcd : Moravian C3 61000 Pro
\nfilter wheel : Moravian 7 positions
\nfilters : Astrodon HaOIIIRVB
\nFocuser :Atlas
\nGuiding : Atik 414L+
\nTemp. out : T\u00b0 de
\nTemp Cmos : -15\u00b0
\nTotal exposure 22.86 h
\ntout en binning 1×1
\n124 Ha\u00a0 \u00a0x 10 mn
\nR V B 44 x 1.5 mn pour chaque couche<\/p>\n<\/div><\/div><\/div><\/i><\/div>Donn\u00e9es scientifiques<\/h2><\/div><\/div>\nSource Ia Google<\/p>\n
PNG 075.9+11.6<\/span> (\u00e9galement d\u00e9sign\u00e9e sous le nom d’AMU 1<\/span>) est une n\u00e9buleuse plan\u00e9taire <\/span>multishell situ\u00e9e dans notre galaxie. [1, 2] <\/span><\/div>\nCaract\u00e9ristiques principales<\/h2>\n\n<\/div>\nD\u00e9signation galactique :<\/span> Le nom \u00ab PNG 075.9+11.6 \u00bb repr\u00e9sente ses coordonn\u00e9es galactiques exactes (Longitude = 75,9\u00b0 \/ Latitude = +11,6\u00b0).<\/p>\n\u00c9toile centrale :<\/span> Son \u00e9toile centrale (CSPN) est particuli\u00e8rement chaude. Initialement class\u00e9e comme une sous-naine de type O (sdO), de r\u00e9centes \u00e9tudes spectrales partag\u00e9es par l’Astronomy & Astrophysics journal<\/a> privil\u00e9gient d\u00e9sormais une classification de type O(H)3 V<\/span>. [2] <\/span><\/p>\nMorphologie :<\/span> Elle se distingue par une structure complexe envelopp\u00e9e de plusieurs couches ou coquilles de gaz \u00e9ject\u00e9. [1] <\/span><\/p>\n\u00c9mission infrarouge :<\/span> Les donn\u00e9es d’imagerie infrarouge sugg\u00e8rent que son \u00e9mission \u00e0 grande longueur d’onde (notamment observ\u00e9e \u00e0 22 \u03bcm par le t\u00e9lescope spatial WISE) provient principalement de poussi\u00e8re froide<\/span> environnante. [1] <\/span><\/p>\n<\/p>\n<\/div>\n
\nVoici les d\u00e9tails techniques approfondis sur la n\u00e9buleuse <\/span>PNG 075.9+11.6<\/strong> (AMU 1) et son \u00e9toile centrale :<\/div>\n<\/div>\nDistance et mesures de Gaia<\/div>\nL’\u00e9toile centrale d’AMU 1 a \u00e9t\u00e9 pr\u00e9cis\u00e9ment cibl\u00e9e par le satellite d’astrom\u00e9trie Gaia de l’ESA<\/a><\/span>. [1<\/a>, 2<\/a>, 3<\/a>]<\/div>\nDistance g\u00e9om\u00e9trique :<\/strong> Les calculs bas\u00e9s sur la parallaxe de Gaia estiment sa distance \u00e0 environ 2 100 \u00e0 2 300 parsecs<\/strong>, ce qui \u00e9quivaut \u00e0 environ 6 800 \u00e0 7 500 ann\u00e9es-lumi\u00e8re<\/strong> de la Terre.<\/span><\/p>\nVariabilit\u00e9 relativiste :<\/strong> L’analyse des donn\u00e9es photom\u00e9triques de Gaia et de missions pr\u00e9c\u00e9dentes comme Kepler met en \u00e9vidence que l’\u00e9toile centrale est en r\u00e9alit\u00e9 un syst\u00e8me binaire serr\u00e9<\/strong> avec une p\u00e9riode orbitale de 2,93 jours<\/strong>. La faible variation de sa courbe de lumi\u00e8re est en partie due \u00e0 un effet d’amplification Doppler relativiste<\/strong> (Doppler boosting).<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>, 3<\/a>]<\/p>\n<\/p>\n
<\/div>\n2. Spectre optique et lignes d’\u00e9mission<\/div>\nL’analyse spectrale men\u00e9e par l’\u00e9quipe d’astronomes (Aller, Miranda et Ulla) r\u00e9v\u00e8le un profil de haute excitation : [1<\/a>, 2<\/a>, 3<\/a>]<\/div>\nLignes de la n\u00e9buleuse (Gaz ionis\u00e9) :<\/strong><\/span><\/p>\nForte pr\u00e9sence des raies d’hydrog\u00e8ne classiques comme H\u03b1<\/strong> (656,3 nm) et H\u03b2<\/strong> (486,1 nm).<\/span><\/p>\nRaies d’\u00e9mission interdites intenses de l’oxyg\u00e8ne doublement ionis\u00e9 [O III]<\/strong> (notamment \u00e0 500,7 nm), caract\u00e9ristiques des n\u00e9buleuses plan\u00e9taires excit\u00e9es par une \u00e9toile centrale tr\u00e8s chaude.<\/span><\/p>\nDes structures de plus faible ionisation \u00e9mettent dans les raies de l’azote [N II]<\/strong> et du soufre [S II]<\/strong>.<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>]<\/p>\n<\/p>\n
<\/p>\n
Lignes de l’\u00e9toile centrale :<\/strong><\/span><\/p>\nLe spectre de type O(H)3 V<\/strong> de l’\u00e9toile se caract\u00e9rise par des raies d’absorption intenses de l’h\u00e9lium ionis\u00e9 (He II<\/strong>, notamment \u00e0 468,6 nm) et de l’hydrog\u00e8ne.<\/span><\/p>\nL’absence ou la faiblesse extr\u00eame des raies d’\u00e9mission stellaires de carbone ou d’azote (contrairement aux \u00e9toiles de type Wolf-Rayet) confirme qu’il s’agit d’une atmosph\u00e8re stellaire encore riche en hydrog\u00e8ne (\u00ab\u00a0H-rich\u00a0\u00bb).<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>]<\/p>\n<\/p>\n
<\/p>\n
L’\u00e9tude de la morphologie de <\/span>PNG 075.9+11.6 (AMU 1)<\/strong> est fascinante, car sa structure multipolaire et ses multiples couches (multishell) bousculent le mod\u00e8le classique de formation sph\u00e9rique des n\u00e9buleuses plan\u00e9taires. [1<\/a>]<\/div>\nVoici les m\u00e9canismes physiques majeurs identifi\u00e9s par les astronomes, notamment l’\u00e9quipe d’Alba Aller, Luis Miranda et Ana Ulla, pour expliquer comment un tel syst\u00e8me fa\u00e7onne son enveloppe gazeuse : [1<\/a>]<\/div>\n<\/div>\n1. Le r\u00f4le moteur du syst\u00e8me binaire serr\u00e9<\/div>\nC’est le facteur cl\u00e9. Comme l’\u00e9toile centrale est un syst\u00e8me binaire avec une p\u00e9riode de seulement 2,93 jours<\/strong>, les forces de mar\u00e9e et l’interaction entre les deux \u00e9toiles r\u00e9gissent l’\u00e9jection de mati\u00e8re. [1<\/a>]<\/div>\nEnveloppe commune :<\/strong> Lors de la phase de branche asymptotique des g\u00e9antes (AGB), l’\u00e9toile principale a gonfl\u00e9 jusqu’\u00e0 englober son compagnon. Cette phase d’enveloppe commune resserre l’orbite et \u00e9jecte pr\u00e9f\u00e9rentiellement la mati\u00e8re dans le plan \u00e9quatorial<\/strong> du syst\u00e8me (formant un disque ou un tore de poussi\u00e8re dense).<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>]<\/p>\nCollimation :<\/strong> Ce tore de mati\u00e8re \u00e9quatoriale agit comme un goulot d’\u00e9tranglement. Lorsque l’\u00e9toile centrale \u00e9met ses vents stellaires rapides par la suite, le gaz ne peut s’\u00e9chapper que par les p\u00f4les (le long de l’axe de moindre r\u00e9sistance), initiant la structure bipolaire \u00e0 grande \u00e9chelle.<\/span> [1<\/a>]<\/p>\n<\/p>\n
<\/div>\n2. Le m\u00e9canisme des vents stellaires interconnect\u00e9s (GISW)<\/div>\nLa forme globale est mod\u00e9lis\u00e9e par la th\u00e9orie du Generalized Interacting Stellar Winds<\/em> (GISW).<\/div>\nUn vent stellaire ultra-rapide (plusieurs milliers de km\/s), issu du c\u0153ur d\u00e9nud\u00e9 et chaud de l’\u00e9toile centrale de type O(H)3 V<\/strong>, rattrape le vent lent et dense \u00e9ject\u00e9 ant\u00e9rieurement pendant la phase AGB.<\/span><\/p>\n
<\/a><\/span><\/div>Commentaires sur l’objet photographi\u00e9<\/span><\/p>\n Cette zone du Cygne est peu imag\u00e9e, il y a de tr\u00e8s belles zones tr\u00e8s riches tout autour et bien s\u00fbr tout le monde veut faire ces objets. Amu1 reste une tr\u00e8s belle d\u00e9couverte avec cette complexit\u00e9 de lobes perpendiculaires. Si vous regardez bien la n\u00e9buleuse plan\u00e9taire vous verrez un rond presque parfait puis autour 2 lobes perpendiculaires de plus grande taille.<\/p>\n Voici la situation de l’objet et celui que j’ai fait le mois d’apr\u00e8s en HaOIII qui se trouve juste \u00e0 cot\u00e9 et dont je ne trouve pas de nom.<\/p>\n Donn\u00e9es techniques Object : Planetary nebula AMU 1 (PN G075.9+11.6) en Hrgb\u00a0<\/span> Source Ia Google<\/p>\n D\u00e9signation galactique :<\/span> Le nom \u00ab PNG 075.9+11.6 \u00bb repr\u00e9sente ses coordonn\u00e9es galactiques exactes (Longitude = 75,9\u00b0 \/ Latitude = +11,6\u00b0).<\/p>\n \u00c9toile centrale :<\/span> Son \u00e9toile centrale (CSPN) est particuli\u00e8rement chaude. Initialement class\u00e9e comme une sous-naine de type O (sdO), de r\u00e9centes \u00e9tudes spectrales partag\u00e9es par l’Astronomy & Astrophysics journal<\/a> privil\u00e9gient d\u00e9sormais une classification de type O(H)3 V<\/span>. [2] <\/span><\/p>\n Morphologie :<\/span> Elle se distingue par une structure complexe envelopp\u00e9e de plusieurs couches ou coquilles de gaz \u00e9ject\u00e9. [1] <\/span><\/p>\n \u00c9mission infrarouge :<\/span> Les donn\u00e9es d’imagerie infrarouge sugg\u00e8rent que son \u00e9mission \u00e0 grande longueur d’onde (notamment observ\u00e9e \u00e0 22 \u03bcm par le t\u00e9lescope spatial WISE) provient principalement de poussi\u00e8re froide<\/span> environnante. [1] <\/span><\/p>\n <\/p>\n<\/div>\n Distance g\u00e9om\u00e9trique :<\/strong> Les calculs bas\u00e9s sur la parallaxe de Gaia estiment sa distance \u00e0 environ 2 100 \u00e0 2 300 parsecs<\/strong>, ce qui \u00e9quivaut \u00e0 environ 6 800 \u00e0 7 500 ann\u00e9es-lumi\u00e8re<\/strong> de la Terre.<\/span><\/p>\n Variabilit\u00e9 relativiste :<\/strong> L’analyse des donn\u00e9es photom\u00e9triques de Gaia et de missions pr\u00e9c\u00e9dentes comme Kepler met en \u00e9vidence que l’\u00e9toile centrale est en r\u00e9alit\u00e9 un syst\u00e8me binaire serr\u00e9<\/strong> avec une p\u00e9riode orbitale de 2,93 jours<\/strong>. La faible variation de sa courbe de lumi\u00e8re est en partie due \u00e0 un effet d’amplification Doppler relativiste<\/strong> (Doppler boosting).<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>, 3<\/a>]<\/p>\n <\/p>\n Lignes de la n\u00e9buleuse (Gaz ionis\u00e9) :<\/strong><\/span><\/p>\n Forte pr\u00e9sence des raies d’hydrog\u00e8ne classiques comme H\u03b1<\/strong> (656,3 nm) et H\u03b2<\/strong> (486,1 nm).<\/span><\/p>\n Raies d’\u00e9mission interdites intenses de l’oxyg\u00e8ne doublement ionis\u00e9 [O III]<\/strong> (notamment \u00e0 500,7 nm), caract\u00e9ristiques des n\u00e9buleuses plan\u00e9taires excit\u00e9es par une \u00e9toile centrale tr\u00e8s chaude.<\/span><\/p>\n Des structures de plus faible ionisation \u00e9mettent dans les raies de l’azote [N II]<\/strong> et du soufre [S II]<\/strong>.<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>]<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Lignes de l’\u00e9toile centrale :<\/strong><\/span><\/p>\n Le spectre de type O(H)3 V<\/strong> de l’\u00e9toile se caract\u00e9rise par des raies d’absorption intenses de l’h\u00e9lium ionis\u00e9 (He II<\/strong>, notamment \u00e0 468,6 nm) et de l’hydrog\u00e8ne.<\/span><\/p>\n L’absence ou la faiblesse extr\u00eame des raies d’\u00e9mission stellaires de carbone ou d’azote (contrairement aux \u00e9toiles de type Wolf-Rayet) confirme qu’il s’agit d’une atmosph\u00e8re stellaire encore riche en hydrog\u00e8ne (\u00ab\u00a0H-rich\u00a0\u00bb).<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>]<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Enveloppe commune :<\/strong> Lors de la phase de branche asymptotique des g\u00e9antes (AGB), l’\u00e9toile principale a gonfl\u00e9 jusqu’\u00e0 englober son compagnon. Cette phase d’enveloppe commune resserre l’orbite et \u00e9jecte pr\u00e9f\u00e9rentiellement la mati\u00e8re dans le plan \u00e9quatorial<\/strong> du syst\u00e8me (formant un disque ou un tore de poussi\u00e8re dense).<\/span> [1<\/a>, 2<\/a>]<\/p>\n Collimation :<\/strong> Ce tore de mati\u00e8re \u00e9quatoriale agit comme un goulot d’\u00e9tranglement. Lorsque l’\u00e9toile centrale \u00e9met ses vents stellaires rapides par la suite, le gaz ne peut s’\u00e9chapper que par les p\u00f4les (le long de l’axe de moindre r\u00e9sistance), initiant la structure bipolaire \u00e0 grande \u00e9chelle.<\/span> [1<\/a>]<\/p>\n <\/p>\n Un vent stellaire ultra-rapide (plusieurs milliers de km\/s), issu du c\u0153ur d\u00e9nud\u00e9 et chaud de l’\u00e9toile centrale de type O(H)3 V<\/strong>, rattrape le vent lent et dense \u00e9ject\u00e9 ant\u00e9rieurement pendant la phase AGB.<\/span><\/p>\n<\/a><\/p>\n<\/a> <\/a><\/p><\/h1><\/span>Image Ha-rgb<\/h2><\/a><\/div><\/div><\/div>
Image Ha-starless invers\u00e9e<\/h2><\/a><\/div><\/div><\/div>
\n<\/span><\/p><\/h2><\/span>Donn\u00e9es techniques de prise de vue<\/h2><\/div>
\nCommon name : AMU1
\nDate : du 21 juin au 9 juillet 2026
\nOptics : Newton SV400 16″
\nMount : Paramount ME Num\u00e9ro 2
\nLocation : Orange observatory
\nSeeing FWHM :
\nCcd : Moravian C3 61000 Pro
\nfilter wheel : Moravian 7 positions
\nfilters : Astrodon HaOIIIRVB
\nFocuser :Atlas
\nGuiding : Atik 414L+
\nTemp. out : T\u00b0 de
\nTemp Cmos : -15\u00b0
\nTotal exposure 22.86 h
\ntout en binning 1×1
\n124 Ha\u00a0 \u00a0x 10 mn
\nR V B 44 x 1.5 mn pour chaque couche<\/p>\n<\/div><\/div><\/div>Donn\u00e9es scientifiques<\/h2><\/div>
Caract\u00e9ristiques principales<\/h2>\n