B) Faire de telles images de M15 en n’utilisant aucun filtre (400 nm à 1100 nm), en lumière de l’hydrogène alpha (656,3 nm ± 3), en lumière de l’oxygène doublement ionisé ([OIII] ; 500 nm ± 3), ainsi qu’en lumière proche infrarouge (IR pass, 700 nm à 1100 nm, la limite du détecteur) dans le cas des images d’Yves Tremblay à Vaudreuil. Pour effectuer ce travail, Yves a utilisé son télescope Astro-Tech AT8RC et sa caméra CCD (QHY9) dans une configuration qui donne 1″/pixel d’échantillonnage par pixel, le 9 septembre 2014. C) Faire d’autres images de M15 ainsi que de l’amas globulaire M13 en lumière de l’hydrogène alpha (656,3 nm ± 4) et en lumière proche infrarouge (filtre « i », 793 nm à 1000 nm), mais cette fois-ci de Dorval. L’amas globulaire M13 nous servirait de standard pour valider nos résultats. Nous avons utilisé un télescope Celestron HD de 200 mm d’ouverture et une caméra CCD ST7 de SBIG, dans une configuration qui donne un échantillonnage de 0,7″/pixel. L’objectif principal était de détecter la présence — subtile — de la nébuleuse planétaire à travers les nombreuses étoiles de l’amas M15. Pour se faire, nous espérions pouvoir capter un signal suffisamment fort de l’émission des gaz en expansion de la nébuleuse planétaire. Ceux-ci sont ionisés (excités) par le rayonnement ultraviolet de l’étoile centrale, très chaude à (40 000 °C), qui a créé cette nébuleuse en éjectant ces couches externes il y a peut-être 4000 ans. Comme démontré dans les documents de référence [4], il semble possible d’isoler suffisamment la lumière de l’hydrogène alpha et de MR/5 M15 : Hα − IR Pass (Vaudreuil) 6 M15 : (Hα − IR) + (OIII − IR) (Vaudreuil) l’oxygène doublement ionisé ([OIII]) émise par la nébuleuse planétaire K 648 pour arriver à la distinguer dans l’amas d’étoiles… en autant que le signal soit suffisamment fort pour que nos petits instruments puissent le détecter ! Résultats Commençons par les résultats obtenus sur les images d’Yves Tremblay (images 1 à 4, page précédente). Déjà on peut saisir des différences dans l’apparence d’une image à l’autre. Il est toutefois difficile d’identifier la nébuleuse planétaire K 648 sur ces images ; il faut donc effectuer des réductions différentielles de celles-ci. On utilise l’image IR Pass (image 3) comme étant l’image du continu proche IR, pour la soustraire aux images d’émission Hα et [OIII] (images 2 et 4, respectivement). Les résultats sont intéressants sur les images obtenues (images 5 et 6, ci-dessus). On constate immédiatement la présence de la nébuleuse planétaire K 648 : elle est juste au-dessus du noyau sur la gauche ; il s’agit de la tache qui reste lumineuse dans le cœur de l’amas. Le centre du noyau reste lumineux, parce qu’il est surexposé sur certaines images Novembre/décembre 2014 astronomie-quebec.com 33