Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky

[Alex Ch]

М75

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6864
Тип: Шаровое скопление
Класс: I
Расстояние: 77 840 с.л. (R2005)
                   62 000 с.л. (1996)
Размер: 160 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение: 20h 6.1min
Склонение: -21° 55'
Звёздная величина: 8,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 7'
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

Это слабое шаровое скопление было открыто Пьером Мешеном 27 августа 1780 года, он описал его как туманность. Мессье подтвердил находку Мешена двумя наблюдениями, сделанными 5 и 18 октября того же года, но по его мнению это была очень слабая звезда. Это кажется маловероятным, только Уильям Гершель действительно смог разрешить это звёздное скопление, четыре года спустя, с его гораздо большим телескопом. Он охарактеризовал М75 как миниатюрную версию М3. Смит казался им разочарованным и описал M75 как «прозрачную белую массу среди некоторых поблёскивающих звёзд». Он критически назвал Мессье - «смелым», за включение этого кластера в свой каталог.
У Генриха Д'Арре в распоряжении был 11 дюймовый телескоп, вдвое больший, чем у Смита. Поэтому он писал о М75, что это: «Очень яркий объект, гораздо ярче в центре. В сопровождении множества маленьких звёздочек, одна из которых 12 звёздной величины». Он также определил визуальный диаметр от 75" до 80".
Кёртис дал описание М75 на основе фотоизображения: «Яркое компактное шаровое скопление, диаметром 2’, сильно уплотнённое в центре».

Астрофизика

На расстоянии 78 000 световых лет, M75 является вторым по размеру шаровым скоплением в каталоге Мессье. Оно располагается на расстоянии 40 000 световых лет от центра Галактики, ниже галактической плоскости. Его размер составляет 160 световых лет, M75 имеет 500 000 солнечных масс и светимость в 160 000 Солнц. Это шаровое скопление примечательно своим очень компактным внешним видом и концентрацией к центру, что дало ему самую высокую классификацию концентрации, класс I по Шепли. Типичный для скоплений внешнего галактического гало, M75 очень беден металлами, это означает, что все элементы тяжелее гелия, имеют намного меньшее содержание, чем на Солнце.
Из-за большого расстояния самые яркие звёзды М75 достигают только 14,6 звёздной величины, Хогг определила среднюю величину 17,1 m. для 25 самых ярких звёзд скопления. В M75 известно 50 переменных звёзд, среди которых 38 типа RR Лиры, типичных для шаровых скоплений. Кателан и коллеги (2002) нашёл 26 звёзд - предположительно «голубых отставших» (см. M30).

Наблюдения

М75 выглядит как слабая звезда в бинокль 10х50. Небольшой телескоп показывает его как 2' туманность с сильно концентрированным центром. Звезда 11,7 m. находится в 4’ юго-восточнее.
Даже при хороших условиях наблюдения для разрешения первых звёзд скопления, потребуется 200-250 миллиметров апертуры. Центр М75, остается неразрешённым, за исключением нескольких звёзд на его периферии, даже в гораздо большие инструменты. При сильном увеличении, ядро скопления выглядит как узел из звёзд.
Звезда 12,5 m., расположенная в 1,5' к юго-востоку от ядра, отмечает край скопления. Некоторые наблюдатели сообщают о небольшом удлинении с углом в 45°. Фотографии с большой выдержкой, показывают слабые фоновые галактики на южной окраине М75. Самая яркая из них находится к северо-западу от звезды 11,7 m., которая лежит юго-восточнее от кластера.

1. М75, является вторым наиболее удалённым шаровым скоплением в каталоге Мессье, после М54. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М76

Туманность Маленькая Гантель
Степень сложности: 5(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 650, 651
Тип: Планетарная туманность
Класс: III+VI
Расстояние: 2550 с.л.(2004)
Размер: 0.7 с.л.
Созвездие: Персей
Прямое восхождение: 1h 42.3min
Склонение: +51° 34'
Звёздная величина: 10,1
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 95”х42”
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

5 сентября 1780 года, Пьер Мешен открыл M76 и написал: «Эта туманность не содержит звёзд, она маленькая и слабая». Мессье наблюдал этот объект 21 октября, получив записку от своего коллеги Мешена и, как ни странно, он написал, что в ней нет «ничего, кроме очень маленьких звёзд». С помощью своих гораздо больших телескопов, Уильям Гершель семь лет спустя правильно увидел: «Две туманности близко друг к другу, обе очень яркие». Он взял только один из них для объекта Мессье и сделал две отдельные записи для M76, которые позже в каталоге стали номерами NGC 650 и 651.
В 1837 году, адмирал Смит увидел «овальную жемчужно-белую туманность». Исаак Робертс сделал первую фотографию М76 в 1891 году и предположил, что это может быть яркая полоса вокруг тора туманности, видимого сбоку. Кёртис сосредоточил свое описание на внешних областях, которые он заметил на астрофотографиях с большой экспозицией.

Астрофизика

На первый взгляд, М76 имеет некоторое сходство с Туманностью Гантель, М 27, поэтому она и называется Маленькой Гантелью. Однако, Исаак Робертс еще в 1891 году предположил, что эта планетарная туманность может быть похожа на Туманность Кольцо (М57), но видимую сбоку. Яркая центральная область туманности, размером 95" на 42" с позиционным углом 35°, представляет собой газовый тор, видимый под углом 75°, то есть почти ориентированный на свой экватор. Брайс с коллегами, измерили скорости расширения от 43 до 60 км/с. Перпендикулярно этому кольцу имеются биполярные петли туманности с углами 125° и 305°. Юго-восточная петля имеет несколько большее расстояние от центральной звезды (165"), чем северо-западная (135") с другой стороны. Эта материя, покинула звезду до образования планетарной туманности в виде медленного прохладного звёздного ветра, со скоростью от 5 до 20 км/с. Теперь она снова разогревается настоящим, быстрым биполярным выбросом. Его направление зависит от оси вращения центральной звезды и ориентации магнитного поля.
Были опубликованы два измерения расстояния до М76: от 2550 световых лет (по состоянию на 2004 год) до 3900 световых лет (из более раннего исследования космическим телескопом имени Хаббла). Очень горячая, но крошечная центральная звезда имеет визуальную величину всего 17,5 m.. Тем не менее, при температуре в 140 000 К, это одна из самых горячих известных звёзд. Она представляет собой горячее, плотное ядро бывшего красного гиганта, а в данный момент имеет от 0,6 до 0,9 солнечных масс.
Всего в 1,33" юго-восточнее от центральной звезды (позиционный угол 135°) находится очень близкая, слабая звёздная пара (18,4 и 19,2 звёздной величины, разделенная 0,16") на заднем плане, с расстоянием от 15 000 до 20 000 световых лет.

Наблюдения

Третья планетарная туманность в каталоге Мессье, является самой слабой. Тем не менее, М76 - это отличный объект, который демонстрирует много деталей в скромных и больших телескопах. При 50 миллиметрах апертуры, он все еще находится на пределе восприятия, но 65 мм. отчетливо показывают слабую полосу с более яркими кончиками - свидетельство двойной природы, описанной Гершелем.
М76 выглядит довольно ярко и с некоторыми деталями в 120-миллиметровом рефракторе. Западный конец почти прямоугольной полосы - самая яркая часть. В него встроены две звездообразные конденсации. Восточный конец тоже яркий, но слабее западного. В центральной части полосы появляется расплывчатая структура, которую сложно уловить. Поляризационный фильтр [OIII] демонстрирует две туманные петли, которые тянутся на север с восточной стороны полосы и на юг с западной стороны. Они становятся гораздо лучше видны с помощью 350-миллиметрового рефлектора: северная петля заканчивается слабой, волокнистой конденсацией, в то время как южная петля возвращается на полосу. Одно из двух более ярких пятен на западе центральной части, оказывается звездой 13-й звёздной величины.

1. М76, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М76 выглядит как яркая туманная полоса, окруженная слабыми петлями. Стефан Сейп.

[Alex Ch]

М77

Степень сложности: 33 (?) 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 1068
Тип: Галактика
Класс: Sb
Расстояние: 46.9 млн с.л.  (1988)
Размер: 100 000 с.л.
Созвездие: Кит
Прямое восхождение: 2h 42.7min
Склонение: -0° 1'
Звёздная величина: 8,9
Поверхностная яркость: 22.1 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 7,1'х6,0'
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

29 октября 1780 года, Пьер Мешен обнаружил небольшую туманность и сообщил об этом Шарлю Мессье, который наблюдал её 17 декабря 1780 года. Мессье увидел «скопление маленьких звёзд, которое содержит туманность». Уильям Гершель, также принял М77 за звёздное скопление, разрешимое в больших телескопах. Уильям Смит размышлял, после наблюдения со своим 150-миллиметровым рефрактором: «Этот объект прекрасно удален и изолирован, с предполагаемым свидетельством внутренней плотности в скоплении и с указанием на существование центральной силы, находящейся либо в центральном теле, либо в центре тяжести всей системы». Как мы теперь знаем, отставной адмирал был близок к истине, судя по этой записке, но он предполагал истинных размеров этой галактики.
В 1848 году, Лорд Росс признал M77 «голубоватой спиралью», а в 1851 году, он подтвердил: «Я уверен, центральная часть – спиральна». Джон Гершель согласился с описанием отца, полагая, что «есть ядро, которое частично разрешимо, некоторые звёзды видны вблизи него». Генрих Д'Арре констатировал «отсутствие у скопления звёзд» и наблюдая с помощью 275-мм. рефрактора Мерца, отметил: «Идеально круглое при увеличении 356х ядро кажется звездообразным».
Только фотография поставила точку в споре о том, является ли М77 скоплением или галактикой. В 1918 году, Г. Д. Кёртис подвел итог: «Очень яркая и красивая спираль. Несколько, почти звездообразных конденсаций на периферии более ярких центральных частей, около яркого ядра, которое, по-видимому, не является звёздным. Спирали расположены компактно».
В 1908 году, Э.А. Фат в Ликской обсерватории обнаружил, что ядро М77 имеет сильные эмиссионные линии в спектроскопе. Слайфер подтвердил это наблюдение в 1917 году. Б.Я. Миллс, в 1952 году показал, что M77 - сильный радиоисточник, позже классифицированный как Cetus A и 3C 71.

Астрофизика

Долгое время считалось, что M77 является самым удаленным объектом Мессье, так как его красное смещение составляет 0,0038. Более поздние оценки расстояния, однако, оценивают его в 50 миллионов световых лет, что сопоставимо с расстояниями до галактик Мессье в скоплении Девы.
Тем не менее, M77 является одной из самых больших галактик в каталоге: хоть диск имеет диаметр 100 000 световых лет, её слабые расширения прослеживаются более чем на 170 000 световых лет. Морфологически, это спираль с широкими структурированными рукавами. Внутренний диск имеет видимый диаметр 40”, наклоненный на 51° относительно угла нашего зрения, он состоит из кольца уплотнений молодых голубых звёзд, образовавшихся за последние 4-40 миллионов лет. В то время, как это кольцо содержит 27 миллионов солнечных масс, общая масса галактики, по оценкам, достигает триллиона масс Солнца.
M77, знаменит тем, что является уникальной галактикой, демонстрирующей широкие спектральные линии излучения Hβ, [OII], [NIII] и [OIII]. В честь Карла Сейферта, который изучал M77 в 1943 году, данный тип галактик называли сейфертовскими галактиками. М77 – самая близкая и яркая из этого класса.
Порождает эмиссионные линии мощный источник энергии в ядре галактики. Он берёт энергию от очень маленького и сверхмассивного центрального объекта, который выбрасывает газ в больших количествах и с огромными скоростями. Инфракрасные наблюдения с помощью 10-метрового телескопа Кека, показали, что ядро М77 имеет всего 12 световых лет в поперечнике и окружено вытянутым газовым ореолом диаметром 100 световых лет. С помощью радионаблюдений, удалось разделить центральный объект на ядро и диск шириной пять световых лет, состоящий из молекул воды. В 2004 году. пылевая оболочка вокруг ядра размером всего в несколько световых лет была впервые разрешена. М77 рассматривается как особо «пыльный» объект с большой яркостью в инфракрасном спектре.
Активные ядра Сейферта, такие как в М77, сравнивались с малыми квазарами Остербруком и Паркером в 1977 году. Сверхмассивный центральный объект с массой около 100 миллионов Солнц в М77 - притягивает материю из окружающей среды и испускает большое количество излучения во всём спектре. То же самое явление наблюдается в квазарах, объектах типа BL Ящерицы и радиогалактиках, но с различной геометрией и интенсивностью. В настоящее время большинство астрономов полагают, что галактики Сейферта по своей природе являются объектами типа BL Lac, но наблюдаются нами под косым углом - не вниз по джету на оси аккреционного диска, так что центральный объект частично перекрыт окружающим пылевым тором.
Как это ни парадоксально, M77 значится в каталоге взаимодействующих галактик Арпа под номером 37. Хэлтон Арп, назвал её «спиралью со спутником низкой поверхностной яркостью на одном плече», но на современных фотографиях не найдено никаких доказательств данного утверждения.
M77 является гравитационным центром для целой группы галактик, состоящий из NGC 1055, NGC 1073, UGC 2161, UGC 2275, UGC 2302, UGCA 44 и Mrk 600. Несколько других галактик по соседству, NGC 1087, NGC 1090 и NGC 1094, на самом деле являются далекими фоновыми галактиками с более высокими значениями красного смещения.

Наблюдения

M77 выглядит довольно заметным звездным объектом в бинокль 10х50. Маленькие телескопы показывают только яркое ядро галактики к западу от звезды 10,7 m.. С 120-мм. апертурой, M77 выглядит ярким и вытянутым в направлении восток-запад. Она имеет большое ядро, в то время как визуальный размер галактики едва превышает 1'.
Центральные 60", при помощи 350-мм телескопа превращаются в впечатляющую спираль. Ядро галактики выглядит звездообразным, симметрично окруженным очень маленьким баром с позиционным углом в 135°. Этот бар встроен в свечение центральной области размером 30"х20", которая включает в себя два тонких внутренних спиральных рукава, возникающих на каждом конце бара. Прекрасный вид открывается в 500-миллиметровом телескопе, западный рукав более выражен и заканчивается небольшим узлом, после полуоборота вокруг ядра. Темный промежуток в 10", отделяет центральную область и её спиральные рукава от внешней спиральной структуры, которая является более диффузной и широкой. Эти внешние рукава могут продолжаться полным оборотом вокруг ядра. Южный конец бара указывает на небольшую звездообразную конденсацию, едва заметную в 500-миллиметровом телескопе, с магнитудой 17,7 m., которая является самой яркой областью HII в M77. Чтобы разглядеть эти мелкие детали в центральной области, потребуются увеличения от 300х до 500х.
Визуально М77 демонстрирует размер 2,5'х2,0' в 500-миллиметровую апертуру, а его окраины немного не достигают звезды 10,7 звёздной величины на востоке. Только на фотографиях с длительной экспозицией, видны самые внешние части спиральных рукавов, которые очень слабы, а их общий размер составляет 7'х6'. Напротив, пекулярные эмиссионные линии звездообразного ядра галактики, можно наблюдать визуально в спектроскопе.
В 3.2' западнее и 2.8' южнее от M77, можно найти самые яркие из большого числа очень маленьких безымянных полевых галактик. Саму M77 иногда путают с NGC 1005, в 20' севернее, которая выглядит гораздо больше похожей на галактику. На фотографиях эта галактика, демонстрирует полосу пыли, разделяющую её по всей длине.

1. Негатив центральной части М77, с обозначением объектов.
2. М 77. Структура в непосредственной близости от ядра. Космический телескоп имени Хаббла.
3. M 77 – сейфертовская галактика с ядром в 100 миллионов солнечных масс. Жозеф Пёпсел, Беат Беле.

[Alex Ch]

4. М77, рисунок. Телескоп системы Ньютона 500 мм.. Рональд Стоян.
5. М77, Исторические зарисовки. Лорд Росс (1851), Уильям Лассел (1862).

[Alex Ch]

М78

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 2068
Тип: Галактическая туманность
Класс: Отражательная туманность
Расстояние: 1300 с.л.(2004)
Размер: 3 с.л.
Созвездие: Орион
Прямое восхождение: 5h 46.7min
Склонение: +0° 3'
Звёздная величина: 8,0
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 8'х6'
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

В начале 1780 года, Пьер Мешен обнаружил туманный объект в созвездии Ориона и очень точно охарактеризовал его как «два довольно ярких ядра, окруженных туманностью». Шарль Мессье наблюдал этот объект почти год спустя, 17 декабря 1780 года. Как ни странно, он заметил «скопление звёзд с большой туманностью».
Уильям Гершель обнаружил отдельную туманность NGC 2071 к северу от основного комплекса. Очень показательным обзором М78 в умеренных телескопах является описание середины девятнадцатого века, сделанное адмиралом Смитом после наблюдения с его 150-миллиметровым рефрактором: «Две звезды в тонкой туманности. Это единая масса материи, простирающаяся из хорошо определенного Северного диска в следующий за ним Южный квадрант, где она тает. Его наиболее сжатая часть - большая двойная звезда». Так же, Джон Гершель видел «две звезды, одинаково яркие 9m. в тонкой туманности. Она тянется на 5', резко обрываясь к северу», он также заметил третью звезду.
Лорд Росс утверждал в 1851 году, что видел спиральную структуру, которая соединяла две яркие звезды. Однако в 1858 году, он отказался от этого сомнительного наблюдения. Генрих Д'Арре сообщил после наблюдения с 275-миллиметровым рефрактором в Копенгагене: «6’ или 7’ в диаметре, с обособленной парой. Неправильной формы, примерно овальной. Северный край хорошо очерчен, южный – в меньшей степени». До этого Д'Арре обнаружил очень слабую туманность к юго-западу от М78, которая теперь известна как NGC 2064. Его северное продолжение - NGC 2067, возможно, было замечено Вильгельмом Темпелем несколькими годами ранее.
Лео Бреннер наблюдал в M78 «тройную звезду: одна имеет 8-ю звёздную величину, её спутник 8.5 m. на расстоянии 51" и состоит из двух звёзд, расположенных в 1.7" друг от друга».
Хебер Д. Кёртис описал внешний вид по данным астрофотографии как "массу довольно неправильной, довольно яркой, диффузной туманности, более яркая часть которой составляет 6'×4', включающую две звезды 10-й звёздной величины. Два более слабых пятна лежат в 6' западнее, очевидно, отделенные от основной массы широкой полосой темной материи».
В 1919 году, Весто М. Слайфер из обсерватории Лоуэлла, анализируя спектр М78, обнаружил, что, в отличие от всех других известных тогда газовых туманностей, эта светит исключительно в отраженном свете от звёзд.

Астрофизика

М78 - это часть более крупного комплекса туманностей Ориона, наиболее заметными объектами которого являются М42/43. Это единственная отражательная туманность в каталоге Мессье: свет звёзд HD 38563A и HD 38563B (10,2 m. и 10,6 m., расстояние между компонентами 51" с позиционным углом 202°) не обеспечивают достаточно мощное ультрафиолетовое излучение для ионизации межзвездного газа, чтобы он начал самостоятельно светиться. Следовательно, свет отражается только пылевой составляющей межзвездных облаков. Туманность имеет голубой цвет, потому что молодые центральные звезды голубые, а мелкие частицы пыли лучше всего отражают свет в синей части спектра. 
М78 похож на маленький освещенный островок в темном молекулярном облаке Orion B шириной 8°. Другими частями этого облака, освещенного звёздами, являются туманности NGC 2071 к северу от M78, более слабые NGC 2064 (юго-запад), NGC 2067 (северо-запад) и NGC 2024/2023 с туманностью Конская голова. Весь этот регион имеет размер в 200 световых лет.
Подобно знаменитому М42, М78 содержит большое количество очень молодых (несколько звёзд имеют возраст 100 000 лет) звёзд, большинство из которых ещё даже не достигли своего равновесного положения на главной последовательности. Это переменные типа T Тельца (см. M42), которые демонстрируют изменения блеска до трех звёздных величин за короткое время.
В 1991 году, инфракрасные наблюдения с помощью 1,3-метрового телескопа Китт-Пик выявили четыре звездных скопления в этой области, которые полностью скрыты в видимом свете тёмным поглощающим облаком. Кроме того, Чжао и коллеги (1999) обнаружили 17 объектов Хербига-Аро вокруг М78. В основном это биполярные узлы туманности, в которых присутствуют протозвезды со струями, нагревающие окружающий межзвездный материал, на который они воздействуют.
Американский астроном-любитель Джей Макнил, 23 января 2004 года сделал ПЗС-снимок М78, используя свой 75-миллиметровый рефрактор. После обработки изображений он обнаружил новый туманный объект в 10' южнее от М78, который отсутствовал на старых снимках. Он связан со звездой IRAS 05436-0007, возможной переменной типа FU Ориона. Изображения в высоком разрешении показали, что эта звезда образует южную оконечность новой туманности длиной 0,5’, которая должна была сформироваться в результате вспышки октября 2003 года, а затем в течение четырех месяцев стала ярче на пять звёздных величин. Однако, это было не первое подобное событие: на некоторых гораздо более поздних фотографиях здесь тоже была заметна туманность.

Наблюдения

M78, выглядит как слабое пятно в бинокль 10х50. Апертуры в 70 мм. и увеличения 16х достаточно, чтобы выявить его характерный кометообразный вид, который окутывает две звезды.
Хорошо выраженный северо-западный край туманности становится очень заметным в 120-миллиметровый телескоп. Рядом с ним находится самая яркая часть М78, в которой находятся две звезды 11-ой звездной величины. Туманность постепенно исчезает на юго-востоке, где находится третья, гораздо более слабая звезда 13 m.. На северо-западном краю М78, разделённом темным каналом, лежит слабая туманность NGC 2067, вытянутая с северо-востока на юго-запад. Она сужается к юго-западу и заканчивается там звездой 12-й звёздной величины. Далее на юго-западе находится NGC 2064 - на пределе восприятия с апертурой 120-мм..
Напротив, NGC 2071, в 20' севернее от M78, можно увидеть даже в 50-мм. телескоп. 120 миллиметров апертуры демонстрируют его круглым и ярким, окружающим звезду 10-й звёздной величины. Несколько более слабая звезда на северо-западе не имеет туманности.
350-миллиметровый телескоп показывает структуру в тусклом M78. Самая яркая область туманности - это северный край её основной части размером 6’х5’ к северу от двух ярких звёзд. Видны слабые протяженности туманности, на юго-западе и востоке. Тёмные облака становятся видимыми южнее от третьей, слабой звезды в М78. NGC 2067 и NGC 2064 выглядят неясно связанными, а новая туманность Макнила, расположенная дальше на юге, остается неопределенной, на самом пределе видимости в телескоп. NGC 2071 на севере, напротив, выглядит чётко структурированной в 350 миллиметров апертуры. Она имеет яркую нить длиной 4' и шириной 1,5', вытянутую в направлении восток-запад. Юго-западнее от главной звезды есть слабый спутник. Спутник яркой звезды в М78, которую видел Лео Бреннер, остается невидимым.

1. М78, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M78. Тёмные пылевые облака покрывают большую часть созвездия Ориона, освещенную звездами лишь в нескольких местах. Корд Шольц.
3. M78 с туманностью Макнила (отмечена на фотографии), обнаруженной в январе 2004 года. Бернд Флах-Уилкен, Волкер Вендел.

[Alex Ch]

М79

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 1904
Тип: Шаровое скопление
Класс: V
Расстояние: 45 000 с.л. (R2005)
Размер: 80 с.л.
Созвездие: Заяц
Прямое восхождение: 5h 24.2min
Склонение: -24° 32'
Звёздная величина: 7,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 6'
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

Пьер Мешен открыл M79, 26 октября 1780 года. Мессье наблюдал это шаровое скопление два месяца спустя, 17 декабря, и отметил: "Туманность без звёзд, центр яркий, туманность немного рассеянная». После этого на М79 почти не обращали внимания - возможно, из-за его низкого южного положения на небе.

Астрофизика

Находясь на расстоянии 45 000 световых лет, М79 лежит далеко за пределами галактического центра, от которого она в настоящее время удалена на максимальное расстояние. Через 200 миллионов лет, слегка эксцентричная орбита скопления, приведет его на минимальное расстояние, в 14 тысяч (million?) световых лет от центра Галактики. М79 - это в абсолютном выражении среднее шаровое скопление с массой около 400 000 солнечных масс, диаметром 80 световых лет и населением до 900 000 звёзд.
М79 известен своим большим количеством исключительно синих звёзд на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Чэнг и его коллеги, обнаружили 91 такую звезду, которые очень развита, сжигают гелий в своих ядрах и находится недалеко от их звёздной «смерти». Свойства этих звёзд позволяют предположить, что M79 является одним из самых старых шаровых скоплений Галактики, некоторые оценки возраста превышают даже 15 миллиардов лет, что предположительно равно возрасту Вселенной. Этот возрастной конфликт, с некоторыми шаровыми скоплениями является старой, сохраняющейся проблемой в астрофизике, но уточняется с новыми звёздными и космологическими моделями.
М79 слегка эллиптична с позиционным углом в 45°. Среди отдельных звёзд скопления до 13-ой звёздной величины, только семь были определены как переменные. В 2004 году, Мартин и коллеги, обнаружили, что M79 не имеет галактического происхождения, оно вместе с NGC 1851, 2298 и 2808, когда-то принадлежало карликовой галактике Большого Пса. Этот спутник нашего Млечного Пути разрывается на части приливными силами и нашей Галактике уже удалось гравитационно захватить эти шаровые скопления. Карликовая галактика также потеряла много своих звёзд, которые теперь вращаются вокруг Млечного Пути в так называемом «Кольце Единорога»

Наблюдения

О'Мера заявил, что наблюдал М79 без оптических приборов в очень хороших условиях, с предельной магнитудой 7,5 m. для невооруженного глаза. Тем не менее, нет других сообщений, подтверждающих это наблюдение. Бинокль 10х50 показывает М79 как маленький туманный шарик. При хороших условиях, шаровое скопление может быть разрешено на отдельные звёзды с помощью 100-миллиметрового и более крупных телескопов. В то же время М79 выглядит ярким и сильно сконцентрированным, визуальным диаметром 3'. Севернее есть звезда 9-й звёздной величины, а южнее можно найти ещё одну.
Более крупные телескопы демонстрируют вытянутость М79, которая достигает 5'. Северная сторона скопления отмечена звездой 12 m.. Красивая двойная звезда h 3752 находится в 30' к юго-западу от М79. Она состоит из двух компонентов 5,5 и 9,2 звёздной величины соответственно, разделенных на целых 63".

1. M79 находится на противоположной стороне от галактического центра, где находится множество шаровых скоплений. Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

М80

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6093
Тип: Шаровое скопление
Класс: II
Расстояние: 48 260 с.л. (2005)
Размер: 125 с.л.
Созвездие: Скорпион
Прямое восхождение: 16h 17.0min
Склонение: -22° 59'
Звёздная величина: 7,3
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 9'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

Под утро 4 января 1781 года, Мессье наткнулся на «туманность без звёзд, круглую» в созвездии Скорпиона. Он добавил: «Яркий центр, напоминающий ядро небольшой кометы, окруженной туманностью».
Четыре года спустя, Уильям Гершель сумел разрешить это шаровое скопление на отдельные звёзды. Позже он описал M80 как «одно из самых богатых и сжатых скоплений маленьких звёзд, из известных мне, находится на западной границе Дыры в Небесах». В последнем замечании Великий наблюдатель сослался на тёмное беззвездное облако, видимое вокруг ρ Змееносца, которое Гершель вероятно принял за настоящую дыру в Млечном Пути, лишенную звёзд.
Смит описал М80 в 1837 году словами: «Прекрасный и яркий объект, из-за сверкающего центра и слабого окружающего диска, имеет очень кометный внешний вид».

Астрофизика

Это шаровое скопление находится почти в четыре раза дальше, чем знаменитое М4 в непосредственной близости. М80 содержит около миллиона звёзд с более чем 400 000 солнечными массами. Это одно из самых плотных и компактных шаровых скоплений Галактики. Оборот по орбите вокруг галактического центра занимает всего 70 миллионов лет, М80 всегда остается внутри внешнего галактического балджа.
Самые яркие звёзды М80 достигают значительной звёздной величины в 13,4, страдая лишь от очень скромного, учитывая расстояние и местоположение, 0,5 m. межзвездного поглощения. С помощью космического телескопа имени Хаббла, в 1999 году было обнаружено большое количество (305) «голубых отставших», почти в два раза больше, чем известно в M3 (170). Эти звезды более голубые, более яркие и более массивные, следовательно, они должны быть моложе всех обычных звёзд скопления. Было высказано предположение, что они являются объединенными конечными продуктами столкновений звёзд, для которых плотные центры шаровых скоплений обеспечивают достаточную вероятность. М80 с его высокой плотностью и большим количеством «голубых отставших», вероятно подтверждает эту теорию.
21 мая 1860 года, в Берлине, Вильгельм Ауверс обнаружил новую звезду в М80, 7,5 звёздной величины. Сегодня известная как T Скорпиона, она достигла максимума 6,8 m., затмив всё скопление, а позже к 16 июня 1860 года яркость упала до 10,5 звёздной величины. До настоящего времени в других скоплениях Мессье было обнаружено очень мало новых, только в M5, M14 и M30. В 1995 году, в М80 искали других кандидатов на новые, которых по результатам исследования, может быть до 200. Помимо T Скорпиона, в M80 было найдено всего 10 переменных.

Наблюдения

В бинокль 10х50, М80 представляет собой очень маленькую круглую туманность. Небольшой телескоп делает его похожим на сильно сконцентрированный туманный шар, со звездой 8 звёздной величины в 4’ северо-восточнее. С апертурой в 120 миллиметров, центр скопления становится заметным, он приобретает почти звёздный вид. Отдельные звёзды ещё не могут быть разрешены, но они вызывают пятнистый вид скопления, диаметр которого теперь составляет 5’. Полное разрешение М80 на отдельные звёзды требует относительно больших телескопов.
Две переменные типа Миры можно найти в окрестности M80. R Скорпиона, в 8' к востоку, меняет яркость между величинами 9,8 и 15,5 с периодом 224,61 дня. S Скорпиона находится в 10' северо-восточнее от скопления и его яркость меняется между 9,5 и 15,5 с периодом 177,9 дней. 

1. M80. Общий вид этого очень концентрированного шарового скопления сделанный с помощью космического телескопа имени Хаббла.
2. Негатив М80 с обозначением объектов.

[Alex Ch]

3. М80 (вверху справа) с М4 (внизу справа) и Антарес. Этот регион между Скорпионом и Стрельцом демонстрирует впечатляющий вид сине-желтых отражательных туманностей. Стефан Бинньювис.
4. M80 - самое компактное шаровое скопление в каталоге Мессье. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М81

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 3031
Тип: Галактика
Класс: Sb
Расстояние: 11.8 млн с.л.  (H2000)
                   12.5 млн с.л.  (PN, 2001)
                   11.8 млн с.л.  (Cepheids, 2000)
                   13.1 млн с.л.  (SBF, 2000)
Размер: 92 000 с.л.
Созвездие: Большая Медведица
Прямое восхождение: 9h 55.6min
Склонение: +69° 4'
Звёздная величина: 6,8
Поверхностная яркость: 21.9 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 26,9'х14,1'
Первооткрыватель: Боде, 1774

История

Немецкий астроном Иоганн Элерт Боде, директор королевской Берлинской обсерватории, обнаружил M81 в ночь на Новый год (31 декабря) 1774 года. Поэтому, особенно в Англии, эта галактика известна как туманность Боде. Боде описал свою находку как «круглую с плотным ядром в середине». Мессье провёл своё первое наблюдение М81 два месяца спустя, 9 февраля (1781?) 1775 года, и отметил: «слегка овальная, центр яркий».
Видимо, спиральная структура не была распознана ни Гершелями, ни более поздними визуальными наблюдателями. Смит увидел только «тонкую яркую овальную туманность белого цвета», а Бреннер оценил её визуальную протяженность в 15' на 5'. Он также отметил: «Две звёздные пары юго-западнее, 9.5 и 8.2 звёздной величины, 9" и 2" расстояния между компонентами соответственно». Наконец, фотографии с длительной экспозицией показали спиральную природу этой галактики. Кёртис писал о М81: «Очень красивая спираль, 16'х10'. Короткие выдержки показывают, что ядро почти звёздное».

Астрофизика

M81 - это доминирующая галактика в ближайшей группе галактик, которая сопоставима с нашей «местной группой». По крайней мере десять галактик являются признанными членами этой группы M81: M82, NGC 2366, 2403, 2976 и 3077, IC 2574, UGC 4459 и карликовые галактики Holmberg I, II и IX. М82 - физический близкий спутник М81 с проекционным расстоянием, всего 125 000 световых лет.
M 81 - хороший пример спирали «grand design» с открытыми, непрерывными рукавами. Интересной деталью является изгиб восточного спирального рукава, который указывает на M82. Видимо, близкое столкновение этих двух галактик около 10 миллионов лет назад, привело к этой деформации спирального узора, а также к выраженным спиральным ветвям и дополнительным поглощающим структурам вблизи ядра М81. В центре галактики был обнаружен сверхмассивный объект с 60 миллионами солнечных масс. Из его непосредственного окружения мы получаем спектр линии излучения типа LINER (область ядерной эмиссии с низкой ионизацией). Таким образом, М81 считается слабоактивной галактикой, или содержащей «галактическое ядро с низкой светимостью». Центральный объект, скорее всего, массивная чёрная дыра, накапливающая вещество из окружающей среды. Энергетическое излучение ионизировало газовую оболочку ядра, что приводит к наблюдаемому спектру эмиссионных линий. Однако есть некоторые LINER - галактики, которые получают своё излучение не от аккрецирующего, сверхмассивного центрального объекта, а от компактной центральной области звездообразования.
Изучение кривой лучевой скорости М81 в 1994 году показало, что она не содержит большого количества тёмной материи. В отличие от нашей Галактики, скорость вращения в М81 уменьшается от середины к краям, в то время как в Млечном Пути она продолжает расти. Всего в М81 насчитывается около 50 миллиардов солнечных масс, что значительно меньше, чем у нашей Галактики.
В 1993 году, космический телескоп имени Хаббла, наблюдал 31 цефеиду в М81 и дал надёжное измерение расстояния в 11 миллионов световых лет. В настоящее время значения расстояния находятся в диапазоне от 11,8 до 13,1 миллионов световых лет и дают физический диаметр для М81 в 92 000 световых лет.
Яркая сверхновая, открытая 28 марта 1993 года, испанским астрономом-любителем Франсиско Гарсией с его 250-миллиметровым телескопом системы Ньютона, с увеличением в 111х, привлекла к себе большое внимание. Она достигла величины 10,5 m. в самый лучший сезон наблюдений и стала видимой даже для 60-миллиметрового рефрактора.
Чандар и его коллеги (2001) каталогизировали 114 рассеянных скоплений в M81 вплоть до 22-й звёздной величины. Кроме того, было обнаружено 44 шаровых скопления, самые яркие 18-й звёздной величины. Их приблизительное общее число в 210 объектов, близко к показателям Млечного Пути.

Наблюдения

М81 можно увидеть невооруженным глазом в очень ясные весенние ночи высоко в горах (где предельная звёздная величина для невооруженного глаза > 7,3). Для этого крайне важно иметь карту со звёздами до 7,5 m., чтобы отличить слабое свечение галактики от соседних звёзд. Автору удалось увидеть эту галактику на исключительно ясном небе в Альпах, на высоте 2800 метров.
В бинокль 10х50, М81 видна как большая 12’ туманность с ярким ядром. Это впечатление остается таким же и при использовании небольших телескопов; яркое ядро кажется звездообразным.
С апертурой 350 миллиметров, эта галактика достигает значительного визуального размера 20'х12' с позиционным углом в 155°. Очень маленькое, но не звездоподобное ядро окружено яркой центральной областью в 1,5', вытянутым в другую сторону от галактики в целом, с углом 130°.  Оно, в свою очередь, встроено в более яркий овал туманности (позиционный угол 155°) размером 3'х2'. Волокнистая область к югу от ядра и к югу от двух звёзд переднего плана, уступает место визуально самому яркому спиральному рукаву М81. При ширине всего в 1', этот рукав наиболее отчётливо виден вблизи двух звёзд переднего плана, лежащих в 4' и 5' восточнее от ядра галактики. Затем, он становится более рассеянным у северного края галактики. Менее отчётливые начала западных спиральных рукавов, можно увидеть к северу от ядра галактики, на главной оси. Тёмные облака, создают структуру в основном в двух регионах, к северо-западу и непосредственно к юго-востоку от ядра, поддерживая впечатление спирали. Иначе говоря, вся овальная область галактики, заполнена однородным рассеянным светом.
К юго-западу от ядра находятся две яркие двойные звезды. (Q?) Σ 1387, состоящая из двух компонентов 10.9 m., разделенных 9.0" с углом 112°, легче решить, чем более яркую пару (?) Σ 1386, южнее от нее, с двумя звёздами 9.5 m., всего в 2.1" друг от друга, с позиционным углом 271°. Следовательно, последняя двойная звезда требует большого увеличения.
Только в превосходных условиях, 500-миллиметровый телескоп, может показать галактику-спутник Holmberg IX (UGC 5336), которая имеет очень низкую поверхностную яркость и находится в 10' к востоку от ядра М81.
 

1. Негатив М81 с обозначением объектов.
2. M81 состоит из более старой центральной области с желтоватыми звёздами и более молодых спиральных рукавов с многочисленными областями HII и звёздными скоплениями. Волкер Вендел.

[Alex Ch]

3. M81 и M82, образуют самую впечатляющую пару галактик на небе. Проекционное расстояние между ними составляет 125 000 световых лет. Роберт Гендлер.
4. М81, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

М82

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 3034
Тип: Галактика
Класс: Irr
Расстояние: 11.4 млн с.л.  (2003)
Размер: 37 000 с.л.
Созвездие: Большая Медведица
Прямое восхождение: 9h 55.8min
Склонение: +69° 41'
Звёздная величина: 8,4
Поверхностная яркость: 21.7 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 11,2'х4,3'
Первооткрыватель: Боде, 1774

История

М82 был открыт вместе со своим более ярким соседом М81, Иоганном Элертом Боде, 31 декабря (1780?) 1774 года, в Берлине. Он описал эту галактику как «бледную и вытянутую». Мессье, наблюдал M82, 9 февраля 1781 года и описал его как «туманность без звёзд, её свет слабый и вытянутый, на одном конце - телескопическая звезда». С тех пор, вид этой необычной галактики очаровал многих наблюдателей.
Смит охарактеризовал М82, как «очень длинную, узкую и яркую, особенно на её северной оконечности». Уильям Гершель видел в ней «прекрасный луч света», а лорд Росс, заметил тёмные полосы поглощения, перпендикулярные длинной оси. Генрих Д'Арре, описал М82 более подробно: «Тонкие яркие лучи, светящиеся и сверкающие, 7' длиной и 100" шириной, с двумя ядрами, эксцентрично расположенными на главной оси. Сверкает, как будто бесчисленными яркими пятнами». Позже Бреннер заметил, что М82 показалась ему «изогнутой полосой».
Хебер Кёртис, изучая глубокие снимки этой галактики, всё ещё не мог до конца понять её истинную природу. Он отметил: «Очень волокнистая и неровная, вытянутая масса, демонстрирующая многочисленные трещины, неровная полоса разделяет её вдоль более короткой оси. Возможно, это очень неправильная спираль, видимая с ребра».

Астрофизика

M82, рассматривается в качестве учебного примера галактики со вспышкой звездообразования. Фотографии показывают большие области с массивной звёздной активностью, а также тёмные, поглощающие облака и яркие ионизированные газовые туманности в кажущемся хаосе. M82 - самая яркая инфракрасная галактика на небе. Это связано с многочисленными молодыми звёздами, которые всё ещё скрыты (в оптическом диапазоне) в пылевых облаках, разогретых их излучением. В области диаметром всего 30”, вблизи ядра М82, рождается больше звёзд, чем во всём Млечном Пути.
Причиной постоянного сильного активного звездообразования, является близкие сближения с её «сестринской» галактикой M81, которая в десять раз более массивная. Приливное взаимодействие при столкновении индуцирует волны плотности, которые запускают процессы звездообразования. Вскоре, многие молодые массивные звёзды взрываются как сверхновые, которые в совокупности создают галактический суперветер. Он вытесняет большое количество газа из М82 со скоростями до 500-800 км/с. Суперветер сталкивается с окружающим гало газом, и большая его часть возвращается обратно в галактику. Огромные массы падающего газа возбуждаются молодыми, горячими звёздами и демонстрируют сильные выбросы в красных линиях водорода Hα и азота. В то время, как М82 имеет размер диска не превышающий 40 000 световых лет, следы выброшенных газовых облаков могут быть обнаружены на расстоянии до 34 000 световых лет с обоих сторон!
Большая часть активного звездообразования в M82, по-видимому, связана с более ранним близким прохождением рядом с соседней галактикой, около 600 миллионов лет назад. Кроме того, открыта новая вспышка звездообразования, которая была вызвана самым последнем близким сближением, около 10 миллионов лет назад. Эта встреча разрушила всю структуру М82. Она не демонстрирует ни типичного ядра, ни другой характерной структуры для галактики. Наглядным примером могут служить хаотичные поглощающие свойства, наблюдаемые перед большей частью галактики.
В 1953 году, Браун и Харальд обнаружили радиоисточник вблизи М81, который в 1961 году был идентифицирован Линдсом с М82, теперь известный под обозначениями UMa A или 3C231. В 1997 году, с помощью космического телескопа имени Хаббла, было проведено детальное исследование центральной области звездообразования М82. В самой яркой области, M82A, было обнаружено 100 молодых суперзвёздных скоплений (SSCs), все они моложе 50 миллионов лет. В результате комбинированного энергетического излучения и его влияния на окружающий межзвездный газ и пыль, только одна область M82A, в абсолютном выражении светится в пять раз ярче, чем весь Млечный Путь. Каждый SSC, содержит более 100 000 очень молодых звёзд, имеет около миллиона солнечных масс и диаметр от 10 до 20 световых лет. Многие звёзды ещё даже не достигли главной последовательности, но в отдаленном будущем многие SSCs в М82 эволюционируют в нечто похожее на шаровые скопления.
Менее яркая область M82B, содержит несколько массивных звёздных скоплений с массой от 10 000 до миллиона солнечных масс каждое. Здесь активное звездообразование закончилось около 20 миллионов лет назад, и M82B, вероятно, исчезнет в течение следующих 30 миллионов лет. Его возраст составляет 60 миллионов лет. Смит и Галлахер выяснили, что она не содержит звёзд с массой менее двух-трех солнечных масс. Причиной этого может быть то, что очень интенсивное излучение массивных молодых звёзд, нарушило медленное формирование менее массивных звёзд. В результате, ни одна звезда этого SSC, никогда не останется на главной последовательности более одного или двух миллиардов лет. Следовательно, этот суперкластер не будет существовать достаточно долго, чтобы превратиться в шаровое скопление.
В 2004 году, первая сверхновая была обнаружена в М82, всего в 35" к западу от её ядра. Она взорвалась в ноябре 2003 года, как заметно на фотографиях, сделанных до открытия, в среде богатой пылью. Таким образом, она была сильно ослаблена межзвездным поглощением внутри M82 и достигла максимальной величины всего в 16,0 m., 21 ноября 2003 года.

Наблюдения

М82 можно увидеть вместе с М81 даже в небольшой бинокль. В маленький телескоп её длинная полоса света привлекает внимание наблюдателя и контрастирует с овальной сестринской галактикой.
Начиная примерно с апертуры в 100 мм.,  становятся видимы тёмные перпендикулярные полосы поглощения. Наиболее отчетливые из этих практически зигзагов, проходят через центр галактики, которая теперь имеет визуальный размер 6'х1,5'. Более тёмные южные включения видны в западной половине M82, а восточнее от главной тёмной полосы, заметны яркие конденсации. Восточный край галактики кажется отрезанным, в отличие от постепенно исчезающего западного края. 
Под тёмным небом, 350-миллиметровый телескоп показывает чрезвычайно разорванный объект, на детальный рисунок которого может уйти целая ночь. Ориентиром могут служить две яркие звезды к юго-западу от галактики, почти указывающие на её центр. Слабая звезда 16-й звёздной величины, расположенная в 1' к северо-востоку от этих двух звёзд, находится на границе восприятия с апертурой 350 мм.. Тут южный край М82, образует глубокий залив, который превращается в тёмную полосу, которая пересекает всю галактику с позиционным углом 35°. Часть галактики на западе имеет по крайней мере ещё одну тёмную полосу, прежде чем она исчезает в окружающем пространстве.
Центральная область М82, характерна крупными областями звездообразования. Гигантская область M82A, магнитудой 13,8 m., размером 20", выделяется на юге галактики, двумя заметно разделёнными частями. Самые яркие звёздные скопления, достигают лишь 16-й звёздной величины, но несколько вспыхивающих точек, постоянно заметны на грани восприятия. Этот эффект становится более заметным, при использовании телескопов больше 350 миллиметров в диаметре. M82E находится всего в 1' западнее от M82A, также заметно, что это не звездообразный объект. Всего лишь в 20" западнее, есть ещё одна светящаяся точка. Северная граница центральной области также яркая, но отдельные конденсации здесь не могут быть разрешены - даже несмотря на то, что M82F (16.3 m.) потенциально должно быть в пределах видимости 350-мм. телескопа.
На востоке, центральная область граничит с тёмной полосой поглощения с углом в 70°. Область за ней, имеет структуру, которая более выражена у южной стороны, но значительно слабее, чем центральная. Перпендикулярная, прямая полоса поглощения резко обрывает эту область на востоке. Остальная восточная часть М82, довольно слабо выражена и имеет лишь размытую структуру.
Визуальная протяженность М82 в 350-миллиметровый телескоп составляет 7,5'х1,5', с позиционным углом 65°. Фотографии с длинной выдержкой, демонстрируют гораздо более плотное тело галактики, потому что они показывают массы газа, которые истекают с краёв. Однако они остаются вне досягаемости визуального наблюдения.

1. М82. Центр галактики густо заселён молодыми звёздными скоплениями. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М82. Красные светящиеся облака водорода доминируют в этой фантастически неправильной галактике. Филипп Келлер, Кристиан Фукс.
3. М82, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

М83

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 5236
Тип: Галактика
Класс: Sc
Расстояние: 14.7 млн с.л. (Cepheids, 2003)
Размер: 55 000 с.л.
Созвездие: Гидра
Прямое восхождение: 13h 37.0min
Склонение: -29° 52'
Звёздная величина: 7,5
Поверхностная яркость: 22.1 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 12,9'х11,5'
Первооткрыватель: Лакайль, 1752

История

M83, была лишь третьей открытой галактикой, после M31 и M32, когда Николя Луи де Лакайль обнаружил её в 1751 или 1752 году, во время своего наблюдательного похода на мысе Доброй Надежды. Его запись под номером I.6, гласит: «Туманность без звезды, маленькая и бесформенная». Мессье, знавший каталог Лакайля, наконец смог заметить эту сильно южную галактику, 17 февраля 1881 года. Он увидел «туманность без звёзд, она выглядит как слабый и ровный свет».
Австралийский наблюдатель Джеймс Данлоп, подробно описал эту галактику, в своём каталоге под номером 62B: «Очень красивая круглая туманность с чрезвычайно ярким хорошо определённым планетарным диском или ядром диаметром около 7” или 8”, окружённая светящейся атмосферой или шевелюрой (гривой), 6’ в диаметре. Туманная материя немного ярче по направлению к краю планетарного диска, но очень слабо. Я могу заметить несколько чрезвычайно мелких точек или звёзд в шевелюре, но не считаю, что они разрешимы, хотя не сомневаюсь, что туманность состоит из звёзд». Данлоп, вероятно, заметил множество звёздных скоплений в спиральных рукавах M83. Уильям Лассел наблюдал эту галактику с Мальты. С большой апертурой он узнал в ней «трехветвлённую спираль». Большинство наблюдателей прошлого пропустили M83 из-за её южного положения.
В 1918 году, Кёртис описал астрофотографию, очень меткими словами: «Яркая и необычайно красивая спираль. Большое количество почти звёздных конденсаций в довольно открытых завитках этого прекрасного объекта».

Астрофизика

Бесспорно, M83 является одной из самых красивых спиральных галактик во всем каталоге Мессье. Де Вокулер, охарактеризовал её как переходный объект между спиралью с баром и нормальной спиральной галактикой, также классифицировал её, как SAB(s)c. M83 видна почти анфас, с наклоном к нашему углу зрения, всего на 24°.
Множество голубых молодых звёздных скоплений, очерчивают спиральные рукава М83. Напротив, ядро и бар галактики состоят из довольно старых желтоватых звёзд. Снимки космического телескопа имени Хаббла, привели к открытию гигантских молодых звёздных скоплений (super star clusters, SSC) в непосредственной близости от ядра галактики, в радиусе всего от 3" до 7". Каждый кластер и SSC, содержит от 10 000 до примерно миллиона солнечных масс и возрастом не более 10 миллионов лет. В той же центральной области, в 1998 году, были обнаружены два пылевых кольца: внутреннее c радиусом 2,8” и внешнее с радиусом 8,6”, последнее не имеет центра на ядре галактики. Эти два пылевых кольца, обрамляют область вспышки звездообразования между ними.
Ядро M83, вероятно, является двойным (2,7", с позиционным углом 243°), похожим на ядро M31, и каждая часть содержит около 130 миллионов солнечных масс. Оно демонстрирует спектр эмиссионных линий, который может указывать на сверхмассивный объект в центре.
Радиальная скорость M83, составляет +337 км/с, что привело к ранним оценкам расстояния, просто используя закон Хаббла и не беря в расчёт пекулярную скорость, составляет от 22 до 25 миллионов световых лет. Напротив, Сим и коллеги, определили расстояние в 14,5 миллиона световых лет. При таком расстоянии, M83 имеет относительно небольшой диаметр 55 000 световых лет. В 2003 году, в очередной раз изучая данные Сима, Бонанос и Станек обнаружили 112 цефеид и даже 2 затменные переменные, первые вне локальной группы, которые помогли уточнить расстояние до М83, в 14,7 миллиона световых лет. Теперь, M83 вместе с M 31, даже рассматривается как калибровочный инструмент для других методов измерения расстояния. 
M83 и Центавр A (NGC 5139) образуют два подцентра совместной ассоциации галактик. В группу галактик, где M83 является гравитационным центром, в частности входят: NGC 5264, 5253 и 5408. NGC 5253, расположенная всего в 2° южнее от M83 и с 1/10 массы последнего, была признана ответственной за молодое внутреннее кольцо звездообразования и деформацию спиральных рукавов M83. Исследования динамики показали, что обе галактики имели близкое сближение всего несколько миллионов лет назад.
С шестью вспышками, M83 является рекордсменом по числу сверхновых среди всех галактик каталога Мессье, и она лишь немногим уступает NGC 6946, галактике с наибольшим числом открытых сверхновых, в количестве семи штук. Интересно, что SN 1945B была обнаружена ещё в 1990 году Лиллером на старых фотопластинках обсерватории Блумфонтейна. Кривую её блеска можно было получить из фотографий до 1950 года. Сверхновая 1968 года, была открыта известным астрономом-любителем Беннетом из Южной Африки во время поиска комет. Она располагалась всего в 5” западнее от ядра галактики.

Наблюдения

M83 можно рассматривать, как одну из самых великолепных галактик для визуального наблюдения, очень богатую деталями. Однако наблюдатели из большей части Европы и северной части США, не смогут считать её таковой. М83 считается одним из самых трудных объектов для наблюдения в каталоге Мессье из-за её сильного южного склонения. Часто, есть только несколько ночей в апреле и мае, когда можно провести успешные наблюдения.
Хотя, M83 можно без проблем обнаружить в бинокль 10х50, она может оставаться лишь бледным пятном размером в несколько угловых минут даже в больших телескопах при плохих условиях наблюдения.
Однако в хорошую ночь 120-миллиметровый рефрактор показывает 30” область ядра, окруженную несколько вытянутым (с позиционным углом в 60°) туманным ореолом размером 6,5’ на 5'. Можно выделить асимметричные структуры, указывающие на спиральные рукава, между центром и звездой 11-й звёздной величины, в 3' юго-западнее ядра, прямо на главной оси галактики. С апертурой в 350-миллиметров, появляется более чёткое изображение: круглое ядро расширяется в полосу по обе стороны от главной оси. С юга, тёмная структура касается бара к востоку от ядра. Заметно, что спиральные рукава начинаются у западного края бара и изгибаются на север, также к югу от восточного края бара. Рядом с последним, есть две звезды 13-ой звёздной величины.
Однако, действительно впечатляющий вид на структуру М83, можно получить только находясь в южных широтах. 500 мм. телескоп в Намибии, демонстрирует большую (10'х8', с углом 65°) галактику с небольшим ядром в баре длиной 4’. На юго-западной стороне, проявляются два спиральных рукава с богатой структурой. Внутренняя часть совершает тесный, почти полный оборот вокруг северной стороны галактики и исчезает примерно в 6' южнее от ядра. Наружная часть рукава, имеет замечательный прямоугольный изгиб. Севернее, слабые выступы соединяют его с внутренней дугой. Южный спиральный рукав, выходящий из северо-восточной части бара, гораздо короче. По всей, 5’ внутренней части М83, имеются многочисленные узлы. Две области 2' восточнее от ядра, хорошо реагируют на использование узкополосного фильтра (OIII).
ESO 444-85, вероятно галактика фона, находится в 8' к востоку от ядра M83. Кроме того, в 5,5' юго-восточнее ядра, находится яркая звезда, которая не показана на звёздных картах GSC. При большом увеличении, оказывается, что это двойная звезда с величинами 10.4 и 11.2 m., разделенными 10.4" с углом 215° (h 4599).

1. Таблица сверхновых в М83.
2. М83. Эта прекрасная спираль - одна из самых ярких галактик на нашем небе. Жозеф Пёпсел, Райнер Спаренберг.
3. М83. Эта галактика характеризуется сложными спиральными рукавами, полными звёздных скоплений и областей HII. Волкер Вендел.

[Alex Ch]

4, 5. Негативы М83 с обозначениями объектов.
6. М83, историческая зарисовка. Уильям Лассел (1862)
7. М83, рисунок. Телескоп системы Ньютона 500 мм.. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

М84

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4374
Тип: Галактика
Класс: S0
Расстояние: 57.8 млн с.л.  (V2004)
                   51.5 млн с.л.  (PN, 2000)
                   62.2 млн с.л.  (SBF, 2000)
Размер: 110 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 25.1min
Склонение: +12° 53'
Звёздная величина: 9,1
Поверхностная яркость: 21.2 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 6,5'х5,6'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

Ночь 18 марта 1781 года, оказалась для Шарля Мессье весьма плодотворной. То, что должно было стать подтверждением наблюдения М85, только что обнаруженного Мешеном, привело к открытию сразу шести новых туманностей: от М84 до М91. Эти туманности были каталогизированы в порядке их прямого восхождения, за исключением последнего (по ошибке). Мессье описал M84 как «туманность без звезды, центр довольно яркий, окруженный светлой туманностью, его яркость и внешний вид напоминают объекты № 59 и 60 из каталога».
Для Джона Гершеля, M84 выглядела «очень яркая, довольно большая, круглая, довольно неожиданно яркая к середине, едва разрешимая». Описание Д'Арре аналогично тому, которое он дал для М86: «Светящееся ядро, круглое, постепенно увеличивающее яркость к центру. Ядро эквивалентно звезде 10-й или 11-й звёздной величины».
Кёртис, изучив свои снимки М84 с длительной экспозицией, писал: «Очень яркая, круглая, 1' в диаметре. Центр большой. Никакой спиральной структуры не видно».

Астрофизика

M84 находится в центральной области скопления галактик в Деве. Лежит всего в 17’ восточнее от М86 и скорее всего физически близка к М84.
M84 часто классифицируется как эллиптическая галактика типа E1, но есть предположения, что это может быть веретенообразная или линзовидная галактика типа S0, видимая анфас. Очень похожий на М86, М84 содержит в основном старые, желтые звёзды и значительное гало, примерно из 1775 шаровых скоплений, из которых 98 уже были идентифицированы.
В 1997 году, исследование центра галактики с помощью космического телескопа имени Хаббла, позволило получить данные о сверхмассивном объекте с массой около 1,5 миллиардов солнечных. Диаметр окружающего аккреционного диска составляет всего 50 световых лет. Его скорость вращения позволяет предположить, что центральный объект действительно является чёрной дырой. Кроме того, изображения «Хаббла» показывают тёмные полосы, наложенные на центральную область в поле 18"х10", ориентированные в направлении восток-запад. Они также могут быть найдены на хороших фотографиях с земли. Ядро выглядит ярким и удлиненным (с позиционным углом 72°), около 5" в поперечнике.
Кроме того, M84 имеет две струи, покидающие ядро, аналогично M87, но гораздо в меньшем масштабе. Джеты светятся в радиодиапазоне и испускают синхротронное излучение, которое генерируется, когда частицы с высокими энергиями вынуждены двигаться по спирали под действием сильных магнитных полей.
Три сверхновые были обнаружены в M84. SN 1957B была обнаружена Романо, 18 мая 1957 года. Объект 13-й звёздной величины, был позже обнаружен на фотографиях, сделанных с горы Паломар, за месяц до открытия. 13 июня 1980 года, Роскер обнаружил сверхновую 14-й звёздной величины (SN 1980I), для которой некоторые авторы оспаривают физическую связь с M84. Последнее событие произошло 3 декабря 1991 года (SN 1991bg, 14 m.).
Всего в 1,4' северо-восточнее от ядра M84, находится очень слабая галактика VPC 379 (в 12h 24min 58,4s, 12° 54' 14"), которая может быть небольшим физическим спутником.

Наблюдения

М84 можно довольно легко увидеть с помощью 50-миллиметрового бинокля рядом с М86. Маленькие телескопы показывают её, как круглое пятно без деталей, похожее на близнеца M86.
В 120-миллиметровом рефракторе, яркое ядро M84 становится видимым с почти звездообразным внешним видом. Слегка овальная галактика имеет визуальный диаметр 1,5’ и выглядит немного меньше, чем её ближайший сосед, М86.
Апертура 350-миллиметров, показывает M84, как галактику размером 2'х1,5', слегка вытянутую с позиционным углом 130°. Она больше не выглядит как двойник М86 - М84 заметно меньше и менее вытянута. Область ядра яркая, но, в отличие от М86, не содержит звездообразного ядра. Тёмные структуры перед областью ядра M84, к сожалению, остаются невидимыми. Вся галактика выглядит менее однородной, чем её соседка. Звезда отчетливо видна всего в 1,5' к западу от ядра, сразу за пределами визуально видимой галактики. Это переменная NSV 05605, которая меняется между величинами 13,4 m. и 14,3 m..
Помимо множества галактик (см. M86), в окрестностях M84 есть несколько квазаров. Особенно близкими являются LBQS 1222+130, mag 18,7, в 4' западнее и QSO B1222+131, 2,5' южнее, которые можно идентифицировать на фотографиях с длительной выдержкой.

1. М84, рисунок. Телескоп системы Ньютона 500 мм.. Рональд Стоян.
2. М84. Тёмные структуры пересекают ядро галактики. Космический телескоп имени Хаббла.
3. M84 и M86, с M87. Центральная область скопления Девы населена яркими и слабыми галактиками. Корд Шольц.
4. Негатив М84 с обозначениями объектов.

[Alex Ch]

М85

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4382
Тип: Галактика
Класс: S0
Расстояние: 47.8 млн с.л. (PN, 2000)
                   61.9 млн с.л. (SBF, 2000)
Размер: 99 000 с.л.
Созвездие: Волосы Вероники
Прямое восхождение: 12h 25.4min
Склонение: +18° 11'
Звёздная величина: 9,1
Поверхностная яркость: 21.9 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 7,1'х5,5'
Первооткрыватель: Мешен, 1781

История

   Пьер Мешен обнаружил М85, 4 марта 1781 года. Вскоре, после получения этого сообщения, Мессье наблюдал объект 18 числа того же месяца. Он увидел «туманность без звезды, очень слабую». Джон Гершель описал М85 как «очень яркий, круглый, становится ярче к середине». Генрих Д'Арре заметил близлежащую галактику NGC 4394 и написал: «Большой, яркий, более плотный к центру. Ещё одна туманность следует за ним на близком расстоянии».
   Кёртис охарактеризовал М85, как «довольно яркий овал, очень слабые следы спиральной структуры».

Астрофизика

   М85 находится в северной части скопления галактик Девы, и в нём, это самая северная галактика каталога Мессье. Морфологически она сильно напоминает М84, но её предполагаемая масса в 400 миллиардов солнечных, немного меньше, хотя всё ещё делает её значительной галактикой.
 Обычно M85 классифицируется как линзовидная, веретенообразная галактика класса S0. Однако, очень глубокие экспозиции показывают следы спиральной структуры к северу и югу от ядра, которые уже были замечены Кёртисом. Спиральные рукава, скорее всего находятся под влиянием маленькой спиральной галактики с баром NGC 4394, расположенной всего в 8' восточнее, с которой М85 находится в тесном взаимодействии.
   Другим вероятным последствием этого взаимодействия, могут быть относительно молодые звёзды в центральной области М85. Они нетипичны для веретенообразных галактик, в которых обычно сильно снижены скорости звездообразования. Но в 2004 году, Макдермид показал, что этот центральный регион вращается в противоположную сторону относительно остальной части М85! Снимки космического телескопа имени Хаббла показали два пика яркости в центральной области, которые напоминают двойное ядро M31.
   Всего в М85 было обнаружено 58 отдельных рентгеновских источников. Большинство из них - предположительно рентгеновские двойные звёзды. 20 декабря 1960 года, в М85 была обнаружена сверхновая (SN 1960R). Она достигла величины 11,7 m. и превзошла даже звезду переднего плана на северной окраине галактики.

Наблюдения

   Даже бинокль 10х50 прекрасно показывает М85. В 65-миллеметровый рефрактор она выглядит как яркая овальная туманность с отчётливым, почти звездообразным ядром. С апертурами в 75 мм. и выше, также заметна соседняя галактика NGC 4394.
   Для наблюдателя с 120-миллиметровым телескопом, почти звездообразное ядро становится весьма заметным. Оно окружено овальным ореолом размером 2’×1,5’. На юго-востоке есть яркая звезда, и ещё одна слабая звезда переднего плана 12,5 звёздной величины, при некотором терпении, её можно заметить всего в 50" к северу от ядра галактики. Её неоднократно принимали за сверхновую звезду. Галактика NGC 4394 представляет собой бледное пятно света, расположенное в 7' к востоку.
   Визуальное впечатление от М85 в большой телескоп, часто сравнивают с неразрешённым шаровым скоплением. Это происходит главным образом из-за небольшого, но совсем не похожего на звезду ядра диаметром 15” и слабой звезды переднего плана, упомянутой выше. В 350-миллиметровый телескоп галактика охватывает 3'х2' с небольшой вытянутостью с позиционным углом 35°. Та же апертура демонстрирует NGC 4394 как диффузную овальную туманность размером 1,5'х1' (позиционный угол 145°) и незвездное ядро. Другие, гораздо более слабые спутники - IC 3292, 15,5 звёздной величины в 8,5' на запад и MC+3-32-28, 17,0 звёздной величины в 3,5' южнее - остаются невидимыми в 350 мм. апертуру.

1. М85, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M85 взаимодействует со своей ближайшей соседней галактикой NGC 4394. Стефан Хойц, Вольфганг Райс.