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

[Alex Ch]

М86

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4406
Тип: Галактика
Класс: E3
Расстояние: 56.7 млн с.л. (V2004)
                   52.4 млн с.л. (PN, 2000)
                   60.2 млн с.л. (SBF, 2000)
Размер: 147 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 26.6min
Склонение: +12° 57'
Звёздная величина: 8,9
Поверхностная яркость: 22.8 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 8,9'х5,8'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   Шарль Мессье открыл М86 18 марта 1781 года, вместе со её спутником М84. Но, так как он присваивал номера галактикам обнаруженным в ту ночь, по прямому восхождению, то М85 получила номер между ними. Мессье описал M86 как «Туманность без звезды, очень близко расположена к туманности выше, № 84: их внешний вид одинаков, и оба они оказываются в одном поле зрения рефрактора».
   Джон Гершель видел М86 как «очень яркую, большую, круглую, постепенно более яркую к ядру, пятнистую». Генрих Д'Арре отметил: «Большая яркая туманность, круглая, яркость ядра эквивалентна звезде от 11 до 12 звёздной величины». Кёртис описал вид основываясь на фотоизображении в 1918 году, словами: "Слегка овальная, яркий центр, который не является звёздным, при коротких экспозициях никакой спиральной структуры не видно».

Астрофизика

   М86 находится чуть дальше, чем М87, и расположена на периферии скопления галактик Девы. Согласно Кенни и соавторам (2007), это доминирующая галактика в подкластере, сливающимся с основной частью скопления. Она образует физическую пару с M84, но даже современные измерения не могут прийти к общему мнению, о том, какая из них ближе к нам. Санчис и коллеги (2004) рассматривают, что М86 находится около миллиона световых лет позади М84.
   M86 - это гигантская эллиптическая галактика, класса E3 или S0. Её можно считать переходным типом между галактиками эллиптической и веретенообразной формы. М86 обладает впечатляющим ореолом из примерно 3800 шаровых скоплений, что больше, чем М84, но всё же значительно меньше, чем в М87. 108 из этих шаровых скоплений были идентифицированы и каталогизированы. Очень маленькая карликовая галактика VCC 882, к востоку, является физическим спутником.
   Радиальная скорость М86 привела к некоторой путанице. Галактика приближается к нам со скоростью 227 км/с, хотя скопление Девы удаляется со скоростью около 1100 км/с. Поначалу это дало основание усомниться в принадлежности М86 к скоплению, а некоторые авторы заподозрили, что это гораздо более близкий объект. Но сегодня, очень большая скорость М86 относительно скопления Девы (более 1300 км/с) полностью признана. Близкое столкновение с другой галактикой может быть причиной такой необычно высокой скорости. Но самое главное, данные наблюдений за большой относительной скоростью были получены в 1976 году от Формана и его коллег, позже подтвержденных Рангараджаном в 1995 году: газ М86 сталкивается с газом внутри скопления и отрывается от галактики (ram pressure stripping). Кроме того, Элмегрин и его коллеги (2000) заметили, что М86 также вытягивает межзвездное вещество из VCC 882, обе галактики соединены хвостом газа и пыли длиной не менее 90 000 световых лет.
   M86 является отправной точкой цепочки галактик, названной в честь армянского астронома Маркаряна. Далее следуют NGC 4435, 4438, 4458, 4461 и 4473, и это, только самые яркие примеры. Конечная точка образована галактикой М88. Эта цепочка кажется физически реальной в трехмерном пространстве космоса. Её западный конец приближается к нам, а восточный отдаляется с удвоенной скоростью.

Наблюдения

   М86 образует северный центр визуально наблюдаемого скопления галактик Девы. Даже в небольших телескопах поле зрения содержит до полудюжины галактик, что иногда затрудняет навигацию.
   Бинокль 10х50 показывает М86, просто как одно из двух туманных пятен в паре с М84. В небольших телескопах обе галактики остаются диффузными, овальными пятнами, которые ничем не отличаются друг от друга. Апертура в 120 миллиметров показывает, что M86 немного больше своего соседа, с диаметром 2' и слегка удлиненная с углом 30°. Яркое, но не звездообразное ядро доминирует в галактике.
   350-миллиметровый телескоп более чётко демонстрирует разницу между M86 и M84. При визуальном размере 4'х3', M86 теперь кажется почти в два раза больше и более заметно вытянутой. Кроме того, его основная область гораздо больше и содержит слабое, по-видимому, звездообразное ядро. В 2' восточнее центра галактики, находится слабая звезда 14,6 звёздной величины.
   Поле вокруг М86 богато слабыми галактиками. Даже в 120-миллиметровом телескопе восемь других галактик видны в одном поле зрения: NGC 4402 в 10' севернее; пара 4435/4438 в 23' восточнее; 4387 в 10' юго-западнее; 4388 в 17' южнее и 4425 в 20' юго-восточнее. Но ни один из ближайших спутников M86 не виден с апертурой 350 миллиметров. Действительно большие телескопы и фотографии с большой выдержкой могут показать ближайших галактик-спутников VCC 882 (16,7 m., 1,2' восточнее) и VCC 872 (около 17 m., 5' южнее).

1. М86, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М86 и М84. Эти две галактики только на первый взгляд похожи друг на друга. Роберт Гендлер.

[Alex Ch]

М87

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4486
Тип: Галактика
Класс: E1
Расстояние: 54.9 млн с.л. (V2004)
                   47.6 млн с.л. (PN, 2000)
                   57.2 млн с.л. (SBF, 2000)
Размер: 132 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 30.8min
Склонение: +12° 24'
Звёздная величина: 8,6
Поверхностная яркость: 21.6 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 8,3'х6,6'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   М87 была обнаружена Мессье в ночь на 18 марта 1781 года, вместе с несколькими другими заметными представителями скопления галактик Девы. Он описал этот объект как: «Туманность без звезды. Она имеет ту же яркость, что и две туманности № 84 и 86».
   Для Джона Гершеля М87 выглядела «очень яркой, довольно большой, круглой, гораздо ярче в середине, где есть отчетливое ядро». У Генриха Д'Арре, было очень похожее впечатление от этой галактики: «Очень большая и яркая, круглая, диаметром 85”, ярче к центру, центр напоминает звезду 9-й или 10-й звёздной величины».
   Хебер Кёртис подробно изучил первые фотографии с большой экспозицией М87. В его описании 1918 года, впервые упоминается знаменитая струя вблизи ядра галактики: «Чрезвычайно яркая, никакой спиральной структуры не видно. Любопытный прямой луч лежит в промежутке туманности с позиционным углом 20°, по-видимому, связанный с ядром тонкой линией материи. Луч наиболее яркий на своем внутреннем конце, который находится на расстоянии 11” от ядра».

Астрофизика

   М 87 - доминирующая, центральная галактика скопления Девы и очень интересный объект в астрофизическом плане. Эта гигантская эллиптическая галактика (типа E1 или E0) имеет диаметр 132 000 световых лет. По-видимому, она лишь немногим больше Млечного Пути, но эллиптическая форма, придает ей гораздо больший объем. По данным Д.К. Бранда и Р.Г. Розена, M87 обладает общей массой в 2 миллиарда 700 миллионов Солнц! Это, вероятно, самая массивная галактика, которую мы знаем. Её абсолютная звёздная величина составляет, по крайней мере, -22 (или 50 миллиардов светимостей Солнца).
   При очень длительных экспозициях, с помощью 3,3-метрового телескопа англо-австралийской обсерватории, Дэвид Малин смог оценить наружный диаметр М87 в 0,5°, что соответствует физическому размеру 500 000 световых лет. Кроме того, он обнаружил шлейф звёздного вещества, который простирается на 300 000 световых лет вперёд, вдоль главной оси галактики в юго-восточном направлении. Слабые внешние области M87 кажутся разорванными при взаимодействии с другими галактиками скопления. Вполне возможно, что они образованы объединением вещества, полученного в результате слияния с небольшими галактиками-спутниками.
   M87 обладает большим количеством галактик-спутников. Среди самых ярких NGC 4476, 4478, 4486A и 4486B. Гигантский ореол примерно из 16 000 (!) шаровых скоплений, окружает М87, 5700 из них уже были идентифицированы в ходе наблюдений. Самые яркие шаровые скопления достигают 23-й звёздной величины.
   Расстояние до М87 в 55 миллионов световых лет, было измерено Уитмором и его коллегами (1995) с помощью космического телескопа имени Хаббла, используя свойства шарового скопления. Наблюдения за планетарными туманностями и измерения средней поверхностной яркости подтвердили это значение в 2000 году, как и Санчис с коллегами (2004), который опубликовал расстояние 54,5 миллиона световых лет.
   М87 стала известна благодаря своему центральному джету длиной 65 000 световых лет (или 25”), который был открыт Кёртисом в 1918 году. Его свет постоянный, голубоватого оттенка и сильно поляризован. В нём быстрые частицы, близкие к скорости света, взаимодействуют с сильными магнитными полями и испускают синхротронное излучение. В 1977 году, Хэлтон К. Арп смог разрешить в джете ряд маленьких узлов, на фотографиях, сделанных с помощью 5-метрового телескопа Паломар. В 1996 году, он открыл вторую струю, выходящую из ядра в противоположном направлении. Из-за этих необычных структур, Арп добавил M87 в свой каталог необычных галактик в качестве 152-го объекта. Недавние наблюдения показали, что повторяющиеся вспышки постоянно изменяют наблюдаемые структуры джетов. В 2003 году, вновь сформированный узел, находящийся всего в 0,8” от ядра, был даже ярче, чем прежний в видимом свете. Истечение струи является релятивистским и наблюдаются видимые скорости сверх скорости света, вызванные эффектами проекции.
   Струя исходящая из центральной области шириной всего в 60 световых лет, но содержит в себе от 2 до 3 тысяч миллионов солнечных масс. Можно смело предположить, что аккреционный диск окружает сверхмассивную черную дыру. Цветанов и соавторами зарегистрировали изменения яркости примерно в 2 раза в течение двух с половиной месяцев во внутренней области диаметром 16 световых лет. Помимо этих изменений, есть и другие характеристики ядра M87, которые хорошо совпадают с характеристиками объектов BL Ящерицы (см. M77) и ядер галактик типа LINER, включая релятивистскую струю. Однако нетипичным является относительно слабое ядро М87. Это может быть результатом наклона области ядра M87 на 30°-35°, относительно нашего угла зрения, что создаёт затруднение видимости, в то время как объекты BL Lac видны полностью анфас.
   Кроме того, ядро M87 является одним из самых ярких радиоисточников в нашем небе (Дева А), которое было открыто в 1954 году Бааде и Минковским. Оуэн и его коллеги (1999), обнаружили радио-гало вокруг М87, которое охватывает 200 000 световых лет и нагревается джетом. И мы знаем, что М87 также является мощным источником рентгеновского излучения.
   Единственная вспышка сверхновой, наблюдавшаяся до сих пор в М87, произошла в феврале 1919 года. Она была обнаружена, только три года спустя Балановским на фотопластинах. Она достигла максимальной яркости около 11,5 m.. В 2002 году, Шара и Зурек сообщили о находках более 400 новых в M87. В 2004 году, особое внимание привлекло событие, которое, вероятнее всего, было новой в одном из шаровых скоплений М87 - которая станет лишь второй новой в шаровом скоплении со времени первого такого наблюдения в 1860 году (см. М80).

Наблюдения

   С помощью бинокля 10х50, М87 относительно хорошо видна в виде круглого туманного пятна. Почти такой же внешний вид сохраняется в телескопах всех размеров.
   С апертурой 120 миллиметров, M87 выглядит заметно ярче, чем соседние галактики Мессье, с визуальным размером в 3', она также является одной из самых больших. Очевидно звездообразное ядро доминирует над остальной частью галактики.
   350-миллиметровый телескоп демонстрирует очень маленькое, но не похожее на звезду ядро, встроенное в круглую яркую центральную область диаметром около 2’. Оно окружено слабым ореолом, который достигает общего визуального размера в 5'. Разреженность окружающего звездного поля весьма заметна. Есть только две слабые звезды (15-й звёздной величины) вблизи М87, к северо-востоку от него.
   Джет становится заметным только в телескопах с относительно большой апертурой и увеличением более 300х. Он достигает длины 20" с позиционным углом в 290°, прямо от ядра. Джет иногда путают с парой галактик 16-й звёздной величины UGC 7652-1/2, потому что они находятся радиально (углом 215°). Эти галактики совершенно не связаны с реактивной струей, но они требуют больших телескопов для визуальных наблюдений и могут быть обнаружены с апертурой 350 миллиметров под тёмным небом.
   Гораздо лучше видна галактика NGC 4478, 11-й звёздной величины, в 10' юго-западнее от M87. Переменная переднего плана типа Мира, CV Девы, расположенная в 7' к юго-востоку от ядра галактики, видна только время от времени: её величина изменяется между 14,2 m. и 16,5 m. с периодом 146 дней.

1. Негатив М87 с обозначениями объектов.
2. M87 - самый массивный и самый большой объект в каталоге Мессье и центральная галактика скопления Девы. Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

3. М87. Струя, в которой частицы практически достигают скорости света, выбрасывается из ядра галактики. Космический телескоп имени Хаббла.
4. М87, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

М88

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4501
Тип: Галактика
Класс: Sc
Расстояние: 57.2 млн с.л. (V2002)
Размер: 115 000 с.л.
Созвездие: Волосы Вероники
Прямое восхождение: 12h 32.0min
Склонение: +14° 25'
Звёздная величина: 9,6
Поверхностная яркость: 21.5 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 6,9'х3,7'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   M88 была обнаружена Шарлем Мессье 18 марта 1781 года - в ночь, когда он открыл несколько значимых членов скопления Девы. Он сделал пометку про эту галактику: «Туманность без звезды. Её свет один из самых слабых и напоминает №58 в Деве».
   Уильям Гершель сообщал о её спутнике «ещё одна туманность, только что следовавшая (на восток) за M88», но этот объект (H II 118) больше никто не нашёл. Для Джона Гершеля, М88 выглядела «яркой, очень большой, очень вытянутой, 8' длинной и 1' шириной. Северная половина более яркая, чем южная». В 1850 году, лорд Росс наблюдал в свой большой телескоп великолепные детали: «Завитки находятся довольно близко и видны многочисленные сгущения». Генрих Д'Арре оценил визуальную протяженность М88, как 7' на 1,5'.
   Взяв за основу фотографии галактики с долгой экспозицией, в 1918 году, Кёртис писал: «Яркая, красивая спираль. Яркая, вытянутая центральная область, включающая яркое, почти звездообразное ядро. Завитки расположены довольно близко и демонстрируют многочисленные сгущения».

Астрофизика

   M88 является членом скопления галактик Девы и образует конечную точку цепи галактики Маркаряна, которая начинается с M86. M88 была классифицирована как мультиспираль (тип Sc), с наклонением на 58° к нашему углу зрения. Её физический диаметр составляет около 115 000 световых лет, а масса - 250 миллиардов солнечных, что очень похоже на нашу Галактику.
   Как и во многих других галактиках, эмиссионные линии спектра находятся в области 5" от ядра M88. Это указывает на аккрецирующий сверхмассивный центральный объект и делает M88 галактикой Сейферта-2 (см. M77). На более длинных волнах, японские астрономы обнаружили два субцентра в ядре галактики. Радиальная скорость 2000 км/с (убегания) M88 намного выше, чем у остальной части скопления Девы, это означает, что галактика движется довольно быстро через скопление.
   29 мая 1999 г. в Ликской обсерватории, была обнаружена сверхновая в М88. 12 июня 1999 года SN 1999cl достигла максимальной звёздной величины (13,4 m.) и хорошо наблюдалась с помощью любительских телескопов. Как сверхновая типа Ia, она помогла уточнить расстояние до М88 (см. М96).
   В 7' южнее от M88, находится слабая переменная AL Волос Вероники, более известная как «звезда Росино», названная в честь своего первооткрывателя в 1961 году. Её свет меняется неравномерно между 13-й и 20-й звёздной величиной, иногда в течение нескольких дней, что имеет некоторое сходство со звездами типа U Близнецов.

Наблюдения

   В бинокль 10х50, М88 - это маленькое слабое пятно. В небольшой телескоп она хорошо видна как овальная туманность, прямо рядом (5'севернее) с парой звёзд (11,5/12,5 m., расстояние между компонентами 30", с позиционным углом 210°). Ещё одна звезда 12-й звёздной величины находится всего в 3,5' к северу от ядра галактики.
   С апертурой 120 миллиметров это большая, яркая и заметно вытянутая (с углом в 140°) галактика. Её ядро выглядит маленьким и ярким, окруженным гало размером 3'х1,5'.
   В 350-миллиметровый телескоп, М88 оказывается одной из самых красивых спиральных галактик скопления Девы. Ядро, которое не кажется звездообразным, имеет диаметр около 5”, находится в центральной области длиной 2’, которая хорошо выделяется из остальной части галактики. Тёмные пылевые полосы спиралью вливаются в эту светлую центральную область с юга и востока. Спиральные рукава по-прежнему с трудом воспринимаются и могут быть лучше заметны в южной части М88. Общая визуальная протяженность достигает 5'х1,8', в то время как на фотографиях длина доходит до 6'.
   На юго-восточном краю галактики, есть слабая пара звёзд (13.8/14.2 m.) с расстоянием между компонентами 15" и позиционным углом 200°. На самом деле, более слабая звезда сама по себе является двойной, которую можно разрешить только с помощью действительно больших телескопов.

1. М88, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М88, историческая зарисовка. Уильям Лассел (1862 г.).
3. M88 - одна из самых массивных спиральных галактик в скоплении Девы. Филипп Келлер, Кристиан Фукс.

[Alex Ch]

М89

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4552
Тип: Галактика
Класс: E0
Расстояние: 49.9 млн с.л. (V2004)
                   62.2 млн с.л. (2003)
                   51.6 млн с.л. (2000)
Размер: 74 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 36.7min
Склонение: +12° 33'
Звёздная величина: 9,7
Поверхностная яркость: 21.2 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 5,1'х4,7'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   18 марта 1781 года, Шарль Мессье обнаружил ещё одну «туманность без звезды» в скоплении галактик Девы, M89. Кроме того, он отметил «её свет был крайне слабым и разреженный, и воспринимался с трудом». Тем не менее, Джон Гершель описал этот относительно незначительный объект как: «Довольно яркий, маленький, круглый, постепенно становится гораздо ярче к центру». Д'Арре охарактеризовал М89 как: «Очень красивый, круглый, 45" в диаметре, значительно ярче в центре. Яркость ядра эквивалентна звезде 10-й звёздной величины».

Астрофизика

   Как и её соседи по небу, М89 является членом скопления галактик Девы. Последние измерения расстояний всё ещё немного расходятся: в 2003 и 2004 годах, было опубликованы результаты от 50 до 65 миллионов световых лет. Даже фотографии с длительной экспозицией не показывают структуры в M89, потому что это идеально круглая эллиптическая галактика (тип E0).
   В 1979 году, Дэвид Малин усилил интерес к М89, когда он заметил три концентрические оболочки на своих фотографиях с очень большой выдержкой, которые имеют диаметр 5', 7' и 10'. Эта структура гало наиболее заметна к северо-западу и юго-юго-востоку от ядра. В юго-западном направлении, за пределами гало, Малин распознал выброс длиной 10,4', что соответствует физическому расстоянию 151 000 световых лет на дистанции в 50 млн с.л.. Современные исследования предполагают, что этот материал был оставлен после близкого столкновения с (выживающей) галактикой-спутником.
   Известно, что М89 имеет сверхмассивный центральный объект с миллиардом солнечных масс, вероятно, чёрную дыру, из которой мы получаем характерный спектр линии излучения, испускаемый нагретой аккрецирующей массой. Следовательно, M89 считается слабой сейфертовской галактикой (см. M77) или, по крайней мере, объектом LINER (см. M81). Космический телескоп "Хаббл" в 1990-х годах зафиксировал сильные ультрафиолетовые изменения яркости ядра, которые могли быть сигнатурой разорванной звезды, падающей в центральную чёрную дыру.

Наблюдения

   М89 - один из наименее зрелищных объектов Мессье для визуального наблюдения. Бинокль 10х50 показывает его на пределе восприятия. В маленькие телескопы она видна как маленькая круглая туманность, очень похожая на ту, которую увидел Мессье более 200 лет назад. При апертуре 120 миллиметров, визуальный размер M89 достигает 1,5', а бесструктурная туманность окружает звездообразное ядро.
   При помощи 350-миллиметрового телескопа заметны две ближайшие звезды поля: яркая (12,8 m.) на востоке и слабая (15,3 m.) на юге. Круглая галактика имеет 1,5' в поперечнике, с очевидным, ярким, почти звездообразным ядром. Три безымянных фоновых объекта, 3' к западу, 5' к югу и 6' к востоку, слишком слабые для визуального восприятия. Яркая галактика М90 находится всего в 40’ южнее от М89.

1. М89, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М89 находится в богатом районе кластера Девы. Стефан Сейп.

[Alex Ch]

3. М89, эллиптическая галактика. Стефан Хойц. Вольфганг Райс.
4. Негатив М89 с обозначениями объектов.

[Alex Ch]

М90

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4569
Тип: Галактика
Класс: Sb
Расстояние: 30.7 млн с.л. (V2004, V2002)
                   65.3 млн с.л. (2003)
Размер: 85 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 36.8min
Склонение: +12° 10'
Звёздная величина: 9,5
Поверхностная яркость: 22.5 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 9,5'х4,4'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   Шарль Мессье обнаружил M90 вместе с несколькими другими галактиками скопления Девы, 18 марта 1781 года, когда искал открытую Мешеном туманность (M85). Его заметка о М90 гласит: «Туманность без звезды, её свет так же слаб, как и предыдущий № 89.»
   Около 1830 года, используя гораздо большие телескопы, Джон Гершель охарактеризовал эту галактику как «Довольно большая; ярче к середине, где есть ядро.» Генрих Д'Арре внимательно рассмотрел её в 1864 году и дал следующее описание: «Очень большая, вытянутая туманность размером 7'× 2', которая окружает звезду 12-й звёздной величины. Ядро выглядит так, как будто здесь звезда сияет сквозь туман; это ближе к предыдущей (западной) части.»

Астрофизика

   M90 - красивая спиральная галактика в направлении скопления Девы. Её западная сторона обращена к нам. На цветных фотографиях её плотные рукава имеют желтоватый оттенок. Это намекает на более старое звёздное население и очень медленное звездообразование в недавнем прошлом этой галактики. Однако, более короткие экспозиции яркой центральной области М90 показывают совершенно иную картину. В этой области звездообразования каждый год рождается около двух новых звёзд.
   Очень яркое звездообразное ядро, 1" в диаметре или менее, является необычной особенностью морфологии M90. В 1956 году, Хьюмасон даже принял его за звезду переднего плана. Ещё в 1996 году Кил считал это возможным, когда даже Космический телескоп имени Хаббла не мог решить эту проблему. Но он пришел к выводу, что ядро М90, скорее всего, будет состоять из необычно яркого скопления сверхгигантов типа А. Наблюдаемые эмиссионные линии в спектре ядра привели к тому, что некоторые авторы классифицировали его как объект LINER (см. М81), несмотря на отсутствие интенсивности. Альтернативная характеристика AGN с низкой светимостью (см. M77) была отклонена, поскольку рентгеновские наблюдения этого не подтвердили.
   Продолжаются споры о членстве галактики в скоплении Девы. Измерения расстояния до M90 расходятся друг с другом больше, чем для любой другой галактики в скоплении Девы. В исследовании, опубликованном в 2003 году, было дано расстояние в 65 миллионов световых лет, но в 2002 и 2004 годах испанские астрономы получили трехмерную картину скопления, в котором M90 является галактикой переднего плана, находящейся на расстоянии всего 30 миллионов световых лет. Используемые методы измерения расстояния могли быть неверными из-за взаимодействия M90 с её близкой галактикой IC 3583, а также необычно низким содержанием нейтрального водорода. Косвенным доказательством более близкого расположения М90 является тот факт, что находясь в скоплении Девы, она бы имела совершенно другие видимые размеры. Размер в 85 000 световых лет на расстоянии 30 миллионов световых лет намного больше соответствует обычному диаметру спиральной галактики.
   М90 приближается к нам со скоростью 235 км/с, в то время как кластер Девы отдаляется со скоростями около 1100 км/с. Однако это не является аргументом против членства в кластере (см. M86). Близкие столкновения могут значительно ускорить галактику. Кроме того, большая относительная скорость внутри скопления прекрасно объяснила бы, как M90 потеряла большую часть своего нейтрального водорода. Воллмер с коллегами, предположили, что М90, возможно, пересёк более плотный центр кластера около 300 миллионов лет назад.
   M90 и её спутник IC 3583, расположенный всего в 6' к северу, были каталогизированы как пара взаимодействующих галактик Arp 86. Несмотря на видимое влияние этого взаимодействия на спутник, едва ли можно обнаружить следы его воздействия на M90, по крайней мере, в видимом свете. Гало из приблизительно 1000 шаровых скоплений окружает М90, но только 30 из них были идентифицированы и каталогизированы.

Наблюдения

   Для бинокля 10х50, М90 - это объект, близкий к пределу восприятия. Галактика остается слабым объектом для малых телескопов. Кроме его наклонения в пропорции 1:3 с углом в 25° и более яркого ядра, едва ли можно различить ещё какие-либо детали.
   С апертурой в 120 миллиметров, хорошо заметно яркое звездообразное ядро. Овальная галактика имеет довольно низкую поверхностную яркость, но при визуальном размере 4'х1,5' она является одной из самых больших галактик в скоплении Девы.
   С помощью 350-миллиметрового телескопа её спиральная структура видна, даже несмотря на то, что она кажется диффузной и малоконтрастной. Ядро, которое сохраняет свой звездоподобный облик даже при большом увеличении, выглядит как звезда переднего плана 12-й звёздной величины. Оно встроено в более яркую центральную область, 2’ длиной, которая наклонена вместе с основной частью галактики. Тёмная пыльная полоса закручивается спиралью с востока. В рассеянном овальном ореоле размером 6,5'х2,5' лишь смутно просматривается дальнейшая спиральная структура. В целом галактика производит слабое впечатление.
   Севернее в 350-миллиметровый телескоп, IC 3583 кажется слабой туманностью без ядра. Несколько звёзд переднего плана находятся в непосредственной близости от галактики, одна из них (12 m.) находится прямо на юго-восточном краю.
   Фотографии с длительной экспозицией показывают несколько полевых звёзд перед М90 и бесчисленные слабые галактики на её фоне. Наиболее отчетливый из этих крошечных Млечных путей находится всего в 2,5' к юго-западу от ядра М90. Он может быть в пределах восприятия визуальных наблюдателей с большими телескопами.

1. М90, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M90. Расстояние до этой прекрасной спиральной галактики все еще обсуждается - возможно, она не является членом скопления Девы. Роберт Гендлер.
3. Негатив М90 с обозначениями объектов.

[Alex Ch]

М91

Степень сложности: 5(5)
Минимальная апертура: 60 мм.
Обозначение: NGC 4548
Тип: Галактика
Класс: SBb
Расстояние: 52.9 млн с.л. (H2000, V2002)
                   52.0 млн с.л. (Cepheids, 1999)
Размер: 83 000 с.л.
Созвездие: Волосы Вероники
Прямое восхождение: 12h 35.4min
Склонение: +14° 30'
Звёздная величина: 10,1
Поверхностная яркость: 22.2 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 5,4'х4,3'
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   Долгое время M91 был одним из «пропавших объектов Мессье». 18 марта 1781 года, Шарль Мессье заметил после открытия: «Туманность без звезды, над предыдущим номером 90, ее свет всё ещё слабее, чем тех, что были выше.» Однако он допустил ошибку с определением координат М91. В ошибочной позиции нет объекта, который был бы достаточно ярким для телескопов Мессье. В более ранних попытках объяснить М91 было высказано предположение, что Мессье наткнулся на комету или он возможно, перепутал её с М58. Даже слишком слабый объект (11,3 m.) NGC 4571 был предложен как таинственный M91. У.К. Уильямс окончательно разгадал эту загадку в 1969 году, когда он детально реконструировал ошибку Мессье: вместо того, чтобы прийти к М 91 от М 89, он сразу направился от М58. Следовательно, теперь мы знаем, что М91, фактически идентичен объекту NGC 4548.
   Та же самая галактика была описана Джоном Гершелем следующим образом: «Довольно яркая, круглая, ярче к середине, 60" (диаметр).» Другие исторические наблюдатели, не обращали особого внимания на этот, казалось бы, анонимный объект, который долго не могли идентифицировать с M91.

Астрофизика

   M91 является членом скопления галактик в Деве. Это прекрасный пример спирали с баром и фотографии с длительной экспозицией показывают много пыли в её главных спиральных рукавах, они становятся шире и разделяются по мере их протяжённости. Яркий бар очень заметен и по эмиссионным линиям в его спектре было обнаружено, что ядро относится к типу LINER (см. М81).
   M91 расположена в самой плотной части скопления Девы и принадлежит к подгруппе вокруг M87. Её радиальная скорость 486 км/с (удаления) показывает, по сравнению со скоростью скопления Девы около 1100 км/с, что она имеет значительную относительную скорость (около 600 км/с) внутри скопления. Это отражается в нетипичном (для спиральной галактики) дефиците нейтрального водорода в М91 (см. М86). Однако прошлые близкие столкновения с другими скоплениями галактик также могут быть этому причиной.
   Расстояние до М91 неоднократно измерялось с помощью переменных цефеид. С помощью Космического Телескопа имени Хаббла в 1999 году, этот метод дал расстояние в 52 миллиона световых лет, что отлично согласуется со всеми более поздними результатами.

Наблюдения

   M91 является наиболее трудным из всех объектов Мессье для визуального наблюдения. Он единственный, который нельзя увидеть в бинокль 10х50.
   С помощью небольших телескопов или при плохих условиях наблюдения видна только яркая центральная часть галактики с ядром и полосой. Она кажется вытянутой с позиционным углом в 80°. Слабый круглый ореол, образованный рассеянным светом спиральных рукавов, появляется только при отличных условиях наблюдения.
   350-миллиметровый телескоп демонстрирует овальную туманность размером 3'х2' (позиционный угол 160°). Очень яркое круглое ядро размером 10”, отмечает центр отчетливо видимого бара галактики длиной 1,5’. Кроме того, в моменты стабильной атмосферы проявляется звездообразное ядро. К югу от бара отчётливо видна более темная область, но спиральные рукава остаются очень диффузными. Настоящие ощущение "вращения" визуально не воспринимается.

1. М91, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М91 - это классическая спираль с баром. Райнер Спаренберг, Волкер Роберинг.

[Alex Ch]

М92

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6341
Тип: Шаровое скопление
Класс: IV
Расстояние: 27 140 с.л. (CMD, 2000)
                   28 550 с.л. (RR Lyr, 1992)
Размер: 110 с.л.
Созвездие: Геркулес
Прямое восхождение: 17h 17.1min
Склонение: +43° 8'
Звёздная величина: 6,5
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 14'
Первооткрыватель: Боде, 1777

История

   M92 - это открытие Иоганна Элерта Боде. Он обнаружил это шаровое скопление 27 декабря 1777 года, наблюдая из Берлина. Мессье, не зная о наблюдениях Боде, сделал самостоятельное открытие в свою весьма продуктивную наблюдательную ночь 18 марта 1781 года. Он увидел: «Туманность, прекрасную, заметную и очень яркую. Она не содержит никакой звезды, её центр ясный и блестящий, окружен туманностью и напоминает ядро большой кометы.»
   Два года спустя Уильяму Гершелю удалось разрешить М92 на множество «очень маленьких звёзд». Его сын Джон позже прокомментировал: «Очень яркое, очень большое, хорошо разрешаемое на маленькие звёзды.» Адмирал Смит отметил яркое, едва различимое ядро М92. Лорд Росс, однако, возлагал слишком большие надежды, когда писал: «Возможно, ядро имеет спиралевидную форму, тёмные пятна, ядро, если вообще возможно, едва разрешимо.»
   В 1918 году, Кёртис описал M92, основываясь на фотографиях с длительными экспозициями «яркое, необычно конденсированное шаровое скопление». Примерно в то же время, Вудсом была обнаружена первая переменная в M92 (1916).

Астрофизика

   На расстоянии 27 000 световых лет, М92 находится не намного дальше, чем знаменитое М13. Но с массой всего 400 000 солнечных масс и диаметром 110 световых лет оно значительно меньше. Детальное фотометрическое исследование, проведенное Буонанно и его коллегами. сделало это шаровое скопление хорошим калибровочным объектом для определения предельных звёздных величин: M92 содержит 511 звёзд ярче 17,5 m., 74 ярче 16,5 m. и ещё 20 ярче 14,5 m..
   M92 - это особенно бедное металлами шаровое скопление, поэтому его приводят в пример, как одно из самых древних. Более позднее звёздное моделирование, дает этому скоплению возраст 14 миллиардов лет, близкий к предполагаемому в настоящее время возрасту Вселенной. Более раннее звёздное моделирование звёзд в шаровых скоплениях, даже находилось в прямом противоречии с современными возрастными значениями Вселенной, тогда ещё основанными на замедляющемся расширении.
   M92 содержит 25 открытых переменных, из которых 17 - звёзды типа RR Лиры, типичные для шаровых скоплений, и семь - звёзды типа SX Феникса. Кроме того, существует затменная двойная типа W Большой Медведицы, которые редко встречаются в шаровых скоплениях. Скорее всего, высокая плотность звёзд с частыми, близкими столкновениями в шаровых скоплениях разрушает многие двойные системы. Недавние исследования даже полагают, что эта переменная (V798 Геркулеса) даже не является физическим членом M92.
   M 92 совершает один оборот вокруг галактического центра каждые 200 миллионов лет. Большой эксцентриситет меняет расстояние от 5000 световых лет, до 35 000 световых лет от ядра Галактики. Примерно через 14 000 лет, в результате прецессии оси вращения Земли, M92 будет находиться в пределах 1° от небесного северного полюса.

Наблюдения

   Под хорошим горным небом M92 может быть замечен невооруженным глазом наблюдателями с острым зрением, которые достигают визуальной предельной величины 7,0. В бинокль этот объект виден как яркое круглое туманное пятно.
   В небольшом телескопе хорошо сконцентрированный центр кластера виден как туманное ядро. Поскольку самые яркие отдельные звёзды достигают величины 12,1, центр скопления кажется пятнистым или почти разрешённым от апертуры в 65 миллиметров. Разрешение на отдельные звезды во внешних областях М92 обеспечивается даже телескопами размером от 75 до 100 миллиметров.
   Но для полного разрешения всего кластера требуется 350 миллиметров. Это связано с большей степенью концентрации, чем, например, у его более яркого и знаменитого соседа М13. Величина концентрации является главным отличием между этими двумя шаровыми скоплениями в Геркулесе. Это привело к популярному, но неоправданному убеждению, что M92 не будет таким красивым. На самом деле, в 350-миллиметровом телескопе, М92 достигает двух третей визуальной протяженности М13. Его яркое ядро напоминает ядро М5 и, по-видимому, разделено неравномерно тёмной линией с северо-запада на юго-восток. Но в отличие от М5 или М13, в М92 не замечено никаких звёздных цепочек.

1. М92, историческая зарисовка. Леопольд Трувело (1877)
2. М92 имеет меньшую массу, чем М 13, но его центр более компактен. Стефан Бинньювис.

[Alex Ch]

М93

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 2447
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3r
Расстояние: 3380 с.л. (K2005)
                   3260 с.л. (2005)
                   3450 с.л. (2005)
Размер: 23 с.л.
Созвездие: Корма
Прямое восхождение: 7h 44.5min
Склонение: -23° 51'
Звёздная величина: 6,2
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 24’
Первооткрыватель: Мессье, 1781

История

   M93 - последний объект в его каталоге, который Мессье обнаружил сам. Он сделал это открытие 20 марта 1781 года и отметил: «Скопление маленьких звёзд, без туманности.» После этого, другие исторические наблюдатели почти не обращали внимания на это рассеянное скопление - очевидно, виной тому южное, низкое положение на небе. Есть одно сообщение о наблюдении этого объекта Уильямом Смитом, которому он напомнил морскую звезду.

Астрофизика
   
Если смотреть в направлении M93, наш взгляд охватывает большую часть приближающегося спирального рукава Ориона. Этот рассеянный кластер расположен на его дальней стороне, в 3380 световых годах от нас, это очень близко к галактической плоскости.
   Бонатто и Бирка измерили общий диаметр скопления в 23 световых года и диаметр ядра 2,3 световых года. Общая масса составляет около 1700 солнечных масс.
   Самые яркие звёзды скопления, достигающие звёздной величины 8,1, являются голубыми сверхгигантами спектрального класса B9, кроме того, M93 содержит восемь красных гигантов. Это позволило оценить возраст этого галактического кластера в 400 миллионов лет.

Наблюдения

   Из северных широт США, Канады и Европы наблюдения невооружённым глазом М93 практически невозможны. Но наблюдатели, живущие южнее, такие как Уолтер Скотт Хьюстон, неоднократно указывали на реальность таких наблюдений.
   В бинокль 10х50 видено яркое, но небольшое скопление. Центральная область M93 воспринимается как вытянутый (в направлении восток-запад) узел, который образует западную оконечность и окружен ореолом более слабых звёзд. Небольшой телескоп демонстрирует около 50 звёзд, которые плотно сгруппированы в узор из троек. Как и «морская звезда» Смита, вид этого скопления вдохновил воображение многих наблюдателей. Некоторые видели в нём бабочку или паука. Две оранжевые звезды лежат в юго-западной области, на вершине треугольника. Это два самых ярких красных гиганта скопления.
   Апертура в 350 миллиметров показывает более 100 звёзд, а также очень богатый звёздный фон Млечного Пути. При этом теряется впечатление богатого скопления, которое даёт меньшая оптика. Четыре двойные звезды из каталога Аравамудана были найдены в M93, включая самую яркую звезду скопления, Ara 2066 (рис. 2)

1. Звёзды M93 включают в себя два голубых супергиганта и восемь красных гигантов. Стефан Хойц, Вольфганг Райс.
2. Таблица двойных звёзд в М93.

[Alex Ch]

М94

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 4736
Тип: Галактика
Класс: SB
Расстояние: 17.3 млн с.л. (2003)
                   13.7 млн с.л. (2000)
Размер: 56 000 с.л.
Созвездие: Гончие Псы
Прямое восхождение: 12h 50.9min
Склонение: +41° 7'
Звёздная величина: 8,2
Поверхностная яркость: 22.6 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 11,2'х9,1'
Первооткрыватель: Мешен, 1781

История
   
   М94 была открыта Пьером Мешеном 22 марта 1781 года. Оперативно проинформированный Мешеом, Мессье заметил её только две ночи спустя. Его запись от 24 марта гласит: «Туманность без звезды, её центр блестящий, туманность слегка диффузная. Она напоминает туманность, которая находится под Зайцем, №79, но эта более изящная и блестящая.»
   Смит характеризовал М94 как «маленький бледно-белый объект с явными признаками сжатого скопления тусклых звёзд». Джона Гершеля тоже немного сбил с толку внешний вид этой галактики с пятнами, это мы можем прочесть в конце его заметки: «Очень яркое, внезапно намного ярче к середине, 4' в диаметре. Не разрешено, но разрешимо.»
   Лорд Росс направил свой гигантский телескоп на М94 в 1855 году. Он сообщил о некоторых интересных деталях: «Тёмное кольцо окружает ядро, за которым следует яркое кольцо снаружи. Это кольцо не замкнуто, а разрушено и испещрено; следовательно, это, вероятно, спираль.» Впечатление Д'Арре о M94 было не таким точным: «Очень красивый, почти круглый диск с довольно ярким ядром, похожим на звезду 8-й или 9-й звёздной величины, окруженный чёткой вытянутой туманностью.»
   Только фотография подтвердила правоту лорда Росса и ясно показала спиральную структуру М94. Кёртис описал это как: «Прекрасный объект. Из очень яркого, большого ядра возникает много ярких, тесно расположенных завитков. Эти внутренние завитки демонстрируют много звёздных сгущений, их отчётливый внешний вид и близость к ядру, по-видимому, делают этот объект одним из самых подходящих из известных примеров для исследования движений в спиралях.» Только позже стало ясно, что внегалактические расстояния слишком велики, чтобы позволить непосредственно наблюдать собственное движение в других галактиках.

Астрофизика

   Замечательная галактика M94 находится всего в 17 миллионах световых лет от нас. Вероятно, она входит в группу галактик M106, но некоторые авторы относят её к облаку CVN I галактик с M64. M94 - скромная галактика, её диаметр 56 000 световых лет, и она содержит 60 миллиардов солнечных масс.
   М94 - это так называемая «галактика со вспышкой звездообразования» (см. М82). В определённых регионах мы наблюдаем одновременное образование множества новых звёзд. Этот процесс запускается волнами плотности, которые сжимают межзвездную материю настолько, что она коллапсирует в протозвезды. В M94 основная область звездообразования имеет форму кольца диаметром 1,1’ и толщиной 10”. Такая структура является результатом Линдбладовского резонанса волн плотности с локальной скоростью вращения галактики.
   Центральная область, напротив, состоит из очень старых, красноватых звёзд. Её возраст был оценен в 10 миллиардов лет. Опять же, за пределами кольца вспышки звездообразования, в 2'- 4' от ядра галактики, доминируют старые звёзды. Внешний край очерчен кольцом диаметром 7' со слабым звездообразованием. Кроме того, на фотографиях с очень длительными экспозициями с помощью 48-дюймового телескопа Маунт Паломар, было обнаружено очень слабое внешнее кольцо диаметром 15'. Следовательно, эта галактика напоминает луковицу с четырьмя слоями. М94 - редкий случай галактики с двумя одновременными волнами звездообразования.
   В 1995 году Мелленхофф с коллегами обнаружили следы бара, длинной 21", с позиционным углом 28°, внутри яркого внутреннего кольца, с некоторым отклонением от главной оси под углом 90°. Ядро относится к типу LINER (см. М81) и содержит сильный источник рентгеновского излучения. Между полосой и светлым кольцом фотографии показывают некоторую спиральную структуру, которая классифицируется как (R) Sab (s), (R) SA (r) ab или RSab (r).

Наблюдения

Яркое ядро M94 придаёт впечатление слабого, звездообразного объекта в бинокль 8х30. 10х50 демонстрирует крошечный, хорошо различимый и яркий диск, который выглядит почти как планетарная туманность.
   В небольших телескопах M94 выглядит как маленькая, яркая и круглая туманность с явно не звездообразным ядром. Первое впечатление от множественной кольцевой структуры М94 получается при наблюдении с апертурой 120 миллиметров. Теперь, очень яркое ядро, 25" в диаметре, окружено хорошо очерченной, яркой и круглой областью размером 1'. Она встроена в диффузный ореол диаметром до 3', который имеет не совсем круглую форму.
   350-миллиметровый телескоп показывает больше внутренней и внешней структуры оболочки.
Яркое ядро оказывается слегка овальным кольцом (с углом 100°) размером 20"-25" с удлинённым (5"-10", позиционный угол 25°) ядром внутри, которое очень похоже на крошечную планетарную туманность. Окружающая область 1' кажется однородной и почти круглой, с острым краем. Снаружи следует гораздо более темная область, заключенная в диффузное овальное кольцо (позиционный угол 130°), диаметром 3'– 4'. Она, в свою очередь, встроено в слабую оболочку размером 5' - 7', которая не всегда видна. При исключительных условиях видимости сообщалось об обнаружении очень слабого внешнего 15' ореола, но автор пока не смог это подтвердить.

1. М94, исторические зарисовки. Джон Гершель (до 1833 г.), Уильям Лассел (1862 г.).
2. М94 состоит из нескольких колец вместо спиральных рукавов. Галактика окружена очень слабым ореолом. Волкер Вендел, Бернд Флах-Уилкен.
3. М94, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

М95

Степень сложности: 5(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 3351
Тип: Галактика
Класс: SBb
Расстояние: 32.6 млн с.л.  (H2000)
                   32.8 млн с.л.  (Cepheids, 1999)
Размер: 70 000 с.л.
Созвездие: Лев
Прямое восхождение: 10h 44.0min
Склонение: +11° 42'
Звёздная величина: 9,7
Поверхностная яркость: 22.4 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 7,4'х5,0'
Первооткрыватель: Мешен, 1781

История

   М95 была открыта совместно с соседней М96, Пьером Мешеном 20 марта 1781 года. Мессье наблюдал эти две галактики только четыре дня спустя и охарактеризовал М95 как «туманность без звезды, ее свет очень слаб». 50 лет спустя адмирал Смит описал ее как «прозрачную белую туманность. Эта туманность круглая и яркая, пожалуй, лучше заметна с южного края диска, чем с северного». Лорд Росс увидел два эллипса с помощью своего гигантского телескопа и у него сложилось впечатление, что «центр, возможно, разрешим». Генрих Д'Арре описал объект М95 как «красивый и очень яркий, маленький и овальный, гораздо плотнее в центральной области».
   Хебер Кёртис посвятил подробное описание М95 в 1918 году: «Красивый объект, почти круглый. Завитки довольно слабы и образуют почти полное кольцо, широкая полоса материи проходит через туманность от одной стороны до другой, пример спирали типа θ. Центр чрезвычайно яркий и необычной структуры. Он имеет около 12" в диаметре и кажется трехъядерным, центр диска не отмечен сгущением, но на его периферии есть два звездных ядра и короткая, очень яркая, слегка изогнутая материя.»

Астрофизика

   M95 принадлежит к группе галактик Лев I, из которых M96 является главной галактикой (см. M96). Имея диаметр в 70 000 световых лет, М95 является немного меньшей галактикой из двух, с массой всего 50 миллиардов солнечных.
   M95 - одна из немногих спиралей с баром в каталоге Мессье. Она была классифицирована как SBb или SB(r)ab. Её спиральные рукава почти замкнуты в кольца, как у типа А. Сэндидж назвала её «типичной кольцевой галактикой». Ядро окружено небольшим внутренним кольцом активных областей звездообразования диаметром 14" (2000 световых лет), которое было описано Кёртисом. Оно окружено областями HII, которые увеличивают размер центральной части до 1' в диаметре. Эти кольца были сформированы резонансными эффектами (см. M94).
   Наблюдения за цефеидами с использованием космического телескопа им. Хаббла, дали расстояние до М95, равное 31,2 миллиона световых лет. После тонкой калибровки сегодняшнее значение составляет 32,6 миллиона световых лет. Таким образом, несколько источников теперь сошлись во мнении, что М95 ближе к нам, чем М96.

Наблюдения

    М95 находится на пределе видимости в бинокль 10х50. Небольшой телескоп покажет её как самую слабую из группы с M96, M105 и NGC 3384. Её форма слегка овальная, а в центре находится очень слабое, очевидно, звездообразное ядро. Апертура в 120 мм., позволяет лучше рассмотреть ядро, которое всё ещё выглядит почти как звезда, а M95 смотрится более четким овалом, чем его более яркий сосед M96.
   В 350-миллиметровом телескопе яркое ядро производит впечатление планетарной туманности. В нем есть сильные неровности, даже при увеличении 400х, они не возможно уверенно разглядеть. Хорошо заметный бар, имеет длину 1,5' с позиционным углом 120° и более яркую западную сторону. Спиральные рукава плохо различимы даже при такой апертуре. Хотя край M95 действительно выглядит немного ярче, этого недостаточно, чтобы создать впечатление кольца. Визуальный диаметр овала галактики достигает 3 ' с углом 15°.

1. М95, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M95 - классический пример спиральной галактики с баром в каталоге Мессье. Филипп Келлер, Кристиан Фукс.

[Alex Ch]

М96

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 3368
Тип: Галактика
Класс: Sa
Расстояние: 34.3 млн с.л. (H2000)
                   31.3 млн с.л. (PN, 2000)
                   39.4 млн с.л. (SBF, 2000)
                   35.8 млн с.л. (Cepheids, 2000)
Размер: 76 000 с.л.
Созвездие: Лев
Прямое восхождение: 10h 46.8min
Склонение: +11° 49'
Звёздная величина: 9,2
Поверхностная яркость: 21.8 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 7,6'х5,2'
Первооткрыватель: Мешен, 1781

История
   
   Пьер Мешен открыл М96 вместе с М95 в ночь на 20 марта 1781 года. Хотя эти открытия были фактически сделаны после того, как он обнаружил М97 - М100, их порядок изменился в каталоге Мессье, потому что он решил сначала подтвердить открытия М95 и М96. 24 марта 1781 года, М96 предстала перед ним как «туманность без звезды, около предыдущей (М95), менее различима, они напоминают две туманности в Деве, № 84 и 86».
   Смит описал M96 как «круглую, но не столь хорошо различимую туманность, большую и бледно-белого цвета». Д'Арре оценил его как «близнеца М95, но он, кажется, превосходит по яркости. Кластер имеет плохо различимую границу. Разрешен при увеличении в 226 крат». Возможно Д'Арре, ввела в заблуждение пестрая структура центральной области, которая открывает свой истинный, спиральный характер, только на фотографических изображениях. Поэтому Кёртис описал в 1918 году: «Прекрасная мощная спираль. Яркое звёздное ядро, внешний виток более яркой структуры образует почти полное овальное кольцо, наружний рукав гораздо тусклее.»

Астрофизика

   M96 - самый яркий представитель группы галактик Лев I. Помимо неё в эту группу входят: M95, M105, NGC 3299, 3377, 3384, 3412, 3489, 3627 и UGC 5889. Возможно также, что существует физическая связь с группой М65, которая находится на схожем расстоянии от нас. Расстояние до М96 было измерено с помощью восьми цефеид, наблюдаемых с помощью космического телескопа имени Хаббла, результат составил 31,9 миллиона световых лет. В 1997 году, было получено измерение 31,2 миллиона световых лет. Более поздние исследования, в зависимости от используемого метода, дали значения от 31 до 39 миллионов световых лет.
   M96 - это спиральная галактика диаметром 76 000 световых лет и общей массой 80 миллиардов Солнц. Центральная область содержит более старые, желтоватые звёзды, которые образуют очень маленькую, похожую на бар структуру (с позиционным углом в 35°). Они окружены кольцом молодых голубых звёздных скоплений. Еще одно очень слабое внешнее кольцо фрагментов старых спиральных рукавов находится на границе галактики. Оно связано с остальной галактикой фрагментом спирального рукава на севере.
   Там видна пыль, которая, видимо, сосредоточена в западной половине М96. Однако это связано с визуальной перспективой: галактика наклонена к нашему углу зрения на 55°. Кроме того, есть некоторые свидетельства существования пылевого кольца, перпендикулярного внутреннему бару, и межгалактического облака нейтрального водорода прямо между M96 и его ближайшим соседом NGC 3384.
   5 мая 1998 года, итальянский астроном-любитель Мирко Вили обнаружил сверхновую звезду (SN 1998bu) в районе М96, в 1' к северу от ядра галактики, 13-ой звездной величины. Через несколько дней она достигла максимальной яркости 11,8 m..
   Это событие представляло значительный интерес, поскольку оно дало возможность улучшить калибровку шкалы расстояний по сверхновым типа Ia, после того, как расстояние M96 уже было определено с хорошей точностью при помощи цефеид. Только сверхновые типа Ia демонстрируют требуемое соотношение пиковой яркости и кривых блеска. Это позволяет квалифицировать их как калибровочные «стандартные свечи» при измерениях больших расстояний. В таком случае взрывается не одна массивная звезда, а скорее аккрецирующий белый карлик в тесной двойной системе. В какой-то момент, белый карлик достигает своего предела критической массы (предела Чандрасекара) в 1,44 массы Солнца и превращается в нейтронную звезду. В отличие от описанного варианта выше, сверхновые типа II и Ib включают большое разнообразие очень разных звёздных оболочек, в зависимости от индивидуальной, коллапсирующей массивной звезды и каждая кривая блеска и пика яркости получается разной.

Наблюдения

   М96 находится всего в 42' восточнее от М95. Обе галактики слабо видны в бинокль. Небольшой телескоп показывает M96, как самый яркий объект в группе из четырех галактик, а M95, M105 и NGC 3384 – все оказываются в поле зрения в 1,5 ° или более. М96 выглядит круглым, с явно звездным, слабым ядром. С диагональю 120 миллиметров, М96 также немного ярче, чем М95, круглая и выделяется почти звездообразным ядром.
   350-миллиметровый телескоп демонстрирует яркое ядро диаметром 5", встроенное в вытянутую (с углом в 130°) центральную область 50"× 15". Она простирается полосой длиной 2,5', достигая видимых границ галактики. Вытянувшись с позиционным углом в 145°, М96 достигает 3' в диаметре. Чуть южнее центральной области, находится вытянутая темная область, окаймленная с юга фрагментом спирального рукава. Это вместе с фрагментом северной спирали создает визуальное впечатление глаза или кольца, но все детали остаются размытыми, особенно в северной части. Внешние края галактики яркие, начиная от концов бара и далее по часовой стрелке. Темные структуры внутри создают визуальную иллюзию рассеянной двойной кольцевой спирали.
   Очень слабое внешнее кольцо спиральных рукавов, окружающих М96, является сложным объектом даже для астрофотографов. Есть несколько слабых фоновых галактик поблизости, среди них сильно покрасневшая (из-за межзвёздного поглощения) наблюдаемая с ребра галактика, видимая прямо через это внешнее кольцо.

1. М96, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М96 - это хорошо изученный калибровочный объект для измерений астрономических расстояний. Стефан Хойц, Вольфганг Райс.
3. Негатив М96 с обозначениями объектов.

[Alex Ch]

М97

Туманность Сова
Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 3587
Тип: Планетарная туманность
Класс: IIIa
Расстояние: 4140 с.л.(1999)
Размер: 3 с.л.
Созвездие: Большая Медведица
Прямое восхождение: 11h 14.8min
Склонение: +55° 1'
Звёздная величина: 9,9
Поверхностная яркость: 22.4 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 170”
Первооткрыватель: Мешен, 1781

История

   Туманность Сова была открыта 16 февраля 1781 года, Пьером Мешеном. Мессье наблюдал её вместе с несколькими другими недавними открытиями своего близкого коллеги в ночь на 24 марта 1781 года. Он отметил: «Туманность, её трудно наблюдать, её свет слаб, без звезды.» Уильям Гершель, используя свои самодельные металлические зеркала большого диаметра, видел гораздо больше в М97: «Очень яркая круглая туманность, около 3' в диаметре, она почти равномерно освещена на всём протяжении, с плохо различимым краем не очень большой протяженности.»
   Адмирал Смит, по-видимому, испытывал сложности с описанием этого объекта, когда докладывал: «Этот весьма необычный объект является круглым и однородным и после долгого осмотра выглядит как конденсированная масса слабого свечения, по-видимому, размером с Юпитер.» Уэбб прокомментировал: «Большая бледная планетарная туманность, очень замечательный объект.»
   В марте 1848 года, лорд Росс и его помощник Рамбо в течении шести ночей наблюдали М97 в гигантский 72-дюймовый телескоп и увидели «две звезды, значительно удаленные друг от друга в центральной области, тёмная полутень спирально расположена вокруг каждой, со звёздами в качестве видимых центров притяжения, звёзды, сверкающие в ней – разрешимы, ночь превосходна.» Друг лорда Росса, Т.Р. Робинсон, который имел честь присоединиться к наблюдениям на большом телескопе, дал описание М97, которое отражает набросок Рамбо: «Очень сложная группа спиральных дуг, расположенных вокруг двух звёздных центров, напоминающих морду обезьяны.» Однако в своих более поздних наблюдениях Лорд Росс всё же исправился: "Во многих случаях видна только одна звезда и спиральная структура сомнительна.» А еще Росс сравнил темные пятна в М97 с глазами совы.
   Более поздние наблюдатели с трудном понимали описание ранних наблюдений М97 лорда Росса. Например, Лео Бреннер писал в конце XIX века: «Планетарная туманность, которая выглядит как морда обезьяны на рисунке Росса, потому что Росс видел в ней две звезды, окруженные тьмой, похожей на пару глаз. Однако, несмотря на все усилия с увеличением в 40, 52, 70, 98 и 137 крат, я не смог увидеть ничего, кроме туманного диска равномерной яркости без деталей.» В 1907 году, Барнард посвятил М97 детальное визуальное исследование, чтобы проверить зарисовки лорда Росса. Он смог подтвердить наличие тёмных пятен и в одном из них - слабой звезды, но второй звезды действительно нет. Куда делась вторая звезда лорда Росса, остаётся загадкой.
   В 1866 году, Хаггинс наблюдал спектр М97 и доказал её газообразную природу. Это наблюдение ясно показало, что туманность не может состоять из звёзд или быть спиральной галактикой.
   В 1918 году, Кёртис дал описание, которое актуально и сегодня: «Центральная звезда имеет 14 (Бернхем) визуальную звёздную величину и около 12 m. фотографической. Более яркий центральный овал лежит c позиционным углом 12°, а диаметр вдоль этой линии составляет 199", под прямым углом к этому направлению он равен 203" в диаметре снаружи завитков. За исключением внешних завитков, все детали структуры очень расплывчаты и нечётки.»

Астрофизика

   Туманность Сова - это планетарная туманность, как М27 или М57. Она демонстрирует тройную структуру оболочки: внутренняя оболочка размером 182"х168" слегка удлинена с углом в 20° и доминирует в визуальном внешнем виде. Две менее яркие области вдоль главной оси образуют «глаза совы». Они вызваны биполярной полостью в центральной оболочке. Вторая оболочка размером 218", почти круглая и из-за Hα излучения кажется красной на цветных фотографиях. Она окружена слабым, круглым, но асимметричным ореолом, который лучше всего заметен в линии OIII, достигает диаметра 350". Оболочки имеют похожие скорости расширения от 40 до 45 км/с.
   Измерения расстояний до планетарных туманностей очень сложны, поскольку их физические свойства трудно поддаются калибровке и во многом зависят от конкретного случая. Для M97 были определены расстояния между 1300 и 12000 световых лет. Исследование, опубликованное в 1999 году, дало 4100 световых лет, Гуерреро и др. (2003) предложили значение в 3300 световых лет. Это дало бы М97 физический диаметр в 3 световых года, подобный М27, и оболочку в 0,5 солнечной массы.
   По тем же причинам, трудно определить точный возраст планетарной туманности. Для M97 был предложен возраст от 6000 до 12000 лет. Внешнее состояние оболочки, в которой внутренний горячий поток уже утратил свою силу расширения (Гуерреро и др., 2003), скорее указывает на более старый возраст, который схож с двумя другими планетарными туманностями из каталога Мессье.

Наблюдения

   Поскольку она сильно излучает в зеленой эмиссионной линии OIII, что довольно характерно для планетарных туманностей и случайно совпадает с самой высокой спектральной чувствительностью человеческого глаза, M97 визуально выглядит намного ярче (величина 9,9v), чем фотографически (величина 12,2p). Но современная фотография теперь имеет преимущество в регистрации дальних красных линий излучения Hα водорода, которые хорошо определяются, в отличии от более рассеянного сине-зеленого изображения.
   Даже бинокль 10х50 показывает очень слабую, круглую туманность без подробностей. В малом телескопе бледный туманный диск остается без деталей. Узкополосный фильтр OIII немного улучшает видимость при наблюдении с малым увеличением.
   При апертуре в 120 мм. «глаза совы» видны неясно. Здесь узкополосный фильтр не помогает: при освещении туманности эти две темные области заполняются светом и контраст с окружающей туманностью теряется. От 200 миллиметров и более, можно увидеть слабую центральную звезду. Он находится на перемычке яркой туманности, прямо между двумя «глазами». Но для достижения достаточного контраста между туманностью и небольшим дифракционным диском центральной звезды требуется хорошее зрение и высокое увеличение (см. М57). Неясные пятна «глаз» становятся более отчетливыми с увеличением диаметра телескопов, но они не полностью лишены туманности и остаются малоконтрастными структурами, юго-восточный «глаз» отождествляется легче. Две более слабые звезды в М97 ещё не были упомянуты визуальными наблюдателями.
   Неправильная структура, видимая на фотографиях, сделанных в полосе Hα, на краю туманности, не видна, даже в очень большие телескопы. Поэтому, визуально М97 остается рассеянным объектом без резких контуров. На фотографиях заметна звезда с фрагментами туманности в 3,5' юго-восточнее от М97 и галактика 16-й звёздной величины MCG +9-19-14. Визуально её можно заметить в 350-миллиметровый телескоп, в то время как 500 мм. её уверено показывает, рядом со звездой переднего плана.

1. Негатив М97 с обозначениями объектов.
2. М97 - это развитая планетная туманность диаметром около трех световых лет. Филипп Келлер, Кристиан Фукс.   

[Alex Ch]

3. М97, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
4. М97, исторические зарисовки. Лорд Росс (1848), Джон Гершель (до 1833).