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

[Alex Ch]

6,7

[Alex Ch]

М9

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6333
Тип: шаровое скопления
Класс: VIII
Расстояние: 46 090 с.л. (RR Lyr, 1999)
Размер: 150 с.л.
Созвездие: Змееносец
Прямое восхождение: 17h 19,2min
Склонение:  -18° 31'
Звёздная величина: 7,6
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 11'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

Шарль Мессье обнаружил М9, 28 мая 1764 года, как "туманность без звёзд" и добавил: "Круглая и тусклая, 3' в диаметре." Ровно через 20 лет, Уильям Гершель сообщил, что на самом деле объект - богатое звёздное скопление. В 1830-х годах, адмирал Смит, подробно наблюдал М9 и отметил: "Этот удивительный объект состоит из мириад крошечных звёздочек, концентрирующихся в центре в яркое пламя. Чудесное скопление с многочисленными, еле заметными выбросами." Лорд Росс писал: "Контур не круглый, южная часть отделена от общей тёмным промежутком." Немецкий наблюдатель Генрих Д,Арре, напротив считал, что он видел почти "двухъядерное скопление" и отметил вытянутость в направлении север-юг.
В 1918 году, Кёртис заметил, что М9 имеет на фотопластинке относительно небольшой диаметр в 3', но современные исследования при помощи глубоких экспозиций, увеличили результат вчетверо.

Астрофизика

М9 находится в 14 000 световых годах от центра Галактики. Расположено на внешней стороне, сразу за галактическим гало. Расстояние до нас, составляет 46 000 св.л., при его физическом диаметре в 150 световых лет. Является вполне средним шаровым скоплением с массой около 300 000 солнечных.
Так как М9 расположено за областями межзвёздных облаков Змееносца, его свет в северной и западной части скопления, теряет примерно одну звёздную величину. Также, согласно данным Шэпли, М9, не выглядит ровным шаром, а имеет небольшую эллиптическую форму (0,9).
Самая яркая звезда в М9, достигает 13,5 зв.в., а средняя звёздная величина 25 самых ярких членов кластера, равна 15,5 зв.в.. 16 звёзд типа RR Лиры каталогизированы в М9 и ещё две переменные, одна из которых цефеида II типа.

Наблюдения

М9 при помощи бинокля 10х50 видно как отчётливое, но небольшое пятнышко. Малый телескоп покажет туманный шар, размером всего в 3', почти с звездообразным центром. Для разрешения отдельных звёзд, потребуется апертура не менее 150 мм. Стоит упомянуть пару звёзд 10 звёздной величины к югу от М9.
Большие телескопы, показывают М9, как компактный, но уверенно разрешенный шаровой кластер. Центральная часть имеет в диаметре около 2', а периферия прослеживается до 4'. Ассиметричная форма, может быть замечена в виде вытянутости (в направление с северо-востока на юго-запад), область на северо-западе скопления отделена от ядра тёмной полосой.
Как сообщают Скифф и Лугинбул, эллиптичности скопления с позиционным углом в 110°, не обнаружено.
В непосредственной близости к М9, есть два небольших шаровых скопления, NGC 6356 в 1° к северо-востоку и NGC 6342 в 1° к юго-востоку. Оба видны как небольшие туманности даже с 65 мм. рефрактором, для разрешения их на отдельные звёзды понадобится телескоп не менее 350 мм.. Тёмное облако B64, находится на западе от М9, и частично качается шарового скопления. B64  можно уверенно увидеть в бинокль 10х50, похожая на земляной орех с размерами 25'x15', с тёмной головной частью на северо-западе.

1. М9. Расстояние до этого шарового скопления, равно радиусу нашей Галактики. Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

М10

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6254
Тип: Шаровое скопление
Класс:  VII
Расстояние: 24 750 с.л. (Hipparcos, 2001)
Размер: 140 с.л.
Созвездие: Змееносец
Прямое восхождение:  16h 57.1min
Склонение: -4° 6'
Звёздная величина: 6,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 19'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

Шарль Мессье обнаружил М10, 29 мая 1764 года, на следующую ночь, после открытия его соседа М9 и за ночь до открытия соседа М12. Он заметил "туманность без звезды" и добавил: "Прекрасной круглой формы, с трудом можно рассмотреть с трехфутовым рефрактором. В диаметре 4'."
20 лет спустя телескоп Уильяма Гершеля показал "очень красивое и сильно сжатое звёздное скопление" без следов туманности. Гершель сравнил М10 с М53. Его сын Джон в 1831 году написал: "Великолепное скопление очень сжатых звёзд, постепенно становящееся ярче к середине. Звёзды от 10 до 15 звёздной величины сливаются в центре в пламя, которое не разрешается на отдельные звёзды. Диаметр 6'. Благородный объект."
Адмирал Смит использовал 150 мм. рефрактор и увидел: "Богатый звёздами шар из звёзд. Благородного белого оттенка, чуть ослабляемое по краям и концентрирующиеся в однородное свечение в центре. Легко разрешается при среднем увеличении." Лорд Росс после наблюдения в свой гигантский телескоп, сообщил: "Тёмная полоса над центром проходящая поперёк, а точнее, одна шестая часть кластера сверху, гораздо слабее остальных."
Описание Кёртиса основанное на его фотопластинках: "Красивое яркое шаровое скопление, диаметром около 8'. Центральная светлая часть около 2'."

Астрофизика

Расстояние до М10, 24 750 световых лет, что немного дальше, чем у его ближайшего соседа М12. При физическом диаметре в 140 св. л., что так же больше размера М12.
При массе в 250 000 солнечный, это довольно средний кластер. Его звёзды бедны металлами, что отличает их от окружающих, более молодых звёзд Млечного Пути, с которым у скопления одинаковая орбитальная скорость, это  позволяет удержать его внутри галактического гало.
Средняя звёздная величина 20 самых ярких звёзд скопления равна 14,1 зв.в.. Среди них выделяется горячая голубая звезда 13 звёздной величины, которая кажется недавно эволюционировала из холодного светящегося облака и показала свое горячее сердце. В настоящее время в М10 известны только 4 переменные, две из которых, являются цефеидами II типа.
Подробное динамическое моделирование для М10, говорит о скором "коллапсе ядра" в течении 10 млрд. лет., которое создадут звёзды в центре, плотность которых достигает нескольких сотен тысяч на кубический световой год. Это уже произошло с несколькими шаровыми кластерами (см. М15). После такого коллапса, динамика скопления должна прийти к новому равновесию. Многие модели говорят о расширении, включая и внешние области.

Наблюдения

В отличии от своего "близнеца" М12, М10 можно увидеть невооруженным глазом, на чистом горном небе. Оно легко заметно как туманное пятнышко в скромный 30 мм. бинокль.
Первые отдельные звёзды разрешаются в 75 мм. рефрактор. 120 мм. апертуру, шаровое скопление кажется полностью разрешенным, но присутствует туманный фон. Имеет форму идеальной сферы, с плотным центром, диаметром 10'. Выглядит более компактным, чем М12.
В большие телескопы можно заметить широкое гало, размером в 15' вокруг плотной центральной области в 4'. На окраинах видны звёздные цепочки, которые имеют тангенциальную, а не радиальную ориентацию. Это может придать впечатление спиральной структуры. Остаётся сомнительной тёмная зона к югу от центра о которой писал лорд Росс.
М12 находится примерно в 3° северо-западнее М10. Это более разряженное шаровое скопление, при  ближайшем рассмотрении, не совсем близнец М10.

1. М10. Старые жёлтые гигантские звёзды доминируют в шаровом скоплении. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М11

Скопление Дикие утки
Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Наименование: NGC 6705
Тип: рассеянное скопление
Класс: II2r
Расстояние: 6120 с.л. (K 2005)
                        6120 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
                        5420 с.л. (с учётом собственного движения, 1997)
Размер: 23 с.л.
Созвездие: Щит
Прямое восхождение: 18h 51.1min
Склонение: -6° 16'
Звёздная величина: 5,8
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 13'
Первооткрыватель: Кирх, 1681

История

М11 было открыто в Лейпциге, Германия, Годфридом Кирхом 1 сентября 1681 года в свою "оптическую трубку" с фокусным расстоянием в четыре фута. Он описал свою находку как "туманная звезда" и сравнил её с ядром кометы. Последующие наблюдатели именовали этот объект как "туманность Кирха". Галлей в 1715 году, увидел М11 как "маленькое неясное пятно, но сквозь него сияет звезда, что делает его более ярким".В 1733 году Уильям Дерхам был первым, кто разрешил М11 на отдельные звёзды, используя рефлектор с фокусным расстоянием в 8 футов. Несколько лет спустя, де Шезо самостоятельно пришёл к тому же результату и оценил диаметр в 4,1'.
10 октября 1763 года Лежантиль направил свой телескоп в сторону М11 и в основном подтвердил предыдущие наблюдения и добавил: "Замечательное скопление очень маленьких звёзд, беловатое облако, которое по видимому просто звёздное скопление. Северная часть содержит туманность, которая как я полагаю открыта господином Кирхом. С западной стороны имеет размытые границы, что делает его похожим на комету."
Шарль Мессье нацелился на этот хорошо видимый объект 30 мая 1764 года, отметил: "Скопление множества маленьких звёзд, это можно заметить только с хорошим инструментом. При наблюдении в простой трехфутовый рефрактор, скопление похоже на комету, скопление смешивается со слабым свечением. В этом скоплении есть звезда 8 зв.в.. Его диаметр 4'."
Наконец, используя отличный телескоп диаметром 140 мм., Уильям Гершель признал, что М11 вообще не содержал туманности. Он писал: "Звёзды 11 звёздной величины разделены на 5 или 6 независимых групп." Более того, он был первым, кто увидел скопление невооружённым глазом.
Джон Гершель около 1830 года писал: "Круглый кластер 10' или 12' в диаметре. Звёзды 11 зв.в, кроме одной, которая 9 зв.в.. При наблюдениях с большим увеличением, оно разбивается на 5 или 6 отдельных групп с провалами между ними." Описание данное его современником адмиралом Смитом, стало известным, благодаря его энтузиазму и привело к популярному названию скопления: "Этот объект, который своей формой напоминает стаю диких уток, является скоплением слабых звёзд. С яркой звездой восьмой величины в центре и двумя нижележащими, но скорее всего они расположены между нами и скоплением."
Описание Д,Арре больше напоминает записи Гершеля. Наблюдая из Копенгагена, немецкий астроном увидел: "Чудесное скопление, состоящее из бесчисленных звёзд. Оно не имеет правильной формы и кажется, что составлено из нескольких групп." И наконец в 1918 году, после изучения фотопластинок этого кластера, Кёртис заметил: "Яркое, рассеянное, 6' в диаметре, не шаровидной формы."

Астрофизика

М11 является одним из самых богатых и компактных галактических скоплений. Если наблюдать из его центра, небо будет заполнено несколькими сотнями ярких звёзд 1 зв.в., с расстояниями в 1 световой год или менее. Средняя плотность 2,4 звезды на один кубический световой год, напоминает плотность шаровых скоплений класса X.
В общей сложности 2900 звёзд насчитывается в М11 из которых 870 ярче 16,5 зв.в., а 500 звёзд ярче 14 звездной величины. Недавние китайские исследования, нашли 547 звёзд до 15,5 зв.в. в 25' поля.
Самая яркая звезда, безусловно выделяется из остальной части скопления, поскольку её блеск равен 8 зв.в. на фоне других ярких звёзд от 10 зв.в.. По исследованиям Брайана Скиффа, она не относится к примерно 30 красным гигантам М11. Однако остаётся неясным, является ли голубая переменная BS Щита (яркость 11,0-12,4) в 15' к востоку, членом скопления. Возраст М11, согласно измерениям Санга и др., равен около 250 миллионам лет.
Расстояние в 6120 световых лет, помещает М11 в спиральный рукав Стрельца, рядом с М16 и М17, которые расположены южнее. Физический диаметр скопления, видимого на небе в 13', составляет 23 световых года. Если включить расширения наблюдаемые Сангом и др. то размер М11 достигает 60'.

Наблюдения

М11 довольно сложно заметить невооружённым глазом. Это связано с его положением на млечном пути, с северного края расположена яркая звезда Щита, что мешает наблюдениям.
Бинокль покажет туманное пятно с яркой звездой, как и описание Галлея 300 лет назад.
Это впечатление резко меняется при использовании 50мм. рефрактора. При увеличении от 90х и выше, туманность начинает разрешаться на отдельные звёзды. 65 мм. телескоп, покажет около 100 из них, плюс пару звёзд 9 зв.в. юго-восточнее скопления.
120 мм. рефрактор показывает около 400 звёзд скопления, компактно лежащих в области диаметром 7'. Общая форма кластера немного треугольная с направлением на северо-запад. Гораздо больше воображения требуется, что бы увидеть воображаемую V-образною форму стаи летящих уток Смита. Яркая звезда кажется некоторым наблюдателям оранжевого цвета, на самом деле, её спектральный класс А.
С ростом апертуры видно всё больше звёзд, а так же их концентрация становится менее заметной в М11. Это приводит к тому, что общий диаметр становится около 15', но впечатление треугольной формы всё больше теряется.
Переменная звезда R Щита находится в 1° северо-западнее М11.Её яркость меняется почти регулярно с периодом 143 дня, с 4,8 до 6,0 зв. величин. Рядом находится юго-западный край большого тёмного облака B111, которое определяет границы звёздного облака Щита. Оно не достаёт северо-западного края всего в несколько минут.
B111, а так же B112, являются отличными объектами для большого бинокля. Более трудное для наблюдения, является вытянутое тёмное облако B318 к югу от М11. 350 мм. телескоп, даст лишь частичное впечатление о нём.

1. С более чем 2900 звездами, это одно из самых богатых рассеянных звёздных скоплений в каталоге Мессье. Роберт Гендлер.
2. М11 находится на северном краю звездного облака Щита, одного из богатейших регионов Млечного Пути. Стефан Хойц.

[Alex Ch]

М12

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 15 мм.
Обозначение: NGC 6218
Тип: Шаровое скопление
Класс:  IX
Расстояние: 20 760 с.л. (R2005)
                   20 880 с.л. (Hipparcos, 2001)
Размер: 85 с.л.
Созвездие: Змееносец
Прямое восхождение:  16h 47.2min
Склонение: -1° 57'
Звёздная величина: 6,8
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 14'
Первооткрыватель: Мессье 1764

История

Шарль Мессье обнаружил М12, 30 мая 1764 года. "Эта туманность не содержит в себе ничего похожего на звёзды, она круглая и тусклая, рядом с туманностью находится звезда девятой звёздной величины, диаметр 3'." В 1783 году, Уильям Гершель смог разрешить этот объект на отдельные звёзды и описал М12 как: "Блестящее скопление диаметром 7' или 8', наиболее сконцентрированная часть около 2'." Джон Гершель так же увидел: "очень богатое шаровое скопление" и добавил: "имеет отдельные ветви и линии, находящиеся на некотором расстоянии от основной сконцентрированной части  диаметром 3'. Почти доходящей до пламени в середине со звездой 10 или 11 звёздной величины в центре." Отставной адмирал Смит описал: "Несколько очень ярких пятен рядом в центре.". Так же заметил: "Многоминутные ряды ярких звёздных цепочек, похожие на выбросы." Лорд Росс даже думал, что он мог наблюдать какую то спиральную структуру в М12.
Кёртис в 1918 году, дал описание основанное на исследовании фотопластинок: "Прекрасный шаровой кластер, центральная часть около 2' в диаметре, а внешняя около 8'. По-видимому менее сконденсированный, чем большинство других кластеров."

Астрофизика

М12 выглядит почти как близнец своего близкого соседа М10, только немного меньше и тусклее его. Его класс концентрации IX, говорит о небольшой концентрации звёзд в шаровом скоплении.
Расстояние в 20 760 световых лет, делает его более близким, чем М10. Следовательно, физический диаметр в 85 световых лет, даже меньший чем у М10. Меньше, чем можно было бы предположить, по визуальному размеру на небе. Общая масса скопления оценивается в 200 000 солнечных.
М12, шаровое скопление, находящееся внутри галактического гало. Его галактический период равен 130 миллионам лет, за это время оно не удаляется дальше 20 000 световых лет от центра Галактики. В настоящее время находится в 2000 световых лет над галактической плоскостью. Для сравнения: Солнце никогда не отклоняется от плоскости Галактики, более чем на 250 световых лет, а в настоящее время, находится над ней всего в 50 св.л.. Самые яркие звёзды в М12, достигают 12 зв.в., а средняя величина 25 ярчайших составляет 14, а горизонтальная ветвь начинается с 14,9 зв.в.. Только 5 переменных были каталогизированы в М12: две затменные двойные, две типа RR Лиры и одна цефеида II типа.
Леманн и Шольц измерили внешний диаметр М12, включая звёзды 20 звёздной величины и достигли впечатляющего результата в 30'. Буонанно (1976), предложил основываться на структурных и других сходствах между М12 и М10, что оба шаровых скопления могли образоваться вместе и всё ещё могут оказывать влияние друг на друга. Растояние между ними составляет 5000 световых лет.

Наблюдения

М12 нельзя увидеть невооруженным глазом, но уже маленький бинокль показывает его как туманное пятно. 65 мм. рефрактор при большом увеличении покажет круглую зернистую туманность. 120 мм. телескоп разрешит отдельные звёзды по всему туманному фону диаметром 5'. На юго-восточном краю скопления находится звезда переднего плана, ещё одна в северо-западной части кластера.
Большие апертуры дают изображение относительно разряженного шарового скопления с не большой концентрацией к центру диаметром 2,5'.Включая цепочки звёзд, М12 достигает визуального диаметра в 10'.

1. Общий вид М12.
2. М12 находится примерно в 5000 световых лет от своего соседа на небе, М10. Райнер Спаренберг.

[Alex Ch]

М13

Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6205
Тип: Шаровое скопление
Класс:  V
Расстояние: 25 890 с.л. (R2005)
                   24 530 с.л. (CMD, 1998)
Размер: 160 с.л.
Созвездие: Геркулес
Прямое восхождение:  16h 47.1min
Склонение: +36° 28'
Звёздная величина: 5,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 21'
Первооткрыватель: Галлей, 1714

История

В 1714 году, Эдмонд Галлей, случайно заметил "туманное пятно" в созвездии Геркулеса. Год спустя. он составил список шести туманностей известных ему (М42, М31, М22, ω Cen, М11 и М13) последнюю он описал так: "Это всего лишь маленькое пятно, но видимое простым глазом, когда небеса безмятежны и нет Луны." Шарль Мессье наблюдал М13, 1 июня 1764 и заметил: "Туманность без звёзд, обнаруженный в поясе Геракла, яркий блестящий центр ярче границ. Оно близко к двум звёздам, обе 8 звёздной величины, одна из них выше. а другая ниже. 6' в диаметре."
Уильяму Гершелю осталось признать истинную природу этого звёздного скопления в 1784 году: "Самое красивое скопление звёзд. Черезвычайно плотное в центре и очень богатое. Можно оценить в 14 000 звёзд. " 40 лет спустя, Джон Гершель прокомментировал: "Очень богатое скопление неправильной формы. Очень большое, с постепенно возрастающей яркостью к центру. Звёзды от 10 до 15 звёздной величины, которых должно быть тысячи не относящихся к ядру. Имеет волосатый вид и криволинейные ветви." Это впечатление разделял лорд Росс, который направил своё большое 1,8 метровое зеркало на М13: "Придатки шарового пузыря, выходят в окружающий космос." Его рисунок показывает Y-образную тёмную структуру на всём центральном регионе скопления. Д'Арре тоже видел "выпуклости в форме руки" с увеличением 95х.
100 лет спустя, Палмер, одну за одной насчитал 5482 звезды в М13. Не много позже это число было значительно пересмотрено Шепли до 100 000,  Отто Струве полагал что их не менее полумиллиона.

Астрофизика

С диаметром в 160 световых лет, знаменитый шаровой кластер М13, является одним из крупнейших скоплений подобного рода, но по крайней мере М53 и М15 на самом деле больше. Количество звёзд в М13, вероятно не превышает одного миллиона, с общей массой в 600 000 солнечных. С 500 миллионным галактическим периодом и эллиптической орбитой, оно может удаляться от галактического ядра на 80 000 световых лет. В настоящее время М13 находится в 26 000 световых лет от Земли.
Визуальный диаметр М13 кажется лишь немногим больше 10'. Это связано исключительно с распределением звёзд ярче 15 звёздной величины, видимых в большинство любительских телескопов. Тем не менее, изучение автоматического подсчёта звёзд до 20 звёздной величины Леманном и Шульцем (1997), обнаружили гораздо больший диаметр в 47,6' и приливный хвост из звёзд, оторванный от скопления галактическим приливным полем.
Самые яркие звёзды в М13, достигают солидной светимости в 11,9 зв.в., однако не такие яркие как в М22 и М4. Кроме того в М13 известно только 40 переменных звёзд, меньше чем в большинстве других скоплений. По крайней мере 9 из них переменные типа RR Лиры. В 1989 году обнаружен пульсар с периодом всего в 10 миллисекунд, не относящейся к бинарной системе.
В 1960 году, Робертс, изучал вероятность случайного образования областей в М13 с явным недостатком звёзд. О пришёл к выводу о поглощении света тёмными облаками. Их свойства должны были сильно отличаться от других хорошо известных тёмных облаков, как указывалось Дикманом и др.. Эти авторы пришли к выводу, что в М13 существуют реальные локальные дефекты звёздной плотности, особенно в количестве красных гигантов, которые визуально доминируют.

Наблюдения

Как упоминал Галлей, возможно обнаружить М13 невооруженным глазом в достаточно ясную, тёмную и безлунную ночь. Визуальные ограничения, необходимые чтобы увидеть скопление 5,7-6,0 зв.в. (по разным оценкам от 5,3 до 5,9).
Бинокль показывает туманное пятно, в окружении двух звёзд 7-ой звёздной величины на востоке и юго-западе. С апертурой в 65 мм., скопление начинает разрешаться на отдельные звёзды, что делает внешний вид зернистым. Чуть большие телескопы обеспечат стабильное восприятие отдельных звёзд.
120 мм. рефрактор покажет большую круглую и очень яркую туманность с расширенной, яркой центральной областью. Видно множество отдельных звёзд. На окраинах шарового кластера, они образуют расширения неправильной формы. Визуальный размер М13 достигает 8'.
Большие апертуры покажут отдельные звёзды везде, даже в центральной яркой части. С 350 мм. телескопом, отдельно разрешенные звёзды, кажется расположены в двух изогнутых нитях, которые довольно ясно видны в этом кластере. Степень центральной конденсации относительно низка, центральная область приобретает довольно большой размер в 5'. Видимость тёмных включений, описанных многими наблюдателями, зависит от телескопа и увеличения. Y-образная фигуру, повернутую на бок, которую впервые описал лорд Росс, можно распознать с трудом.
По крайней мере на многих фотографиях, видно левую удлинённую ветвь данного Y, а также более тёмную деталь на юго-востоке скопления.
Небольшая фоновая галактика IC 4617 находится в 15' севернее от М13. Несмотря на небольшую яркость в 15,5 зв.в., это довольно лёгкий объект для 350 мм. телескопа. Она выглядит как маленькое вытянутое пятнышко с двумя слабыми звёздами на востоке. В том же направлении в 40', находится яркая галактика 11 звёздной величины NGC 6207, которая может быть замечена даже в 100 мм. телескоп.

1. М13 по мнению наблюдателей, считается самым впечатляющим шаровым скоплением северного полушария. Стефан Бинньювис.
2. М13. Тёмные полосы переплетаются со свечением этого шарового скопления. Бернд Либшер
3. М13, историческая зарисовка. Леопольд Трувело (1877)
4 и 5. М13, исторические зарисовки Биндон Стоуни и лорд Росс (1851), Джон Гершель (до 1833).

[Alex Ch]

4 и 5

[Alex Ch]

М14

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6402
Тип: Шаровое скопление
Класс:  VIII
Расстояние: 55 620 с.л. (R2005)
Размер: 180 с.л.
Созвездие: Змееносец
Прямое восхождение:  17h 37.6min
Склонение: -3° 15'
Звёздная величина: 7,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 11'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

М14 было обнаружено Шарлем Мессье 1 июня 1764 года, через несколько дней после обнаружений соседнего и других шаровых скоплений М9, М10 и М12. Мессье писал: "Туманность без звёзд, небольшого размера, тусклая, круглой формы, рядом находится звезда 9 звёздной величины, 7' в диаметре." Напротив, через 19 лет, Уильям Гершель нашел М14 "черезвычайно ярким и легко разрешимым" и писал: "С увеличением в 300X, я могу видеть звёзды. Скопление лежит позади рассеянных звёзд, так как многие проецируются на него. Для Джона Гершеля, М14 также было поразительным объектом. В 1833 году, он отметил: "Очень большое, диаметром 8' или 10'. Звёзды настолько маленькие, что едва различимы." Адмирал Смит отметил "прозрачный белый цвет". Генрих Д,Арре видел в М14 "элегантный объект, похожий на комету, почти круглый, с неровным краями, разрешающийся на звёзды с увеличением в 226X."

Астрофизика

М14 на одну звёздную величину слабее своих соседей М10 и М12, равна блеску М9, но в абсолютном выражении, это самое яркое шаровое скопление Змееносца. М14 тусклее на две звёздных величины из-за большого расстояния и межзвёздного поглощения света пылью Млечного Пути. Это приводит к тому, что самые яркие звёзды скопления имеют 14-ю звёздную величину, вместо 12, как у М10 и М12. С массой в 1,2 миллиона солнечных, М14, значительно превосходит своих соседей.
Расстояние до М14 ещё обсуждается. До недавнего времени считалось около 25 000 световых лет, как и у его двух ярких соседей. Однако каталог Recio-Blanco (2005) теперь оценивает расстояние в более чем 55 000 световых лет. Это подразумевает большой физический диаметр скопления в 180 световых лет. Звёзды этого скопления бедны металлами. Среди 68 известных переменных, есть 55 звёзд типа RR Лиры, характерных для шаровых скоплений и 5 цефеид II типа.
В 1938 году в М14 была зафиксирована вспышка новой звезды. Однако, одна была открыта только в 1964 году, при изучении фотопластин с 1932 по 1963 годы. Новая появилась на восьми пластинах между 21 и 28 июня, как звезда 16 звёздной величины. Это только вторая классическая новая, зафиксированная в шаровых скоплениях (см. М80). В наше время эту новую, не удалось идентифицировать ни с одним из объектов в скоплении, даже с помощью телескопа им. Хаббла.

Наблюдения

Несмотря на то, что даже маленький бинокль покажет М14 как туманное пятно, оно останется неразрешимым на отдельные звёзды, возможно более зернистым, диаметром в 3', при наблюдениях в малый телескоп.
В телескоп от 200 мм. и более, начиная с внешнего края начинает разрешаться на звёзды. М14 кажется чуть вытянутым с востока на запад, Количество отдельных видимых звёзд не велико даже при наблюдениях в большие апертуры. Неоднородные звёздные цепочки видны на северо-востоке и юго-западе, в то время как центральная область кажется зернистой или пятнистой, но неразрешенной на отдельные звёзды. Плохо заметная темная область центральной части скопления находится на юго-востоке имеет диаметр 4' и окружена ореолом из звёзд 8' в диаметре.

1. М14 входит в число наиболее удалённых шаровых скоплений из каталога Мессье. Из-за поглощения света межзвёздной пылью, яркость звёзд существенно меньше. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М15

Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 7078
Тип: Шаровое скопление
Класс: IV
Расстояние: 39 010 с.л. (R2005)
                        32 560 с.л.  (с учётом собственного движения, 2004)
                        38 510 с.л. (RR Lyr, 2001)
Размер: 200 с.л.
Созвездие: Пегас
Прямое восхождение: 21h 30.0min
Склонение: +12° 10'
Звёздная величина: 6.0
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 18'
Первооткрыватель: Маральди 1746 г.

История

М15 было открыто 7 сентября 1746 года, французским астрономом Жаном Домиником Маральди. Он описал объект как "довольно яркую, туманную звезду, которая состоит из множества звёзд." Хотя Маральди уже разрешил туманность на отдельные звёзды, отчёт наблюдения Мессье от 3 июня 1764 года, гласит: "Туманность без звёзд, круглая, его центр блестящий, диаметром 3'." Похоже телескоп Мессье, значительно уступал тому, что использовал Маральди двадцатью годами ранее.
В 1783 году, Уильям Гершель, также разрешил на отдельные звёзды М15 и считал его отличным тестовым объектом. Его сын Джон прокомментировал: "Красивое шаровидное скопление, концентрируется в великолепное сияние в центре, как сгущение или выпуклость. Беспорядочные потоки звёзд, как бы сходятся к центру, оно не круглой формы." Д,Арре тоже заметил асимметрию и писал: "Самое большое скопление, очень яркое, имеет красивые ответвления с очевидными расширениями. Ядро эксцентричное, смещённое на восток." Баффем сообщил о тёмном пятне в центре и двух тёмных слабых дорожках.
В 1918 году, Кёртис исследовал М 15 по фотопластинам и подвёл итог такими словами:  "Яркое, необычной красоты скопление, 8' в диаметре."

Астрофизика

М15 - большое шаровое скопление в середине галактического гало. Его орбита, наклонённая к плоскости галактики на 40°, имеет период в 250 миллионов лет. В настоящее время М15 находится в 39 000 световых лет от нас. Из этого следует, что физический размер кластера, равен 200 световым годам.
М15 имеет не менее 450 000 солнечных масс. Его самые яркие красные гиганты достигают светимости 12,6 m, что равно 1000 светимостей Солнца.  Это шаровое скопление богато большим количеством переменных звёзд. Среди по крайней мере 180 зарегистрированных, есть одна цефеида II типа, 8 пульсаров - остатков сверхновых. Предположительно, PSR 2127+11C является частью двойной нейтронной звезды и демонстрирует эффекты релятивистской кинематики в сильном гравитационном поле: смещение перигелия, отклонение света и потери энергии под действием гравитационных сил. Предполагаемый оптически отождествлённый объект - голубая переменная 15 звёздной величины.
Уайт и Анжелини (2001), обнаружили два ярких источника рентгеновского излучения на расcтоянии всего в 2,7" друг от друга, которые определены как массивная двойная система.
На изображениях в очень высоком разрешении, М15 демонстрирует необычайную плотность звёзд в центре, более чем 30 звёзд на квадратную угловую секунду! Это указывает на коллапс ядра шарового скопления. В этом процессе, всё больше звёзд подходят в центре друг к другу. Дистанции между ними сравнимы с расстояниями объектов в Солнечной системе, порой даже ближе чем от Солнца до Плутона! Некоторые исследователи даже предполагают чёрную дыру до 1000 солнечных масс в центре М15. Но изображения с космического телескопа им. Хаббла подтвердили сценарий коллапса ядра, согласно которому внешняя часть скопления расширяется (см. М10). Однако теоретические исследования и наблюдаемая звёздная кинематика, не могут до конца исключить гипотезу о чёрной дыре.
М15, стала известна своей планетарной туманностью, которую каталогизировал Кюстнер в 1921 году, как звезду 13,8 звёздной величины. Наблюдения в обсерватории Маунт Вилсон 1928 года  Пизом, подтвердили истинную природу объекта. Лучший пример редких планетарных туманностей в шаровых скоплениях. Его общепринятое наименование Pease 1 и каталогизировано под индексом PK 65-27.1. Ранние наблюдения туманности показали яркость 14,6 m. и 3" в диаметре. Изображения телескопа им. Хаббла дают больший размер данной туманности. Очень горячая молодая звезда 15 звёздной величины, имеет температуру около 40 000 K и около 0,6 солнечной массы. Pease 1 всего около 4200 лет и имеет физический размер в 0,6 световых года. Изображения 1994 года с телескопа имени Хаббла говорят, что туманность лежит на расстоянии в 28 световых лет от М15.

Наблюдения

М15 можно увидеть невооруженным глазом, она выглядит как двойная, со звездой 6 звёздной величины в 20' к востоку. Бинокль 10х50 покажет яркий туманный шар. М15 и его звездообразный сосед, теперь покажутся с ярким контрастом шаровой туманности и сияющей точки.
Начинает разрешаться на краях скопления уже с 65 мм. рефрактором, а полное разрешение достигается с при использовании 120 мм. апертуры, так как самые яркие звёзды имеют яркость 12,6 m. Визуальный размер скопления при этом оценивается в 6', что делает его наиболее привлекательным объектом для визуальных наблюдений.
350 мм. телескоп увеличивает визуальную величину кластера до 12'. Туманная неправильная центральная область имеет размер в 1'. Его ассиметричное восприятие, как сообщали исторические наблюдатели, остаётся неоднозначным. Pease 1 находится около края центральной области в 1,5' к северу от центра. При 14 звёздной величине , оно выглядит довольно ярким в 350 мм. телескоп. Требуется большое увеличение, отличное зрение и точное знание его местоположения, чтобы отождествить планетарную туманность среди плотного облака соседних звёзд вокруг. Быстрая смена фильтра OIII поможет с его поиском.

1. М15. Планетарная туманность Pease 1 отлично видна к северо-востоку от центральной части, на этом детальном снимке. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М15 содержит 8 пульсаров и более 130 переменных. Отмечена туманность Pease 1. Стефан Бинньювис, Жозеф Пёпсел.

[Alex Ch]

М16

Туманность Орёл
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6611
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II3mn
Расстояние: 5600 с.л.(K2005),
                        7500 с.л.  (1999)
Размер: 35 с.л.
Созвездие: Змея
Прямое восхождение:  18h 18.8min
Склонение: -13° 47'
Звёздная величина: 6,0
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 21'
Первооткрыватель: де Шезо, 1746

История

М16 было обнаружено как звёздное скопление в 1745 или 1746 году, швейцарским наблюдателем Жаном Филиппом Луи де Шезо. Шарль Мессье самостоятельно обнаружил этот объект 3 июня 1764 года, так как у него небыло данных наблюдений де Шезо. Мессье увидел: "Скопление маленьких звёзд, смешанных с тусклым свечением. В слабый телескоп это скопление смотрится в виде туманности, 8' в диаметре." Однако то, что он увидел, небыло туманностью, а светом неразрешенных звёзд. Более поздние наблюдатели тоже не заметили туманность, несмотря на более мощные телескопы. Её открытие принадлежит Барнарду (1895) и Робертсу (1897), которые независимо нашли её на своих фотографиях. Туманность получила отдельное обозначение IC 4703.
Джон Гершель в середине девятнадцатого века увидел "по крайней мере 100 больших и малых звёзд" в М16. Адмирал Смит описал этот объект как: "Рассеянное, но большое звёздное скопление. Поскольку звёзды расположены многочисленными парами среди слабых искр более мелких составляющих, она являет собой очень красивый объект в телескоп приемлемой мощности."

Астрофизика

М16 является одним из самых ярких и молодых рассеянных скоплений из каталога Мессье. 376 звёзд-участников, плотно собраны в области величиной в 15'. Самая яркая из них имеет светимость в 8,2 зв.в., а ещё 13 звёзд ярче 10 звёздной величины. М16 имеет большее количество звёзд спектрального класса O, чем другие рассеянные кластеры. Старейшей звезде в М16, всего 6 миллионов лет, а большая часть имеет возраст от 1 до 2 миллионов лет.
На самом деле М16 было бы намного ярче, если бы не страдал от межзвёзного поглощения света в 3,1 m, вызванного тёмными пылевыми облаками "Великого разлома", в нескольких сотнях световых лет от нас. Это поглощение затрудняет наблюдения, лежащей севернее, большей части ассоциации молодых звёзд  Serpens OB1, которое принадлежит М16.
Дюшен и коллеги (2001) изучил 60 самых ярких звёзд класса O в М16 и установил, что 18% из них принадлежат к тесным двойным системам. Также, они нашли более 50 звёзд вокруг скопления, которые относятся к переменным. Большинство из них это звёзды типа Т Тельца, 17 зв.в. или слабее.
Звездообразование продолжается в тёмных "слоновьих хоботах" М16. Они были сформированы взаимодействием ультрафиолетового излучения ярких массивных звёзд и туманностями вокруг них, эффект фотоиспарения. В 1995 году, космический телескоп им. Хаббла сфотографировал три из этих "столпов творения" в туманности Орёл. Возможно, это одна из самых известных астрономических фотографий, благодаря своему величественному виду. Тёмные стволы или колонны имеют длину около одного светового года и содержат компактные пыльно-молекулярные облака ("EGGs" "Яица" см. М20) немногим больше Солнечной Системы, в которых находятся звёзды на этапах формирования.
М16 находится на расстоянии в 5600 световых лет, имеет физический диаметр в 35 световых лет. Окружающая туманность может иметь размеры 35'х28', что соответствует физическому диаметру 60х45 световых лет.

Наблюдения

М16 вполне различимо невооруженным глазом, так как оно находится у крася тёмной центральной полосы Млечного Пути. В бинокль можно разрешить около дюжины самых ярких звёзд, на фоне беловатого свечения неразрешенных слабых членов скопления. Фильтр для туманностей, находящийся между окуляром и глазом, даже может выделять некоторой части эмиссионной туманности в виде свечения на окраине М16.
75 мм. телескоп покажет около 25 звёзд, среди которых есть яркая пара 8,2 и 8,8 звёздной величины и разделённая 27"(с позиционным углом 350°) в 5' от западного края скопления. Эмиссионная туманность становится хорошо видна при использовании узкополосного фильтра. Её окраины плохо различимы, но могут достигать визуального размера 15'х7'. Самые яркие части туманности видны внутри звёздного скопления и к югу от него.
 Несмотря на довольно низкую поверхностную яркость, туманность становится наиболее интересной частью при наблюдении в 350 мм. телескоп. Форма орла теперь отчётливо видна: голова (7'х4') обращена на северо-запад, а тело (35'х10') ориентировано на северо-восток - юго-запад. Треугольная тёмная туманность 5'х4' над северо-восточным плечом подчёркивает эту фигуру, в то время как внешние крылья орла остаются плохо различимыми даже при использовании фильтра. Так же для наблюдателя может представлять интерес туманное продолжение "клюва" орла. Скопление имеет около 50 членов и видимый размер 12' при наблюдении в 350 мм. телескоп.
Знаменитое тёмное поглощающее облако в центре М16, которое состоит из двух тёмных столбов, выглядит расплывчато с апертурой в 200 мм. В 350 мм. телескоп с увеличением в 200x, оно будет отождествляться как чётко определённый разделённый 2'х1' объект, с "пальцем" в 1' указывающим на северо-запад. Более яркий и крупный столб на северо-западе, хорошо видимый на фотографиях, не может быть видимым наблюдателю, но хорошо различаются две звезды переднего плана по бокам. Дополнительные тёмные детали доступны большим телескопам. 500 мм. апертура покажет тёмное пятно к северо-западу от тёмных столбов и большую тёмную структуру в 6' дальше к северо-западу.

1. М16. "Слоновьи хоботы" скрывают новорождённые звёзды. Однократно ионизированный кислород показан в красном цвете, дважды ионизированный кислород синим и водород зелёным. Космический телескоп им. Хаббла.
2. М16. Это подробное изображение показывает "слоновьи хоботы" во всех деталях. Райнер Спаренберг, Стефан Бинньювис.
3. М16 состоит из яркого звёздного скопления NGc 6611 и эмиссионной туманности IC 4703. Бернд Флах-Уилкен, Волкер Вендел.
4. М16, зарисовка. 20-дюймовый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

 рис.3,4

[Alex Ch]

М17

Туманность Омега или Лебедь
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6618
Тип: Галактическая туманность
Класс: Эмиссионная туманность
Расстояние: 5910 с.л.(K2005),
                   8160 с.л.(CMD, 2003)
Размер: 70 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 20.8min
Склонение: -16° 11'
Звёздная величина: 6,0
Поверхностная яркость: 21 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 40'х30'
Первооткрыватель: де Шезо, 1746

История

М17 была обнаружена 1745 или 1746 году, швейцарским наблюдателем Жаном Филиппом Луи де Шезо. Он описал свое открытие: "Оно имеет идеальную форму луча или хвоста кометы, длиной около 7' и шириной 2', его стороны строго параллельны и хорошо определены, как и его концы. Середина более белая, чем края."
Шарль Мессье не знал о записях де Шезо, потому что они небыли опубликованы в печати. Следовательно, его наблюдение М17, 3 июня 1764 года, стало независимым открытием. Он отметил: "Цепь света без звёзд, размером от 5' до 6', в форме веретена и немного похож на тот, что в поясе Андромеды (М31), но очень слабого свечения, рядом с экватором расположены две телескопические звезды."
Уильям Гершель увидел гораздо больше, когда с энтузиазмом описал в 1783 году: "Прекрасная туманность. Очень вытянутая, с крючком на противоположной стороне, туманность молочного типа с несколькими видимыми звёздами в ней, но они кажется не имеют никакой связи с туманностью, которая находится гораздо дальше. Я видел это через короткие промежутки летящих облаков и тумана, но размер туманности с крючком больше 10'." Гершель тоже заметил сходство с М31. Потребовалось 100 лет, чтобы определить М17, как объект из нашей Галактики.
Джон Гершель изучил М17 более подробно. Два его наблюдения были задокументированы; во-первых он даёт удивительно точное сравнение с М42 и комментирует: " Очень любопытный объект, похожий на туманность Ориона. В нем есть разрешимая часть или узел, отчетливо видимая и изолированная от остальной области, как если бы она была проглочена туманностью рядом с ним. Его второе описание - источник популярного сегодня названия туманности Омега: "Большая широкая туманность. Его форма -это греческая буква Омега, с левой опорной линией, повёрнутой вверх. Изогнутая часть очень слабая и в ней много звёзд. Вторая опорная линия плохо видима, занимает почти половину поля. Её свет не ровный, пятнистый."
Смит отметил: "Великолепное, арочное и неразрешимое свечение, занимает около трети площади в прекрасной группе звёзд." Чамберс сравнил форму с "лебедем, плавающим по воде" которое стало вторым популярным наименованием М17, туманность Лебедь.
В данных Кёртиса от 1918 года говориться: "Подковообразная или  туманность Омега. Очень яркая, очень большого размера, показывающая множество деталей, занимающая на небе площадь около 26' на 20'."

Астрофизика

М17, туманность Омега, это очень похожая на М42 область активного звездообразования. В ограниченном пространстве 5'х5', к западу от шеи лебедя, есть небольшое звёздное скопление, возрастом всего около миллиона лет, насчитывающее от 8000 до 10 000 членов, большая часть которых скрыта внутри туманности. Только ядро (2'х2'), содержит 750 звёзд. Эти очень молодые звёзды имеют от 5 до 20 солнечный масс каждая и 9 очень ярких звёзд спектрального класса O, которые имеют массу около 60 солнечных. Однако их яркость для наблюдателя снижена туманностью на 30 звёздных величин, в дополнение к 1,8 m межзвёздного поглощения. Они ярче 14,2 звёздной величины, две из них ярче 10 зв.в. в видимом диапазоне. Остальную часть скопления можно изучать только в инфракрасном диапазоне, где поглощение излучения пылью не так сильно.
Большое молекулярное облако вокруг и к юго-западу от М17 содержит достаточное количество межзвёздной материи для формирования ещё 10 000 звёзд подобных Солнцу.
Согласно данным Харпера и др., М17 является одной из самых ярких областей ионизированного водорода (HII), с излучением 560 000 солнечных. Туманность остаётся частично скрытой, где преобладают облака холодной пыли, но она ионизируется и возбуждается рождающимися молодыми звёздами в других частях, которые обладают мощным излучением в Ha и других эмиссионных линиях. Космический телескоп имени Хаббла сделал снимки центральной области М17 в высоком разрешении. Выделяется маленькая чёрная область, всего в десять раз больше Солнечной системы, где идут процессы звездообразования.
М17 находится в 5900 световых годах в спиральном рукаве Стрельца, так же, как его сосед М16. Если доверять данным о расстоянии, эти два объекта может разделять всего 300 световых лет. Яркая и длинная основная часть М17 имеет размеры 20 световых лет, а если брать во внимание внешние области 40'х30', то физический размер М17 будет равен 70х50 световых лет.

Наблюдения

М17 больше напоминает лебедя, чем заглавную букву греческого алфавита (Ω). Тем не менее, название Омега более популярно. Общая оценка диапазона визуальной яркости находится в значениях от 7,0 до 5,0. Учитывая возможность наблюдения невооруженным глазом, последняя оценка более актуальна.
Бинокль 10х50 покажет нам туманную полосу, которая напоминает об историческом описании Мессье. В 50 мм. телескоп основная часть достигает визуального размера 6'х2'. Кроме того, можно заметить группу звёзд 8-10 m к северу от западного края. Однако видимость шеи лебедя, которая изгибается к югу от западного края, требует использование фильтра и большей апертуры.
При наблюдении в 120 мм. рефрактор М17, занимает второе место после М42, по богатству видимых деталей. Её яркая полоса пересекается тёмными отметинами в направлении северо-восток - юго-запад, и содержит в себе четыре или пять звёзд. Шея состоит из отдельных лоскутов туманности. На её северо-западной границе находится яркая звезда 10-ой звёздной величины, а другая на границе головы. Западное расширение трудно увидеть даже с узкополосным фильтром. Форма буквы омега из описаний наблюдения Гершеля, остаётся трудной для восприятия. Слабая туманная область размером около 10' на 3' лежит в 13' южнее светлой полосы. Её можно воспринимать, как часть изогнутого удлинения от центральной части. Ещё одно туманное пятно лежит в 9' к северо-востоку от центральной части М17, связанное с предыидущим слабым мостом туманного свечения. В результате общая протяженность видимая в 120 мм. телескоп, составляет 20'х15'.
В 350 мм. телескоп внешние области кажутся более отчётливыми. Широкоугольные окуляры с малым увеличением обеспечивают поле с впечатляющей туманностью размером 30' на 20'. Тёмная полоса на севере полностью окружена туманность, а в восточной части виден тёмный клин заходящий на туманность.
Основная часть М17 демонстрирует захватывающие детали и хаотическую тонкую структуру, что дополнительно подчёркивается использованием фильтра для наблюдения туманностей. Тёмны вытянутые пятна, чередуются с яркими включениями. Восточная часть М17, теперь формирует 10'х2.5' перемычку в форме двух заострённых жал. Выступы на спине лебедя внушают дьявольский вид. Лебединая шея почти отделена от основной части туманности, её фрагментируют тёмные структуры на востоке. Всего в 1' от юго-западного края шеи, видно туманное пятно 40' на 30' расположенное напротив звезды 12-ой звёздной величины, парящей над головой лебедя, как маленькая корона. Омега-форма Гершеля остаётся фрагментарной даже при использовании 350 мм. апертуры, хотя закрытая тёмная туманность отчётливо видна.
Слабую эмиссионную туманность IC 4706 можно найти в 15' к северо-западу от М17, разделенную темной полосой. Диффузная туманность которую окружают две звезды 9-ой звёздной величины, видна в 350 мм. телескоп.

1. М17, Туманность Омега или Лебедь, является одной из самых ярких галактических туманностей. Темные облака к юго-западу от неё обеспечивают много “материала” для звездообразования. Стефан Бинньювис, Бернд Шретер.
2. M17. В центральной области изображены глобулы и «слоновьи хоботы», типичные для областей звездообразования. Стефан Бинньювис, Райнер Спаренберг.
3. M17. На этом крупномасштабном снимке показаны детали западного края перемычки туманности. Космический телескоп им. Хаббла.
4. М17, зарисовка. 14-дюймовый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.
5,6,7. М17, исторические зарисовки. Джон Гершель (до 1833 года), лорд Росс
(1854), Уильям Лассел (1862).
8. М17, историческая зарисовка. Леопольд Трувело (1875)

[Alex Ch]

рис. 4,5,6

[Alex Ch]

рис. 7,8

[Alex Ch]

М18

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6613
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II3pn
Расстояние: 4220 с.л. (K2005),
                        5170 с.л. (2002)
Размер: 6 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 19.9min
Склонение: -17° 8'
Звёздная величина: 6,9
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 5'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

3 июня 1764 года, Мессье добавил М18 в свой список и отметил: "Скопление маленьких звёздочек чуть ниже М17, находится в окружении лёгкой туманности, это скопление менее заметно, чем М16. В простой 3,5 футовый рефрактор этот кластер видно в форме туманности, но с хорошим рефрактором можно видеть только отдельные звёзды". Будучи самым неприметным звёздным скоплением из каталога Мессье и в непосредственной близости от впечатляющих объектов М17 и М8, М18 не привлекало внимание многих наблюдателей. Около 1840 года, Джон Гершель писал: "Бедное  и грубое скопление. Содержит около дюжины звёзд 10-ой звёздной величины, и 15-20 звёзд от 12-ой до 15-ой звездной величины."

Астрофизика

Находящееся в 4200 световых годах небольшое рассеянное скопление М18, расположено на ближней стороне спирального рукава Стрельца. Следовательно оно ближе к нам, чем его соседи по небу, М17 (5900 св.л.) и М16 (5600 св. л.), которые находятся на противоположной стороне того же спирального рукава или NGC 6603 в М24, которое расположено дальше на 10 000 световых лет, ещё ближе к ядру Галактики в спиральном рукаве Нормы. Благодаря межзвёздному поглощению, яркость М18 меньше на 1,4 m.
Только около 40 звёзд приписывается к М18. Самая яркая звезда спектрального класса B2 с магнитудой 8,6 зв.в.. Поскольку следующие самые яркие звёзды в кластере тоже голубые и горячие, возраст скопления оценён в 50 миллионов лет.

Наблюдения

В бинокль М18 видно как маленькая туманная группа звёзд. 65 мм. рефрактор покажет около дюжины звёзд в радиусе 8'. Самые яркие представители скопления расположены в форме триугольника, что даёт некоторым наблюдателям впечатление буквы "S".
Большие апертуры покажут множество слабых звёзд принадлежащих как самому скоплению, так и фону Млечного Пути. Следовательно контуры М18 становятся плохо различимыми. Кроме того, оно кажется менее концентрированный и теряет своё очарование с большим увеличением.
Слабая эмиссионная туманность IC 4701 (Sharpless 44) находится в 1° к северо-западу от М18. В 350 мм. телескоп, в сочетании с узкополосным фильтром видны только намеки на неоднородную туманность, размером 60'х50'.

1. М18 находится между М17 и М24, в районе, богатом туманностями. Герман фон Эйф.