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

[Alex Ch]

М30

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 7099
Тип: Шаровое скопление (Open cluster?)
Класс:  V
Расстояние: 29460 с.л. (R2005)
                   30730 с.л. (CMD, 1999)
Размер: 100 с.л.
Созвездие: Козерог
Прямое восхождение:  21h 40.4min
Склонение: -23° 11'
Звёздная величина: 7,3
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 12'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

8 августа 1764 года, Шарль Мессье обнаружил "туманность" в Козероге и отметил: "С трудом её можно увидеть в простом рефракторе длиной 3,5 фута, она круглая и не содержит звёзд, 2' в диаметре".
В 1783 году, Уильям Гершель со своими превосходными самодельными зеркалами, смог разрешить M30 на отдельные звезды. Он отметил: "На севере расположены два ряда ярких звезд, по четыре или пять в ряду." Почти 50 лет спустя, его сын Джон описал более подробно: "Прекрасное скопление, не идеально круглое, с двумя выступами на его северной стороне. Один направлен от яркого центра и состоит из трех или четырех ярких звезд 12-й звёздной величины, его положение на микрометре, составляет 350,4°; другой берет начало в противоположной стороне от центра и направлен в положение 331,7° по линии, не проходящей через центр, диаметром 6', звезды 12-й величины, перед ними звезда 9-й звёздной величины." Смит, наблюдая со значительно меньшей апертурой (130 мм.), чем Джон Гершель, описал его так: "Мелкое бледно-белое скопление. Это яркий объект, из беспорядочных потоков звезд на его северной грани, имеет эллиптическую форму с сиянием в центре и в этой области, есть только несколько других звезд или выбросов".

Астрофизика

Шаровое скопление М30 находится на расстоянии 30 000 световых лет от нас, ниже галактической плоскости. Его орбита вокруг галактического центра наклонена на 50 ° к плоскости диска галактики и для одного оборота, требуется 160 миллионов лет. При таком наклоне, расстояние M30 от галактического центра меняется, приблизительно от 10 000 до 25 000 световых лет.
Физический размер M30 - около 100 световых лет, а его общая масса оценивается в 300 000 солнечных масс. Звезды в ядре M 30 очень близко расположены друг к другу, так как это шаровое скопление уже пережило коллапс ядра (см. M15), динамический процесс, в котором центральная звездная плотность скопления резко возрастает.
В M30 известно по меньшей мере, 13 переменных звезд, включая карликовую новую. Только два других шаровых скопления, M5 и NGC 6712, имеют переменную этого редкого типа, но радиальная скорость и цвет, дают основание сомневаться в принадлежности этого объекта к скоплению. Кроме того, два пульсара (см. М28) были обнаружены в М30 в 2004 году с периодами 11 и 13 миллисекунд.
В М30 необычайно много "голубых отставших". В 20' центральной области, они составляют 25% звезд, больше, чем в любом другом скоплении, центральная область светится необычным голубым светом. Эти звезды кажутся моложе и массивнее обычных звезд скопления, хотя предполагается, что все звезды шарового скопления образовались в одно и то же время. Поэтому принято считать, что "голубые отставшие" появились сравнительно недавно, в результате слияния двух звезд или массопереноса в близкой двойной системе. Более частое появление таких звезд в плотных областях ядра шаровых скоплений, особенно в сверхплотном ядре M30, по-видимому, подтверждает гипотезу слияния.

Наблюдения

Даже несмотря на то, что M30 можно увидеть в бинокль в виде небольшого туманного шара, он остается трудным объектом для наблюдения в небольшие телескопы. Разрешить на отдельные звезды довольно сложно, если апертура телескопа менее 150-200 мм.. Сильная концентрация звёзд в центре не поддаётся разрешению даже с такими апертурами. Есть звезда 8-й величины в 7 'к западу от М 30. Линии звезд, упомянутые Гершелем, хорошо видны: одна выходит из центра скопления на севере, а другая идёт параллельно ей, к северо-западу от М30, не затрагивая центр кластера. В 350 мм. телескоп, общий визуальный размер кластера составляет 4', а неразрешенное ядро имеет 1' в диаметре.

1. М30. Большое количество "голубых отставших", придает этому шаровому скоплению синеватый оттенок. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М31

Галактика Андромеды
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 224
Тип: Галактика
Класс:  Sb
Расстояние: 2.57 млн с.л. (H2000)
                   2.53 млн с.л. (PN, 2000)
                   2.58 млн с.л. (Cepheids, 2003)
                   2.59 млн с.л. (RR Lyr, 2004)
Размер: 160 000 с.л.
Созвездие: Андромеда
Прямое восхождение:  0h 42.7min
Склонение: +41° 16'
Звёздная величина: 3,4
Поверхностная яркость: 22.8 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 3,5°х1°
Первооткрыватель: Ас-Суфи, 964

История

Примерно в 964 году н.э., персидский ученый Абуль-Хусейн Абдуррахман ибн Умар ас-Суфи, впервые обратил внимание на «маленькое облако» в созвездии Андромеды. Но эта туманность, возможно, была известна персидским астрономам к 905 году или даже ранее.
Эти раннесредневековые наблюдения были давно забыты, когда в 1612 году, сразу после изобретения телескопа, Симон Мариий опробовал свой маленький рефрактор в Гунценхаузене, Германия. Его повторное открытие M31, вполне может рассматриваться как самостоятельное открытие ближайшей спиральной галактики. Он писал: "Выглядит как свеча, сквозь прозрачный рог. Звезд не видно, только мерцающие лучи, которые становятся ярче ближе к центру". Поскольку наблюдения Мария не были известны более поздним наблюдателям, мы также можем рассматривать Годиерну (1654 г.) и Буллиальда (1661 г.) как независимых первооткрывателей.
С сегодняшней точки зрения, не очевидно, почему телескоп должен был быть необходим, для обнаружения М31. Но до изобретения телескопа, туманности, для невооруженного наблюдателя,  были практически неизвестны (за исключением M 44, прототипа "туманности"), и просто не было никакого интереса к такого рода явлениям. Таким образом, М31 вполне мог быть замечен другими астрономами до телескопа, но явно проигнорирован как не имеющий для них значения.
Шарль Мессье, наблюдал M31 несколько раз и также сделал зарисовку туманности. В его записи от 3 августа 1764 года говорится: "Прекрасная туманность в поясе Андромеды в форме веретена; она напоминает два конуса или пирамиды света, обращенных друг к другу в их основания, с осью, направленной с северо-запада на юго-восток,  две точки света или вершины находятся на расстоянии около 40' друг от друга, общее основание двух пирамид 15'". Однако, в описании удлинения, Мессье был не уверен в истинном направлении.
В 1785 году, Уильям Гершель пророчески предположил, что М31 является "сестрой Млечного Пути", но его оценка расстояния в 2000 раз больше, чем у Сириуса, была слишком заниженной. Он описал М31 как: "Несомненно ближайшую из всех больших туманностей. Её протяженность составляет более полутора градусов в длину и даже в одном из самых узких мест, не менее 16' в ширину."
Смит довольно точно говорил о "молочно-неразрешимой туманности", а Лорду Россу казалось, что он узнает отдельные звезды. Лео Бреннер, в начале 20-го века, после наблюдений с его 150 мм. рефрактором, описал свои впечатления: "С увеличением 660х, бесчисленные крошечные звезды 13-й-15-й величины распределились по всему полю зрения, как мелкий песок на серой мраморной плите. Хотя я наблюдал эту туманность много раз до и после, только один раз я достиг такого разрешения, из которого можно сделать вывод, что это возможно только при исключительно хороших условиях наблюдения и телескопе особенно хорошего качества."
Истинное расстояние и характер «туманности» М31, стали ясны только в последующие годы. В 1912 году, Слайфер измерил приближающуюся радиальную скорость, в 300 км/с, это показало, что "туманность" - внегалактический объект. Но первое измерение расстояния, пришлось ждать до 1923 года, когда Эдвин Хаббл обнаружил первые цефеиды в M31. Затем стало окончательно ясно, что туманность Андромеды и многие другие подобные спиральные туманности представляют собой самостоятельные Млечные Пути.
Кёртис писал в 1918 году, основываясь на первом наборе фотографий:"Этот замечательный объект, самый большой из спиральных туманностей, слишком хорошо известен, чтобы нуждаться в описании. Экспозиции от 1 до 3 минут, показывают почти звездное ядро со следами спиральной структуры в окружающем туманном веществе"

Астрофизика

M31 считается самой изученной галактикой из всех. Её близость и наклон, позволяют последовательно изучать различные классы объектов, которые в нашей собственной Галактике скрыты за плотной межзвездной пылью галактического диска.
С диаметром около 160 000 световых лет, спиральная галактика M31 значительно больше нашего Млечного Пути, но, скорее всего, она менее массивна. Недавнее исследование Эванса и коллег (2000), который включил гало M31 в измерение, дало оценку, около 700 миллиардов солнечных масс, но эта впечатляющая цифра все еще меньше, чем предполагаемая масса нашей собственной Галактики, около 1000 миллиардов солнечных масс.
Вокруг M31, имеется по меньшей мере 337 гравитационно связанных шаровых скоплений, и еще 688 были перечислены в качестве кандидатов. G1 (Mayall II), самый яркий из шаровых скоплений M31, был тщательно изучен с помощью космического телескопа имени Хаббла в 1994 году. По оценкам, число звезд с магнитудой 22,5 и ярче составляет 300 000, а масса достигает от 14 до 17 миллионов Солнц. Это делает G1, гигантом по сравнению с шаровыми скоплениями в нашем Млечном Пути. Его расстояние от центра родительской галактики составляет 170 000 световых лет, а эллиптичность - 0,2. Некоторые исследователи считают, что G1, на самом деле является остатком карликовой галактики, которая была поглощена М31.
M31 обладает широкой системой спутников-галактик. Их самые яркие представители, М32 и М110, даже являются членами каталога Мессье. Арп обнаружил слабый световой мост между М31 и М32, по этому, пара была включена в его каталог взаимодействующих галактик. Прошлая близкая встреча с M32, привела к деформации спиральных рукавов в M31.
Помимо этих двух объектов Мессье, NGC 147 и 185, являются заметными спутниками-галактиками M31. Существует целое семейство слабых карликовых галактик Андромеды (от I до IX) - в общей сложности, по крайней мере 12 спутников окружают родительскую галактику. IV, тем временем, был определён, как фоновый объект, а VIII и IX были обнаружены в последние годы. И VIII, находится перед М31 и рядом с М32 - он разрушается приливными силами. Этот случай напоминает ближайшего спутника Млечного Пути, карликовую галактику SagDEG (см. M54). Его ширина составляет около 30 000 световых лет и он до сих пор содержит до 3 шаровых скоплений и 12 планетарных туманностей. А IX, с другой стороны, представляет собой небольшую и очень слабую карликовую галактику, лежащую примерно в 150 000 световых лет позади М31.
В 2004 году, в 3° к северо-востоку от М31, был обнаружен очень слабый объект, с поверхностной яркостью всего 20 mag/arcsec2. Возможно, это отдаленная часть М31, оторвавшееся во время близкого столкновения с галактикой-компаньоном, или это остаток другого поглощённого спутника.
В 1991 году, ядро М31 было изучено с помощью космического телескопа имени Хаббла.
Это привело к открытию двойной структуры с разделением всего 0,5", из которой физическое ядро M31 образует более слабый компонент. Здесь предположительно присутствует черная дыра с массой 55 миллионов солнечных.
До сих пор, в М31 наблюдалась только одна сверхновая: 20 августа 1888 года, Эрнст Гартвиг обнаружил новую звезду 6-й величины, используя знаменитый рефрактор Фраунгофера в Дерпте. Эта звезда, сегодня известная как S Андромеды, потускнела до величины 16 m. к февралю 1890 года и была первой сверхновой, наблюдаемой в другой галактике. В 1989 году, Мейол на 4 метровом рефлекторе, смог идентифицировать остатки сверхновой звезды. Тем не менее, новые довольно распространены, несколько объектов регистрируют каждый год.
Из приблизительно 35 000 известных переменных в M31, классические цефеиды заслуживают особого внимания, поскольку их отношение периодической светимости, позволяет определить расстояние до M31, что является важным шагом в космологической лестнице расстояний. Со времени первых исследований Хаббла 1921 года, это значение менялось несколько раз. В настоящее время, предполагаемое расстояние в 2,5 миллиона световых лет, значительно больше, чем ранние оценки расстояния для галактики, которые были основаны на неправильной методе калибровки отношения цефеид.

Наблюдения

М31 - единственный внегалактический объект на северном небе, который виден невооруженным глазом без каких-либо трудностей. Поразительно представить себе огромное расстояние в 2,5 миллиона световых лет, по сравнению с "всего лишь" несколькими сотнями световых лет от звезд на переднем плане, в нашем Млечном пути. Центральную область  М31, можно рассмотреть как туманную звезду даже при посредственным небом с предельной звёздной величиной не менее 5 m. Только сильно засвеченное городское небо не даст визуально увидеть галактику. На темном ясном горном небе M31 становится поистине впечатляющей крупной овальной туманностью, размером 3,5х1°. Слабая звезда 6,9 m. к юго-востоку от южного края галактики, является хорошим маркером при оценке видимой длины галактики Андромеды.
В хороших биноклях и телескопах с большим полем зрения видимая, длина М31 может достигать даже 4° и более. В 1953 году, Роберт Джонкир отметил впечатляющую общую протяженность 5,2°×1,1°, с его 50-миллиметровым биноклем.
Наиболее очевидная особенность M31 - яркое звездообразное ядро, которое видно в маленьких телескопах, особенно с большим увеличением. Вокруг него в пригородном небе, видна только овальная туманность длиной 1° без каких-либо дополнительных деталей. Темное небо, однако, показывает, что это только четко определенный центральный район галактики, который в три раза больше. Его край особенно отчетливо виден ближе к M110. С 75 мм. апертурой и более, внутренняя пылевая полоса становится еле видимой. При длительном наблюдении, слабая структура может быть отождествлена во внешних областях галактики. Наиболее отчетливая деталь - это звездное облако NGC 206 (A78), впервые замеченное Уильямом Гершелем в 1786 году.
Используя 150 мм. апертуру и терпеливо наблюдая в течение нескольких часов, M 31 показывает богатую структуру. NGC 206, оказывается лишь самым очевидным из множества ярких пятен, которые отделены друг от друга темными полосами, которые следуют по спиральной структуре галактики. Наиболее заметные области поглощения - две темные полосы на северо-западной стороне M31 и изогнутый участок в его южной части. 150 миллиметровый телескоп, также способен показывать яркие шаровые скопления M31: G 213, 272, 280, 78, 76 и 1. G1, безусловно, самый яркий из них кластер, с величиной 13,7 m., его можно рассмотреть уже в 100 мм. телескоп.
350 миллиметровый телескоп предлагает настолько много видимых деталей в M31, что для записи всего этого требуется несколько ночей. Очень яркое ядро остается звездообразным. Оно окружено эллиптической туманностью длиной 10', с сильным градиентом яркости, но без видимых деталей. В 5 'и 10' к западу от ядра , видны две темные полосы, каждая из которых имеет ширину 3'. Эти полосы демонстрируют высокий контраст со своим ярким фоном, а более яркая область между ними кажется пятнистой. Внутренняя сторона, внутренней полосы имеет довольно рваную мелкомасштабную структуру. Особенно богатым в деталях, является район NGC 206. Само яркое облако фрагментируется в яркие пятна при наблюдении с большим увеличением, его восточный край довольно ясно определяется. Звездное облако A 80, в 7' к югу, содержит рассеянное скопление C 107, которое видно, как небольшое вытянутое пятно. Далее на западе находится G 76, одно из самых ярких шаровых скоплений в M31. Наконец, C 202/3 - довольно хорошо видимая пара рассеянных скоплений, расположенная в 20' к югу от ядра галактики.
Много деталей присутствует на северо-восточной стороне Галактики Андромеды. Начиная от 15' к востоку от ядра, цепь ярких звездных облаков достигает 18' к северу. Его наиболее заметные компоненты, это А 40, 41, 42 и 91. Шаровые скопления G 272 и G 280 расположены между ними и выглядят как крошечные туманные пятна. Небольшое, вытянутое пятно C 410 находится в 1,5' к югу от G 280. Это самая яркая область HII в M31, связанная со звездным скоплением. Другая группа шаровых скоплений образует "проспект", начинающийся около М110 и направленный на юго-восток. Он состоит из G 58, 64, 72 и G 78. Еще один интересный объект - А 54, относительно яркое и изолированное звездное облако 20' к северу от ядра M31. Большие апертуры разрешают внутреннюю темную структуру в А 54. Голубая светящаяся переменная типа S Золотой Рыбы, AF Андромеды, лежит примерно в 10' к юго-востоку от ядра. Это самая яркая звезда галактики Андромеды, с магнитудой 16,5 m..
Две фоновые галактики светят прямо сквозь  M31: Маркарян 957 и 5Zw 29, видны как слабые точки 14-й звёздной величины. Ближайшие галактики-спутники M31, А I, II и III не видны с 350 миллиметровым телескопом, но все три находятся в пределах досягаемости 500 мм. инструмента.

1. M31. G 1 - самое яркое шаровое скопление M31. Оно лежит в 2,5° к юго-западу от ядра своей материнской галактики. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М31. Ядро Галактики Андромеды имеет необычную двойную структуру. Космический телескоп имени Хаббла.
3. M31. Наша соседняя галактика, на расстоянии 2,5 миллиона световых лет от нас, один из самых впечатляющих объектов на ночном небе. На этой фотографии показаны две галактики-спутники M32 (ниже центра) и М110 (выше справа). Корд Шольц.
4. М31. Детальная фотография NGC 206 и южного региона галактики. Корд Шольц.
5. Негатив М31 с обозначением объектов.
6. М31, зарисовка. 350 миллиметровый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.
7. М31, историческая зарисовка ядра. Р. Митчелл и Лорд Росс (1857).
8. Спутники-галактики М31
9. Подборка самых ярких объектов в М31
10. М31 и М32. Остается неясным, находится ли спутник М31 в действительности впереди или позади материнской галактики. Роберт Гендлер.

[Alex Ch]

рис. 3 и 4

[Alex Ch]

рис. 5,6,7

[Alex Ch]

рис. 8,9,10

[Alex Ch]

М32

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 221
Тип: Галактика
Класс:  E2
Расстояние: 2.57 млн с.л. (see M31)
                   2.45 млн с.л. (PN, 2000)
Размер: 6500 с.л.
Созвездие: Андромеда
Прямое восхождение:  0h 42.7min
Склонение: +41° 52'
Звёздная величина: 8,1
Поверхностная яркость: 21.2 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 8,7'х6,5'
Первооткрыватель: Лежантиль 1749 г.

История

М32 была обнаружена 29 октября 1749 года, Гийомом Жозефом Гиацинтом Жаном-Батистом Лежантилем де ла Галазьером. Француз описывает открытие:"Наблюдая за туманностью Андромеды с помощью телескопа 18 футов (фокусное расстояние), я увидел другую маленькую туманность диаметром около 1', которая, казалось, выбрасывала два маленьких луча, один направо и один налево". Шарль Мессье, наблюдал M32 в 1757 году, но описание в его каталоге датировано 3 августа 1764 года: "Маленькая туманность без звезд, круглая, диаметром 2' ". Гораздо позже, работая с гораздо мощными телескопами, Джон Гершель охарактеризовал эту галактика, по другому:"Очень яркая, довольно большая, более яркая середина 10-й звёздной величины, 40" в диаметре, восточнее находится небольшая звезда 11,5 m." Генрих Д,Арре обнаружил, что М32 "почти круглая, ярче к центру, ядро напоминает звезду 10-й величины".
Оценивая внешний вид M32 на своих фотопластинках, Кёртис прокомментировал: «Очень яркий. На длинных выдержках он выглядит как «выгоревший» овал 2,6'х1,8', без каких-либо следов спирального характера во внешних частях. Короткие экспозиции показывают туманное ядро, окруженное яркой туманностью, намного ярче, чем самые яркие части в туманности Андромеды".

Астрофизика

Как и M110, M32 является физическим спутником Галактики Андромеды, визуально всего в 22' к югу от ядра M31. Реальное же расстояние в пространстве, неизвестно, но оно, безусловно больше, чем предполагает визуальное впечатление. К сожалению, с нашей точки зрения не совсем понятно, находится ли М32 впереди или позади от М31. Последние исследования, предполагают расположение позади родительской галактики.
М32 - эллиптическая карликовая галактика, диаметром всего 6500 световых лет и массой около 3 миллиардов солнечных масс. Его малая ось короче на 20%, чем большая (с позиционным углом 163°). Эта маленькая галактика, вероятно, обязана своим выживанием в гравитационном поле М31, своей очень компактной области ядра. В ядре M32 был заподозрен сверхмассивный объект массой 2,5 миллиона солнечных масс, рентгеновское излучение которого было подтверждено лишь недавно. Бекки и коллеги (2001) объявили, что M 32 когда-то была спиральной галактикой, из которой только центральная часть пережила последнюю встречу с M31.
Звезды M32, имеют возраст от 4 до 8 миллиардов лет, что довольно много, но содержание металлов в них имеет довольно высокие значения, в отличие от шаровых скоплений. В этой карликовой галактике осталось очень мало пыли и газа, что говорит о прекращении звездообразования, также она потеряла свои шаровые скопления. Известно лишь несколько планетарных туманностей. Центральная плотность звезд достигает - 1500 звезд за кубический световой год. Наблюдатель на краю M32 будет наслаждаться чудесным ночным небом, половина которого будет обильно заполнена звездами M32, а другая половина галактикой Андромеды во всем её великолепии.
Астрофизические характеристики M32, соответствуют характеристикам ядер эллиптических галактик. Это подтверждает идею о том, что первоначально эта галактика была намного больше, но с тех пор потеряла большую часть своей массы при близком столкновении с М31. Это согласуется с наблюдаемыми деформациями спиральных рукавов М31.
31 августа 1998 года исследовательская программа Ликской  обсерватории, обнаружила новую звезду магнитудой 16,5, всего в 35,7" к юго-западу от ядра М32. Еще две были обнаружены недавно - 5 января 2004 года, Дж. Д. Ниллом с магнитудой 17,2 в 1,5' к северо-востоку от ядра галактики и Ф. Манзини 27 июля 2006 года, яркостью 17,2 m., около 1' к северо-западу от ядра. На момент написания статьи, в М32 еще не наблюдалось ни одной сверхновой.

Наблюдения

Из всех сопутствующих галактик Туманности Андромеды, М32 - самая легкая для наблюдения даже в бинокль 8х30. Однако его визуальное восприятие остается таким же, как у нечеткой звезды магнитудой 8,1 m., даже в небольших телескопах при малом увеличении.
Апертура 350 мм., показывает овальную туманность, вытянутую 4'х3' в направлении север-юг с ядром звездообразного вида. М32 полностью расположена на ярком фоне М31, что затрудняет определение общего визуального диаметра.
Слабое шаровое скопление системы M31, G 156, лежит в 6,3' к северо-западу от M32. При звёздной величине 15,6, потребуется 500 мм. телескоп, чтобы показать его в виде "звезды".

1. M32. Космический телескоп имени Хаббла, разрешил галактику на отдельные звезды.

[Alex Ch]

М33

Галактика Треугольника
Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 598
Тип: Галактика
Класс:  Sbc
Расстояние: 2.74 млн с.л.  (H2000)
                   3.06 млн с.л.  (PN, 2004)
                   2.76 млн с.л.  (CMD, 2004)
                   2.62 млн с.л.  (Cepheids, 2002)
Размер: 60 000 с.л.
Созвездие: Треугольник
Прямое восхождение:  1h 33.9min
Склонение: +30° 48'
Звёздная величина: 5,7
Поверхностная яркость: 23.1 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 71'х42'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

М 33, возможно, наблюдал Джованни Батиста Годиерна до 1654 года, но его записи неоднозначны и могут не относиться к этому объекту. Мы с уверенностью знаем о наблюдении Шарля Мессье 25 августа 1764 года с 3-дюймовым рефлектором, при 44х:"Туманность имеет беловатое свечение, почти равномерной плотности, однако немного ярче для двух третей ее диаметра, не содержит звезд. С трудом различима в простой 1 дюймовый рефрактор. 15' диаметром". Уильям Гершель подробно изучил M33 и обнаружил NGC 604, яркую эмиссионную туманность в северном спиральном рукаве. Его сын, Джон охарактеризовал М33 как "Чрезвычайно большую. Туманность простирается на 15' в южном направлении и почти так же на север. Она имеет неровности света и даже слабые  сгустки с множеством маленьких звезд". Он также различил звезду 12-й звёздной величины к северо-востоку от ядра.
Смит использовал 150 мм. апертуру и увидел «Большую и отчетливую, но слабую бледно-белую туманность с яркой звездой, немного севернее и пять других, в восточном направлении, на том же расстоянии, между которым и объектом есть нечеткое сияние просто туманной материи".
В 1850 году, Лорд Росс активно изучал М33 с помощью подробных зарисовок: "Эта фигура представляет собой центральную часть очень большой туманности. Сама туманность не была достаточно изучена, но до сих пор ни одна другая не имела спирали или вообще какого-либо правильного рисунка. Эскиз не очень точен, но достаточно хорошо отражает характер центральной части".
Генрих Д,Арре, тоже подробно изучил М33 и обнаружил более яркие узлы NGC 588, 592 и 595. Открытие NGC 603 приписывается Лорду Россу, но этот объект с тех пор был классифицирован как двойная звезда переднего плана и он не является физической частью M33.
Кёртис получил свое первое глубокое изображение М33, он написал в 1918 году: «Ближайший конкурент Туманности Андромеды, как самой красивой из известных спиралей. С её самыми слабыми областями, она покрывает область на небе, по крайней мере 55'х 40'. 588, 592, 595 и 604, это просто более яркие части 598. Не ясно, существует ли фактическое звездное ядро. Множество звездных сгущений в завитках; спираль, которая дает самый известный пример "разрешения" на звезды".

Астрофизика

M33 является одной из ближайших к нам галактик и членом Местной группы галактик. Его масса от 10 до 40 миллиардов солнечных масс, кажется небольшой по сравнению с М31 и Млечным путем, но М33 является третьей по величине в Местной группе галактик. У неё даже есть собственный спутник, карликовая галактика LGS 3.
Исследование классических цефеид в M33 с помощью космического телескопа имени Хаббла, в 1991 году подтвердило, что эта галактика немного дальше, чем Галактика Андромеды. Хотя последняя находится на расстоянии около 2,5 миллионов световых лет от нас, значения, полученные для М33 лежат между 2,6 и 3,1 миллионов световых лет. Принимая во внимание соответствующие неопределенности, получено среднее расстояние в 2,74 миллиона световых лет.
M33 имеет диаметр от 50 000 до 60 000 световых лет, включая внешние области. Как видно с нашей точки зрения, эта галактика вращается по часовой стрелке, около 200 миллионов лет за один оборот. Космический телескоп Хаббл, смог обнаружить центральную область М33. В его центре нет сверхмассивного объекта, как это наблюдается в других галактиках. Вместо этого ядро распалось на несколько массивных светящихся звездных скоплений с яркостью около 14-й звёздной величины и массой около 10 000 солнечных масс. Здесь встречаются два разных поколения звезд: молодые, возраст которых составляет 40 миллионов лет, и относительно старые, возрастом в миллиард лет. Кроме того, в центральной области M33 находится двойная система с черной дырой, которая представляет собой  сильный непрерывный рентгеновский источник в Местной группе, а также синий сверхгигант всего в 1" к северу от ядра галактики.
Свет галактики M33, кажется синим из-за многочисленных областей звездообразования с молодыми звездами, смешанными с туманными областями дважды ионизированного водорода. Самым выделяющимся объектом такого типа, является NGC 604 в северном спиральном рукаве M33. Это один из самых больших известных регионов HII. Его истинный диаметр в 1500 световых лет, позволил бы заполнить расстояние от  Земли до Туманности Ориона, которая терялась бы рядом с этим огромным газовым облаком. Космический телескоп имени Хаббла, обнаружил более 200 массивных звезд, которые только что сформировались, с 15-120 солнечными массами каждая. Они образуют массивное, очень молодое звездное скопление, которое уже начало разрушать туманность. Пустоты сформировались менее чем за 3 миллиона лет.
Сараджедини и Манконе, внесли в каталог 451 кандидата в звёздные скопления для M33, из которых 255 являются подтверждёнными кластерами. До настоящего времени в М33 не наблюдалось никаких сверхновых. Известно около 350 цефеид и несколько новых. К 2007 году более 37 000 звезд в поле галактики были проверены на переменность с помощью космического телескопа Spitzer, и было обнаружено 2923 переменные звезды в галактике. Около 70 отдельных звезд М33 превышают видимую звёздную величину в 17,7 m.. Они включают около десятка нерегулярных, синих переменных (LBVs) с очень большими массами и максимальной яркостью 14,5 m..
Самый известный пример - Звезда Романо, расположенная в 17' к северо-востоку от ядра галактики (магнитуда 16,5-17,8 m.). Для сравнения, самый яркий из примерно 20 шаровых скоплений  М33, достигает видимой яркости 15,9 m..

Наблюдения

М33 можно считать самым далёким объектом, видимым невооруженным глазом человека, если не учитывать исключительные наблюдения М81 и М83 редкими людьми. Общая визуальная яркость 5,7 m., вместе с видимой протяженностью от 20' до 30', приводят к очень низкой поверхностной яркости M33. Большая часть диска имеет только 23.1 mag/arcsec2. Это сравнимо с поверхностной яркостью очень хорошего ночного неба с предельной звёздной величиной 6,8. Поэтому, видимость М33 невооруженным глазом зависит от ясного, очень темного неба, и даже тогда, это туманный участок, который требует техники бокового зрения.
В бинокль М33 превращается в отчетливое большое туманное пятно с намеком на северо-восточный, самый яркий спиральный рукав. Под темным небом, его реальная спиральная структура обнаруживается даже телескопами от 75 до 150 миллиметров, с малым увеличением. Однако под посредственным небом, М33 остается диффузной туманностью без контраста, даже в больших телескопах.
112 миллиметровый рефрактор, покажет M33 с достаточной детализацией, чтобы занять наблюдателя на продолжительное время. По крайней мере два диффузных спиральных рукава начинаются из небольшого вытянутого ядра. Самый отчетливый рукав, проходит 7' на север, а затем поворачивает на восток. Он достигает яркого пятна NGC 604 шириной 1', расположенного в 13' к северо-востоку от ядра галактики. Узкополосный фильтр усиливает яркость эмиссионной туманности, её можно рассмотреть с апертурой 50 мм.. Южный спиральный рукав, выглядит более размытым с пятнистой структурой. Он имеет ширину около 5', а его самая яркая часть находится в 10' к юго-западу от ядра, со звездой у южного края. При апертуре в 112 мм., между этими двумя главными рукавами, есть намёки другие спиральные рукава, но для их четкой видимости требуется телескоп 350 мм. в диаметре. Визуальная протяженность M33 увеличивается с 30' при использовании 112 мм. апертуры, до 45' с 350 миллиметровым объективом.
350 мм. телескоп, демонстрирует фантастическую тонкую структуру внутри M33. Эта галактика распадается на необычайно богато детализированные объекты, едва ли сравнимые с любым другим в небе. Южный спиральный рукав, теперь разделен на две отдельные нити. Южная ветвь резко поворачивает на запад, примерно в 5' к югу от ядра, около звездных ассоциаций A 4 и A 5. Рядом с IC 136 находится звездное скопление, лежащее в звездном облаке A 10. Дальше на запад лежит IC 137, с очень вытянутой областью, со звездой переднего плана, попадающей на ее центр. Его окружение имеет туманное свечение, так же как и у группы A 128, к северо-западу от IC 137. Южнее яркой звезды переднего плана, есть несколько более слабых облаков A 110/112, в 18' к югу от ядра галактики.
Северный спиральный рукав выглядит намного компактнее и ярче, чем его южный аналог. Яркое круглое облако NGC 595, лежит немного за пределами западной части рукава. С узкополосным фильтром, его свечение можно заметить уже в 112 мм. телескоп. Следуя по рукаву на северо-восток, мы найдём объект А 66, южнее звезды переднего плана. Затем, поворачивая на восток, появляются IC 142 и IC 143, которые совместно образуют участок длиной 5' на северном краю спирального рукава. Далее на восток, мы подходим к NGC 604, абсолютной изюминке региона. Почти подковообразное расположение, вокруг более темной центральной области, слабо видимо с 350 мм. телескопом, но уже отчетливо в апертуру 500 мм.. Можно выделить около полудюжины отдельных звездных скоплений и сверхгигантов. Пройдя звезду переднего плана, северный спиральный рукав восточнее заканчивается объектом А 85.
Северо-западная часть галактики, демонстрирует только несколько ярких объектов на слабом фоне, если их наблюдать с помощью 350 мм. телескопа. Наиболее отчетливыми объектами являются NGC 592, звездное скопление, которое исчезает при просмотре через фильтр для  туманностей, со слабой отдельной звездой на южном крае, и NGC 588, довольно яркая туманность с ядром звездообразного вида. Диффузная область A 131, находится к юго-западу от NGC 588 и имеет яркую звезду переднего плана, к западу от неё. Два небольших пятна A 28 и IC 131 можно найти к севернее от NGC 592. Изолированные области IC 132 (дальше на север) и наконец, IC 133 находятся в 18' к северо-западу от ядра M33. Бывшая туманность подчёркивается узкополосным фильтром. К югу от него есть две слабые звезды.
Ядро М33 выглядит асимметричным, с ярким выступом, в южном направлении. Ядро почти звездообразного вида в центре, севернее находится звезда переднего плана.
Самые яркие отдельные звезды (светимостью 15,8 m.) и шаровые скопления M33, находятся в пределах досягаемости 500 мм. телескопа, как и звезда Романо на восточном краю галактики. Самым ярким шаровым скоплением, является C 39 (магнитудой 15,9 m.), был отмечено Джекилом, как слегка туманный объект. Пять более слабых скопления, находятся вблизи возможностей 500 миллиметрового телескопа и кажутся звездообразными.

1. М33, историческая зарисовка. Р. Митчелл и Лорд Росс (1851).
2. M33 спиральная галактика Местной группы, которая великолепна как при наблюдениях визуально, так и на фотографиях. Корд Шольц.
3. Негатив М33 с обозначением объектов.
4. Таблица объектов в М33
5. M 33. NGC 604 - самая большая эмиссионная туманность галактики. Космический телескоп имени Хаббла.
6. М33, рисунок. 350 мм. телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

рис. 4,5,6

[Alex Ch]

М34

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Наименование: NGC 1039
Тип: рассеянное скопление
Класс: II3r
Расстояние: 1630 с.л. (K2005)
                   2040 с.л. (2004)
                   1630 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 17 с.л.
Созвездие: Персей
Прямое восхождение: 2h 42.0min
Склонение: +42° 47'
Звёздная величина: 5,2
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 35'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

М34, возможно, наблюдал Джованни Батиста Годиерна до 1654 года, но его первооткрытие не установлено. 25 августа 1764 года, Шарль Мессье с уверенностью наблюдал это скопление как "скопление маленьких звезд, с помощью простого рефрактора в три фута, можно различить звезды, скопление 15' в диаметре". Джон Гершель назвал M34 "прекрасным скоплением, заполняющим поле", и посчитал "около 20 звезд 9-й, 10-й… 11-й величины и столько же слабее". Бреннер, насчитал около 117 звезд в скоплении, до величины 9 m. и сказал, что "M34 будет лучше всего видно с не большим увеличением, хороший объект, даже для 2-х дюймового телескопа."

Астрофизика

M34, является одним из самых слабых скоплений Мессье, с общим количеством, около 100 звезд до 16-ой звёздной величины. Его основная область всего 8 световых лет, что примерно в два раза больше расстояния от Солнца до α Центавра. В общей сложности скопление имеет диаметр 17 световых лет, на расстоянии 1600 световых лет. Самая яркая звезда кластера имеет магнитуду 7,3 m., спектральный класс B8 и в 275 раз превышает светимость Солнца. В 1957 году, Ван Хорнер определил возраст скопления в 110 миллионов лет, но современные исследования показали, что ему 225 миллионов лет.
М34, имеет несколько близких двойных звезд. В 2003 году, 17 из 94 звезд-членов были разрешены, как близкие пары с расстояниями между ними от 0,09" до 6,4". Однако остается неясным, какие из этих двойных звезд действительно являются физическими двойными. Также были найдены две переменные типа ϒ Золотой рыбы, которые имеют изменения яркости, вызванные нерадиальными пульсациями.
В 1983 году, Эйген обнаружил, что собственное движение M34 в пространстве совпадает с движением M44, NGC 2516, IC 2602 и Mel 20. Он назвал эту кинематическую группу «локальной ассоциацией звездных скоплений».

Наблюдения

Невооруженным глазом М34 отчётливо видна как туманность, хотя она имеет ту же общую яркость, что и трудно наблюдаемая М33. Эта разница обусловлена низкой поверхностной яркостью М33, в то время как самые яркие звезды М34 достигают почти 7-й звёздной величины.
В малые бинокли видны первые десять звезд, а 70-миллиметровые бинокуляры полностью разрешают на звёзды это скопление. 50 мм. телескоп показывает 30 звезд, в то же время, 350 мм. телескоп покажет не более 100 звезд в рассеянном скоплении.
Слабая (светимостью 14.4 m.) планетарная туманность Abell 4 (PK 144-15.1) лежит в 40' к востоку от M34. 350 мм. телескоп покажет круглый диск с фильтром [OIII] кольцевая структура может быть видна неясно. Слабая фоновая галактика CGCG 539-91 (PGC 2201333) находится всего в 48" к юго-востоку от Abell 4 и почти касается её. До сих пор попытки наблюдать её визуально не увенчались успехом.

1. Негатив М34 с обозначением объектов.
2. Таблица ярких двойных звёзд в М34.
3. M34 является одним из ближайших звездных скоплений в каталоге Мессье. Стефан Сейп.

[Alex Ch]

рис. 3

[Alex Ch]

М35

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2168
Тип: Рассеянное скопление
Класс: III3r
Расстояние: 2710 с.л. (K2005)
                   3590 с.л. (2004)
                   2940 с.л. (CMD, 2003)
                   2660 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 22 с.л.
Созвездие: Близнецы
Прямое восхождение:  6h 8.9min
Склонение: +24° 20'
Звёздная величина: 5,1
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 28'
Первооткрыватель: де Шезо, 1746

История

Звездное скопление M35, было обнаружено в 1745 или 1746 году Жаном Филиппом де Шезо. Однако отчёты этого швейцарского наблюдателя не были опубликованы. Англичанин Джон Бэвис, сделал независимое открытие этого скопления до 1750 года. Это наблюдение было известно Шарлю Мессье, когда он заметил 30 августа 1764 года:"Скопление очень маленьких звезд, около левой ноги Кастора, на небольшом расстоянии от звезд µ и η этого созвездия".
Смит называет М35 "Великолепным полем звезд от 9-й до 16-й звёздной величины” и замечает: "Маленькие звезды склонны образовывать кривые из трех или четырех и часто с большой в корне кривой". Джон Гершель, используя гораздо большую апертуру и меньшее поле зрения, был немного менее впечатлен видом: "Большое, грубое, довольно богатое скопление звезд от 9-й до 16-й величины, которое заполняет 2 или 3 поля зрения, но главным образом одно, в котором находится около 100 звезд".
Лассель, наблюдая с апертурой 600 мм., прокомментировал:"Поле зрения прекрасно заполнено блестящими звездами изысканной красоты". Лорд Росс, насчитал около 300 звезд в поле 26'. Сто лет назад, Лео Бреннер заметил:"Великолепный объект, особенно в больших увеличениях. Все поле зрения 20', усеяно звездами от 8-й до 12-й звёздной величины, все очень близко друг к другу".

Астрофизика

M35 имеет 20 звезд-членов до яркости 10 m. и 120 до 13-й звёздной величины. До 21-й величины насчитывается около 2700 звезд, которые могут физически принадлежать M35. Самая яркая из всех, с магнитудой 7,5 m., имеет светимость в 700 солнечных и является бело-голубым гигантом спектрального класса B3. Такой же горячий спектральный класс обнаружен и у второй самой яркой звезды, которая имеет магнитуду 8,2 m.. Самые ранние спектральные классы звезд главной последовательности в M35 - это B6 и B7, с звёздными величинами 8,8 и 9,2. Кроме того, есть некоторые желтые и оранжевые гиганты, спектральных классов G и K, которые уже покинули главную последовательность. Вместо водорода они теперь сжигают гелий в своих ядрах. Самый яркий пример - гигант К0 с магнитудой 8,6 m. и светимостью Солнца. Соответствующие модели звездной эволюции предполагают, что возраст молодых скоплений составляет от 100 до 150 миллионов лет, а не 200 миллионов лет.
В 2002 году, фон Гиппель и его коллеги, обнаружили слабый белый карлик величиной 21,4 m. в М35, который должен быть необычно массивным, не так далеко от предела стабильности Чандрасекара, в 1,44 солнечных масс. В 2004 году, корейские астрономы обнаружили в M35 две переменные: одну затменную двоичную с нормальной яркостью 16,4 m. и одну переменную типа δ Щита с изменением яркости от 16,8 до 17,2 m..
Согласно последним публикациям, расстояние до М35 оценивалось в 2700 световых лет, но не так давно, в 2004 году, было получено  значение в 3600 световых лет. Первое измерение говорит о физическом диаметре скопления в 22 световых года и к средней плотности звезд в три звезды на кубический световой год. Межзвездное поглощение составляет умеренные 0,5 m..
Непосредственно к юго-западу от М35, мы находим очень компактное рассеянное скопление NGC 2158, которое было открыто Уильямом Гершелем. Оно находится на гораздо большем расстоянии, в 12 000 световых лет, в двух третьих расстояния до края Галактики и является одним из самых отдаленных галактических объектов, которые мы можем наблюдать. Общая яркость NGC 2158 составляет  8,6 m. при угловом диаметре 5'. Самые яркие из его приблизительно 1000 звезд? достигают звёздной величины 12,5 и страдают от все еще умеренного межзвёздного поглощения в 1,5 m..
Возраст NGC 2158, оценивают в внушительные 2 миллиарда лет, своим долгим существованием, скопление обязанному своему большому количеству звёзд и компактностью. Является одним из старейших известных рассеянных скоплений в Млечном Пути (см. M67). Арп, даже рассматривал NGC 2158 как промежуточный тип кластера, между шаровыми и рассеянными скоплениями. Недавние исследования идентифицировали 57 переменных в NGC 2158, включая катаклизмическую звезду с амплитудой 2,5 звёздных величины, которая, вероятно, не является физическим членом этого скопления.

Наблюдения

Темными зимними ночами M35 хорошо видна невооруженным глазом как туманное пятно, размером с полную Луну. В 3,5х15 театральный бинокль, скопления разрешается на 20-30 звезд.
Это рассеянное скопление настолько плотное, что даже с 50 мм. телескопом, сохраняется впечатление туманности из-за множества неразрешенных звезд. На севере видна цепочка звезд длиной 6', изогнутая часть кластера. Северный конец отмечен двойной звездой ADS 4744 (OΣ 134) с компонентами 7,3 и 9,1 звёздной величины, разделены на 31" с позиционным углом 188°.
В 120 мм. рефракторе, видно более 100 звезд, распределенных в диаметре 28'. При увеличении апертуры появляются расширения, которые увеличивают общий визуальный диаметр кластера до 1°.  Привлекает внимание наблюдателей область, лишенная звезд в центре, под изогнутой звездной цепью.
В 50 мм. телескоп, NGC 2158, гораздо более отдаленное рассеянное скопление к юго-западу от М35, представляет собой отчетливую туманность. Звезда магнитудой 10,5 m., лежит на юго-востоке, а большие апертуры покажут два её слабых спутника, прямо на севере. 120 мм. рефрактор, начинает разрешать первые звезды, но общее впечатление остается туманностью, даже со значительно большими диаметрами телескопов. 350 мм. телескоп, разрешает около 20 звезд от 12 до 15 звездной величины. Прямая звездная цепь образует южный край скопления, а более яркая звезда лежит на его восточной границе.

1. M35 образует впечатляющую пару скоплений с NGC 2158, которая в пять раз дальше. Роберт Гендлер.

[Alex Ch]

М36

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 1960
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3r
Расстояние: 4300 с.л. (K2005)
                   4240 с.л. (CMD, 2000)
Размер: 15 с.л.
Созвездие: Возничий
Прямое восхождение:  5h 36.1min
Склонение: +34° 8'
Звёздная величина: 6,0
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 12'
Первооткрыватель: Годиерна, 1654

История

M36 было обнаружено до 1654 года, сицилийским наблюдателем Джованни Батиста Годиерной, как "туманное пятно". Однако, его наблюдения вскоре были забыты, а записи обнаружены только в 1984 году. По этой причине, Лежантиль должен считаться истинным независимым первооткрывателем этого скопления, которое он обнаружил в 1749 году. Мессье, наблюдал скопление 2 сентября 1764 года и писал: "Скопление звезд в Возничем, с простым рефрактором в 3,5 фута, звезды едва различимы, скопление не содержит каких-либо туманностей. 9' в диаметре".
Джон Гершель назвал М36 "очень красивым объектом, который заполняет поле". Смит описал его как " устройство "звезды", лучи которой формируются очень маленькими звездочками". У д'Арре, должно быть, сложилось похожее впечатление, когда он писал:"Чрезвычайно богатый и красивый кластер. Исходящие из центра, многие звезды расположены в виде трех тонких спиралей".
Лео Бреннер, рекомендовал наблюдение M36 своим коллегам, около 100 лет назад со словами: "очень большое, богатое и яркое, состоящее из несколько рассеянных звезд 8–10-й величины, включая двойную звезду Σ 737 из звезд 8-й и 9-й величины, разнесенные на 10,6". Отличный объект даже для 3-дюймовых телескопов и небольших увеличений".

Астрофизика

М36, является наименее богатым из трех кластеров Мессье в Возничем. Только 178 звезд считаются физическими членами скопления. Самая яркая звезда (звёздная величина 8,8) - синий гигант с ранним спектральным классом B2, его светимость в 360 раз больше солнечной. Все другие яркие звезды также имеют спектральный класс B. В M36 нет красных гигантов.
Возраст скопления оценивается от 20 до 40 миллионов лет.
На расстоянии 4300 световых лет, M36 находится на внешнем краю нашего местного спирального рукава Галактики. На том же расстоянии, не далеко, мы находим OB-ассоциацию Возничего, молодых, совместно сформированных звезд, охватывающую пространство 560 на 260 световых лет. Самым ярким членом этой ассоциации является χ Возничего с величиной 4.7 m.. Тем не менее, остается неясным, связана ли история формирования M36 с OB-ассоциацией Возничего.
Некоторые из звезд в М36 - очень быстро вращаются, очень похожие на Be-звезды в скоплении Плеяд (см. М45), наиболее известном молодом скоплении. М36 еще моложе и находится в десять раз дальше, но похоже разделяет некоторые морфологические признаки с Плеядами.
Примечательный объект, находящийся всего в 25' к юго-западу от M36 - очень красная углеродная звезда OW Возничего, с переменной яркостью, которая варьируется между 12,3 и 13,6 m..

Наблюдения

M36 можно заметить невооруженным глазом как слабую звезду, но только в горах. Маленький бинокль показывает не большую туманность, которая разрешается на отдельные звезды с биноклем 10х50.
Маленькие телескопы покажут около 30 звезд в М36, и вдвое больше в 120 миллиметровый рефрактор. Плотной звездной парой в центре скопления является двойная Σ 737 с компонентами 9.1 и 9.4 m., разделенными 11". Она хорошо разрешается с 50 мм. рефрактором. Две звездные цепи с севера на юг и востока и запад от скопления, обрамляют М36.
Небольшая 1' эмиссионная туманность NGC 1931 находится в 1° к западу от М36. 120 миллиметровый рефрактор показывает четыре близкие звезды в центре. Это самые яркие представители звездного скопления Stock 9, которое физически связано с NGC 1931.

1. М36 показывает, как будут выглядеть Плеяды с расстояния в десять раз дальше. Стефан Сейп.

[Alex Ch]

М37

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2099
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I2r
Расстояние: 4510 с.л. (K2005)
                   6720 с.л. (2004)
                   4510 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
                   6660 с.л. (CMD, 2001)
Размер: 33 с.л.
Созвездие: Возничий
Прямое восхождение:  5h 52.5min
Склонение: +32° 33'
Звёздная величина: 5,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 25'
Первооткрыватель: Годиерна, 1654

История

М37 было обнаружено до 1654 года, Джованни Батистом Годиерной, который увидел «туманное пятно». Не зная о наблюдениях Годиерны, Мессье сделал независимое открытие М37, 2 сентября 1764 года и описал "Скопление слабых звезд, на небольшом расстоянии от предыдущего (М 36), звезды очень слабые, близкие и содержат туманность".
Около 1830 года, Смит с энтузиазмом отметил:"Всё поле усыпано сверкающей золотой пылью, группа разрешима примерно на 500 звезд, от 10-й до 14-й звездной величины, помимо выбросов". Джон Гершель также увидел "Очень большое скопление, всё состоящее из звезд от 10-й до 13-й звездной величины. Оно заполняет 1½ поля, но разбегающиеся звезды разбросаны очень далеко. Там может быть 500 звезд". Генрих д'Арре даже полагал, что видел "замечательные петли и изогнутые структуры звезд", в то время как Мёдлер заметил:"Никакого особого сжатия в середине не наблюдается".
Лео Бреннер, подробно описал М37 в своем Руководстве по наблюдению для астрономов-любителей около 100 лет назад: "Великолепный объект для небольших телескопов. Видимый уже в небольшом поле оптического искателя как туманная звезда. 24' в диаметре. Чем больше телескоп, тем великолепнее его вид. С помощью 27-дюймового телескопа, я оценил количество видимых звезд от 10-й до 14-й звёздной величины примерно в 600, но и в 7-дюймовом мы видим около 550, а в 4-дюймовом при 120-кратном увеличении видим почти 500. Звезды концентрируются ближе к середине".

Астрофизика

С более чем 2000 звезд-членов, из которых 150 ярче 12,5 m., и 500 ярче, чем 15 m., M37 является одним из самые богатых звёздами галактических скоплений Мессье. Цветные изображения показывают 35 красных гигантов в M37, которые включают самую яркую звезду кластера с магнитудой 9,2 m.. Верхний край главной последовательности отмечен умеренно молодой звездой B9, что говорит о том, что M37 более развит, чем M36 и M38. Это объясняет значительную популяцию белых карликов в этом кластере, для которого был предложен возраст в 500 миллионов лет.
Недавно, корейские астрономы каталогизировали 24 переменные в M37 среди 12 000 звёзд поля до 22-й звёздной величины, включая семь затменных двойных и девять переменных δ Щита (см. M44). Однако последние могут быть объектами фона.
Расстояние от нас составляет по меньшей мере 4500 световых лет, некоторые недавние исследования предполагают даже 6700 световых лет. Если бы последнее было истинным, то M37 был бы гораздо дальше, чем M36, который, однако, обычно считается его близким соседом в пространстве. Основываясь на расстоянии 4500 световых лет, M37 имеет довольно большой физический диаметр в 33 световых года.

Наблюдения

Наблюдения М37 невооруженным глазом, требует очень хорошего неба. В бинокль 10х50, создаётся визуальное впечатление туманного объекта, только две самые яркие звезды можно мельком разглядеть. Чтобы разрешить скопление на отдельные звезды, потребуется 70-миллиметровый бинокль или 50 миллиметровый телескоп, с увеличением 30х.
Телескопы от 50 до 80 миллиметров апертуры, показывают 40-50 звезд, сконцентрированных в две или три небольшие группы. М37 производит заметно более концентрированное впечатление, чем М36 или М38. 120 мм. телескоп показывает ярчайшую звезду скопления, отчетливо оранжевого цвета на фоне около 100 звезд.
Телескопы большего размера, показывают треугольную форму центральной части кластера, которая имеет размер около 16', ее вершина указывает на восток.
Тёмная полоса, кажется, отделяет эту вершину от остальной части скопления. 25' сферический ореол слабых звезд, окружает яркую центральную область.

1. M37, является одним из самых богатых звездных скоплений в каталоге Мессье. Его самая яркая звезда - красный гигант, который указывает на внушительный возраст этого кластера. Стефан Сейп.

[Alex Ch]

М38

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 1912
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II2r
Расстояние: 3500 с.л. (K2005)
Размер: 15 с.л.
Созвездие: Возничий
Прямое восхождение:  5h 28.7min
Склонение: +35° 51'
Звёздная величина: 6,4
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 15'
Первооткрыватель: Годиерна, 1654

История

М38, как и два других скопления Возничего, был обнаружен Джованни Батистом Годиерной до 1654 года и описан им как "туманное пятно". Лежантиль, не зная о наблюдениях Годиерны, сделал независимое открытие в 1749 году и признал М38 ,как звездное скопление. 25 сентября 1764 года, Мессье отметил: "Скопление слабых звезд, на небольшом расстоянии от двух предыдущих скоплений [М36 и М37], имеет квадратную форму и не содержит туманности, если его тщательно исследовать в хороший инструмент. Его протяженность составляет около 15'."
Адмирал Смит, увидел "косой крест с двумя большими звездами в каждой стороне и одной заметной в центре", а Джон Гершель заметил "неправильную фигуру” и написал: "Большие и маленькие звезды, очень богатое". Описание Лео Бреннера, удивительно близко к описанию Мессье: "в одном поле зрения с NGC 1907, диаметр 15', неправильной, довольно квадратной формы, с яркой центральной звездой, очень большое и богатое, состоит из многих ярких и более слабых звезд".

Астрофизика

До недавнего времени предполагалось, что расстояние до М38 - 4200 световых лет, как и у М36, что говорит о близком соседстве в космосе, всего в 150 световых годах. В то время как межзвездное поглощение для обоих скоплений действительно примерно одинаково, около 1 звёздной величины Недавние исследования, тем не менее, скорректировали расстояние  до 3500 световых лет. Тогда истинный диаметр скопления равен 15 световым годам.
Самая яркая звезда скопления (магнитудой 7,9) - гигант G0, с яркостью в 900 раз больше солнечной. Если бы Солнце находилось рядом с этим гигантом в М38, оно было бы видно для нас, как слабая звезда 14-й звёздной величины. Гигант G0 уже сжег весь водород в своем ядре в гелий, в то время как это была звезда главной последовательности и теперь он сжигает гелий до углерода. Из этого можно рассчитать возраст кластера от 150 до 200 миллионов лет.
Очень компактное и небольшое рассеянное скопление NGC 1907 находится всего в 30' к юго-западу от M38. Большинство источников предположили, что они находятся на одинаковом от нас расстоянии с  М38, что сделало бы эти два кластера близкими соседями, разделёнными 30 световыми годами в пространстве. Некоторые авторы, также предложили сходные возрастные категории для этих двух скоплений, но согласно самым последним исследованиям, NGC 1907, лежит на 1000 световых лет дальше, чем M38, ближе к M36 и M37. Кроме того, это небольшое скопление примерно в два раза старше М38. На расстоянии 4300 световых лет его физический размер был бы равен всего 5 световым годам, а самая яркая звезда - 10,5 звездной величины.

Наблюдения

Как и другие скопления Мессье в Возничем, М39 требует идеальных условий ясной горной ночи, чтобы быть замеченным невооруженным глазом.
Бинокль 10х50 показывает туманное пятно с проблесками первых отдельных звезд. Полностью разрешить это рассеянное скопление можно с помощью 50 мм. рефрактор.
120 мм. телескоп показывает красивое, богатое скопление. Его самые яркие звезды расположены в форме греческой буквы ω, но они также могут создавать впечатление Креста Смита. Для отождествления желтоватого цвета самой яркой звезды на северо-восточном краю скопления и нескольких других звезд скопления потребуются больший телескоп.
Соседнее NGC 1907, выглядит как небольшое туманное, но гранулированное облако с 120 мм. телескопом, можно увидеть несколько звезд. Апертура в 350 мм. превращает это скопление в плотный рой звезд с яркостью от 11 до 13 m. при большом увеличении, в то время как при низких увеличениях все еще видна как туманность. К югу от него есть две яркие звезды. NGC 1907 имеет ширину всего 5' и общую яркость 8,2 m., но возможно, это самое красивое скопление в созвездии.

1. M38 (выше) рядом с NGC 1907-остается неясным, образуют ли эти звездные скопления физическую пару. Герман фон Эйф, Вернер Клюг.

[Alex Ch]

М39

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 7092
Тип: Рассеянное скопление
Класс: III2m
Расстояние: 1010 с.л. (K2005)
                   1010 с.л. (Hipparcos, 1999)
Размер: 9 с.л.
Созвездие: Лебедь
Прямое восхождение:  21h 32.2min
Склонение: +48° 27'
Звёздная величина: 4,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 30'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

Некоторые источники утверждают, что Аристотель, описал эту область ночного неба как туманную в 325 году до н. э.. Однако, без точного положения и богатого звёздами Млечного Пути вокруг M39, можно сомневаться в том, что он конкретно ссылался на этот кластер. М39 не был обнаружен, как считалось, Лежантилем. Он писал о своем наблюдении:"На кончике хвоста Лебедя. Оно, по-видимому, имеет природу, отличную от всех туманностей, наблюдаемых до сих пор и от Млечного Пути, поперек которого оно лежит, образуя с ней прямой угол. Это большое облако, более широкое с одной стороны, чем с другой, меньший край обращен на юго-восток. Облако находится примерно в 6° от хвоста Лебедя, оно кажется непрозрачным и очень темным, его можно увидеть без телескопа". Возможно, это первое упоминание о длинной темной туманности прямо возле М39, «Темная сигара» B 168, одна из самых очевидных темных туманностей Млечного Пути. Следовательно, именно Шарль Мессье, окончательно обнаружил M39, 24 октября 1764 года. Он писал: "Скопление звезд у хвоста Лебедя, диаметром 1°". Более поздние наблюдатели не были впечатлены находкой Мессье. Джон Гершель назвал его "очень грубо рассеянным", Смит отметил "довольно разряженное поле звезд", а лорд Росс заметил "небольшую концентрацию".

Астрофизика

Согласно Макнамаре и Сандерсу, рассеянное скопление M39, имеет только 30 реальных звезд-членов в диапазоне яркостей от 6,8 до 10,0 m., которые находятся перед богатым звёздами фоном Млечного Пути. Следовательно, от 10% до 20% звезд в поле М39, ярче 10-й величины физически не принадлежат к кластеру. Примерно до 11-й звёзной величины звезды, не являющиеся членами группы, составляют 80% от общего числа, а до 12-й величины эта цифра равна 90%. В 1987 году, Зельванова выявила 37 новых членов кластера в широком поле вокруг M39 диаметром 5°. В поле 2° на 2°, Платайс обнаружил 60 звезд до 16-ой звёздной величины, с 50% вероятностью принадлежности к скоплению. В 2006 году, 228 звезд в поле были изучены фотометрически для определения переменности, которая была заподозрена у 10 звезд.
Находясь на расстоянии в 1000 световых лет и имея диаметр 9 световых лет, M39 является одним из ближайших и самых маленьких скоплений Мессье. Следовательно, визуально разряженное впечатление и большой угловой диаметр, обусловлены относительной близостью к нам этого скопления.
Все яркие звезды-члены, все еще находятся в главной последовательности, сжигая водород в своих ядрах. Звезда с самым ранним спектральным классом B9, самая яркая звезда кластера с магнитудой 6,6 m.. Все без исключения яркие звезды относятся к более позднему спектральному классу A. Это говорит  об оценке возраста  М39 от 240 до 280 миллионов лет.
В более ранней литературе, можно найти значения общей яркости кластера, между звёздной величиной 5,2 (Глин Джонс) и 6,0 (Грей). Общепринятым значением в настоящее время является 4.6 m..
К 40' северо-западу от M39, находится слабое рассеянное скопление Platais 1, с примерно 40 звездами слабее 12-ой звёздной величины и диаметром 10'. Среди его членов есть цефеида V1726 Лебедя, которая имеет период 4,2 дня и довольно небольшое изменение яркости между величинами 8,87 и 9,06 m..

Наблюдения

Невооруженным глазом. М39 выглядит как более яркое пятно внутри богатых звёздами структур Млечного Пути. Самый маленький оптический прибор разрешает отдельные звезды в этом рассеянном скоплении.
Контур скопления имеет треугольную форму. С небольшим телескопом, заметна звездная пара с разной светимостью компонентов в центре и изогнутая звездная цепь к югу от нее. Для полного обзора М39 требуется более 1° поля окуляра, что делает большие телескопы неудобными для наблюдений. Две двойные звезды в М39 являются подходящими объектами для любительских телескопов (см. рис 1)
Видимый невооруженным глазом, но великолепный объект для большого бинокля - темная туманность Барнард 168, в 3° к востоку от М39. Это пылевое облако имеет форму большой сигары, 120'х20' с позиционным углом 120°, что резко контрастирует с ярким фоном Млечного Пути. Его восточный, тонкий и хорошо выраженный край содержит Туманность Кокон (IC 5146). Этот слабый объект физически встроен в облако пыли. Для его наблюдения минимально потребуется 120 миллиметровый рефрактор и узкополосный фильтр Нβ.

1. Таблица двойных звёзд в М39.
2. M39 с Platais I (вверху справа). Стефан Сейп.