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

[Alex Ch]

М60

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4649
Тип: Галактика
Класс: E2
Расстояние: 53.2 млн с.л.  (V2004)
                   53.2 млн с.л.  (2000)
                   56.2 млн с.л.  (SBF, 1999)
                   47.6 млн с.л.  (PN, 1999)
Размер: 115 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 43.7min
Склонение: +11° 33'
Звёздная величина: 8,8
Поверхностная яркость: 21.7 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 7,4'х6,0'
Первооткрыватель: Кёлер, 1779

История

Подобно М58, М59 и М61, М60 была обнаружена, потому что комета того года, которую открыл Боде, прошла через эту часть скопления Девы, в то время как за ней следили несколько увлечённых наблюдателей того времени. Именно Иоганн Готфрид Кёлер впервые увидел М60, сразу после открытия М59 11 апреля 1779 года. Он отметил: «Две очень маленькие туманности, едва различимые в трехфутовый телескоп, одна над другой».
Барнаба Ориани открыл М60 только через день и заметил: «Очень бледная, похожа на комету». Мессье наконец заметил её 15 апреля, ничего не зная о других наблюдениях. Он писал: «(Комета) прошла очень близко, 13 и 14 апреля, находясь одновременно в поле зрения рефрактора, но она (М60) стала видна ему (Мессье) только 15-го, когда он высматривал комету». Мессье описал эту галактику как «немногим более отчетливую, чем две предыдущие (M58, M59)».
Адмирал Смит назвал М60 вместе с NGC 4647 (открытой Уильямом Гершелем) «двойной туманностью, предшествующая (западная) очень слабая». Джон Гершель также охарактеризовал её вид как двойную туманность и написал: «Очень красивый и любопытный объект. Предыдущий (NGC 4647) очень слабый, следующий (M 60) очень яркий, оба больших, предполагаемое расстояние между центрами 4', позиционный угол наклона 45° севернее предыдущего».
Точно так же в записке Д'Арре говорится: «Двойная туманность. M60 круглая и гораздо ярче в центре, её диаметр 100", NGC 4647 также круглая, не более 3' в диаметре».
Основываясь на фотоизображениях, Кёртис дал такое описание M60 в 1918 году: «2' в диаметре, быстро увеличивающийся до очень яркой центральной части, которая не показывает истинного ядра на коротких экспозициях, никаких спиральных завитков не видно».

Астрофизика

M60 является самой восточной галактикой скопления Девы и образует цепь с M58 и M59. Последняя находится в 25'. Бесструктурная эллиптическая галактика M60 принадлежит к более крупным галактикам скопления Девы с диаметром 115 000 световых лет и светимостью 60 миллиардов солнц. Её огромная масса удерживает большой ореол примерно из 3700 шаровых скоплений. Центр М60 был изучен с помощью космического телескопа имени Хаббла. Здесь находится сверхмассивный объект, предположительно чёрная дыра, с 4 миллиардами солнечных масс.
Спираль NGC 4647 находится всего в 2,5' северо-западнее от М60, на расстоянии 40 000 световых лет. Она не имеет видимой связи с М60, и нет никаких пересекающихся структур, но Арп включил эту пару в свой каталог пекулярных галактик, под номером 116. У него сложилось впечатление, что на одной стороне спирали NGC 4546 наблюдается более сильное поглощение, но последующие исследования все ещё не пришли к точному выводу, находится ли NGC 4647 на самом деле позади или перед М60. В любом случае, пара имеет большее реальное расстояние между компонентами, чем прогнозируемое.

Наблюдения

M60 - третья самая яркая галактика скопления Девы. Даже бинокль 10х50 отчетливо показывает её как круглую туманность. Однако спутник галактики, NGC 4647, не является легким объектом для наблюдения, несмотря на его яркость 11,3 m..  Из-за его низкой поверхностной яркости, требуется 75-100 миллиметров апертуры.
С 350-миллиметровым телескопом M60 достигает визуального размера 1,5'х1,8'. Выделяется очень яркое, довольно широкое, овальное ядро, размером 30”, но других деталей не различить. NGC 4647 отделен от М60 тёмной полосой. Равномерно слабая, туманность без видимого ядра, имеет пятнистый вид, но отдельные детали уловить невозможно.
Фотография с большой выдержкой, показывает множество шаровых скоплений вокруг M60, а также впечатляющие морфологические различия между двумя галактиками, которые, к сожалению, не могут быть визуально восприняты.

1. М60, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M 60 и NGC 4647. Неясно, образуют ли эти две галактики скопления Девы физическую пару. Жозеф Пёпсел, Райнер Спаренберг.

[Alex Ch]

М61

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4303
Тип: Галактика
Класс: Sc
Расстояние: 49.6 млн с.л.  (V2004)
Размер: 94 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 21.9min
Склонение: +4° 28'
Звёздная величина: 9,6
Поверхностная яркость: 22.3 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 6,5'х5,8'
Первооткрыватель: Ориани, 1779

История

Итальянец Барнаба Ориани открыл эту галактику 5 мая 1779 года, когда он следовал за кометой C/1779 A1 Bode, и описал M61 как «очень бледную и похожую на комету».
Той же ночью, Шарль Мессье самостоятельно нашел М61, но сначала он принял его за комету. Ему потребовалось шесть дней, чтобы обнаружить свою ошибку, 11 мая Мессье охарактеризовал М61 как «очень слабую туманность, трудную для восприятия».
50 лет спустя Джон Гершель описал его вид словами: «Яркое ядро в очень слабой атмосфере диаметром 2', постепенно угасающее». Его современник, лорд Росс, увидел спиральную структуру М61 при помощи своего гигантского 180-сантиметрового телескопа. Он также заметил два узла, которые, возможно, спутал со слабыми звёздами переднего плана. Д'Арре не мог разглядеть спиральную структуру с 280-миллиметровым рефрактором в своем распоряжении и прокомментировал: «Ореол рассеянного света вокруг ядра, как яркая звезда яркостью 13 m.».
Описание Кёртиса по данным с фотопластины гласит: «Почти круглый, 6' в диаметре, очень яркий. Красивая спираль с очень ярким, почти звёздным ядром и множеством звездообразных конденсаций в её открытых, несколько неправильных завитках».

Астрофизика

Как и все три предыдущих объекта Мессье, M61 является членом скопления Девы, находящегося на расстоянии около (50 000?) 50 000 000 световых лет. Видимый размер в 6', говорит о физическом диаметре в 94 000 световых лет и массой около 70 миллиардов солнечных.
На хороших фотографиях М61 видна яркая круглая центральная область размером 10”. Это диск с общей массой 500 миллионов Солнц, в котором рождаются новые звёзды. Короткие экспозиции этой внутренней области показывают спиральную структуру с баром и многочисленными областями звездообразования. Само ядро излучает имиссионный спектр, что делает его переходным случаем между галактикой Seyfert-2 и объектом LINER. Испанские астрономы обнаружили в 2003 году, что это активное ядро находится в тесном сосуществовании, всего в 10 световых годах, с молодым суперзвёздным скоплением (SSC) с массой 100 000 солнечных масс и возрастом всего 4 миллиона лет.
Спиральные рукава продолжаются в окружающее пространство и формируют рассеянный рисунок. Это, а также большое количество областей звездообразования и HII облаков, может указывать на возможное гравитационное взаимодействие с соседними галактиками NGC 4303A и NGC 4292. Ещё один намек исходит от странно наклоненных спиральных рукавов. Этот тип структуры, называемый цепями Воронцова-Вельяминова, вероятно, имеет свое происхождение в флуктуациях плотности газа галактики. Пять сверхновых были обнаружены в М61, все достигли яркости от 12 до 15 звёздной величины.

Наблюдения

Бинокль 10х50 показывает М61 как круглое туманное пятно. Такой же внешний вид, хотя и более отчетливый, дает маленький рефрактор.
С апертурой 120-миллиметров ядро галактики почти звездообразного вида, кажется встроенным в бар, который выровнен с севера на юг и смещен немного южнее. Спиральные рукава не воспринимаются индивидуально, а представляют собой испещрённый рассеянный ореол. За пределами галактики есть слабая звезда 14 звёздной величины, в 3' юго-западнее от ядра.
С 350-миллиметровым телескопом спиральная структура M61 выглядит потрясающе. Очень маленькое, но не звездообразное ядро находится в нерегулярной полосе длиной около 1’ позиционным углом 150°. Южный спиральный рукав изгибается к западу и встречается со звездой 14,5 звёздной величины, в 1,3' юго-западнее ядра. Оттуда более слабый фрагмент рукава тянется на север. Северный рукав спирали поворачивает на восток и имеет необычные, угловатые изгибы. Слегка рассеянная область продолжается на восток. Общий визуальный размер M61 достигает 2,6'х2,2'.
Две галактики NGC делят окружающее пространство с этим объектом Мессье: 10' северо-восточнее это NGC 4303A (13 m.). Фотографии с длинной выдержкой делают его похожим на миниатюру М61, но, при визуальных наблюдениях с 350-мм телескопом, это просто овальное, туманное пятно света, 1'х0,5' с позиционным углом в 90°. Более яркая NGC 4292 находится в 12' к северо-западу от М61 и имеет 12,2 звёздную величину. 350-миллиметров апертуры показывают два небольших ядра внутри него в направлении север-юг.
Фотографии M61 с длинной выдержкой показывают еще две, гораздо меньшие по размеру галактики позади M61: одна находится в 1,5' севернее от ядра, а другая 2' северо-восточнее.

1. М61, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M61. Эта спиральная галактика имеет необычно наклоненные спиральные рукава. Джим Мисти, Роберт Гендлер.
3. Негатив М61 с обозначением близлежащих объектов.
4. Таблица сверхновых в М61.

[Alex Ch]

М62

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 15 мм.
Обозначение: NGC 6266
Тип: Шаровое скопление
Класс: IV
Расстояние: 34 930 с.л. (R2005)
Размер: 110 с.л.
Созвездие: Змееносец
Прямое восхождение: 17h 1.2min
Склонение: -30° 7'
Звёздная величина: 6,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 11'
Первооткрыватель: Мессье, 1771

История

Мессье открыл это шаровое скопление 7 июня 1771 года, но ему потребовалось восемь лет, вплоть до 5 июня 1779 года, чтобы снова наблюдать его и измерить его положение. Следовательно, этот объект получил более ранний номер в каталоге Мессье, если бы он добавил его в первую дату наблюдения (№50). Мессье описал M62 как «очень изящную туманность, она напоминает небольшую комету, её центр яркий и окружен слабым светом».
Лишь несколько лет спустя Уильяму Гершелю удалось разрешить это скопление на отдельные звёзды. Джону Гершелю, как и его отцу, бросала вызов низкая высота М62 над английским горизонтом, но он заметил ее асимметричную форму. В 1847 году он описал это шаровое скопление как «хорошо распадающееся на звезды 15-й звёздной величины».
Хебер Д. Кёртис охарактеризовал морфологию М62, по изображению на фотографии: «Яркое шаровое скопление, сильно уплотненное в центре, центральная часть имеет диаметр 1,5’, основная часть диаметром 6'».

Астрофизика

М62 находится за галактическим центром. Его расстояние до нас составляет 35 000 световых лет, меньше, чем до его соседа на небе М19. М 62 принадлежит к шаровым скоплениям галактического балджа и никогда не удаляется далеко от центра Галактики. Его общая масса эквивалентна 1 миллиону Солнц.
Приливное взаимодействие с галактическим центром стало в некоторой степени виновным в неправильной форме этого скопления, центр которого немного смещён на юго-восток. Шепли, используя для расчёта некоторое количество звёзд, дал оценку удлинению в 75°.
В M62 известно более 200 переменных звёзд, в том числе 205 типа RR Лиры, которые часто встречаются в шаровых кластерах. В отличие от него, соседнее скопление M19 имеет только восемь известных переменных! Что делает M62 особенным, так это шесть миллисекундных пульсаров, найденных в нём (см. M53), это самое большое число в любом из шаровых скоплений Мессье. Эта уникальная особенность может быть обусловлена высокой плотностью звёзд в ядре скопления, которое пережило коллапс ядра (см. М15). Самый быстрый из этих пульсаров вращается всего за 2,295 миллисекунды. По меньшей мере трое из них являются частью бинарных систем с белыми карликами, в которых компоненты вращаются друг вокруг друга всего за несколько дней.

Наблюдения

M62 легко увидеть как маленькую круглую туманность в бинокль 10х50. Под очень тёмным южным небом он может быть даже в пределах досягаемости невооруженного глаза.
При идеальных условиях наблюдения 100-мм. апертуры будет достаточно, чтобы разрешить М62 на отдельные звёзды. Однако из-за его низкого положения летом над южным горизонтом, наблюдателям, базирующимся в северных умеренных широтах, обычно требуются заметно большие апертуры. Небольшое, очень яркое, но трудноразрешимое ядро M62 смещено на юго-восток, что придает всему объекту кометообразную форму с «хвостом» из звезд к северо-западу. У О'Меры было визуальное впечатление нескольких концентрических колец вокруг ядра кластера, расположенных подобно волнам.

1. М62 содержит шесть миллисекундных пульсаров среди своих звёзд. Дитмар Бёкер, Эрнст фон Войт.

[Alex Ch]

М63

Галактика Подсолнух
Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 5055
Тип: Галактика
Класс: Sb
Расстояние: 26.7 млн с.л.  (2003)
Размер: 98 000 с.л.
Созвездие: Гончие Псы
Прямое восхождение: 13h 15.8min
Склонение: +42° 2'
Звёздная величина: 8,6
Поверхностная яркость: 22.5 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 12,6'х7,2'
Первооткрыватель: Мешен, 1779

История

M63 было первым открытием туманности коллегой Мессье Пьером Мешеном, вызванным близким проходом яркой кометы, за которой он следовал в первой половине 1779 года. Мессье наблюдал M63 14 июня 1779 года и писал: «Она имеет примерно ту же яркость, что и туманность, зарегистрированная под номером 59, и не содержит звезд. Рядом с ней, к западу от туманности находится звезда 8-й звёздной величины».
Уильям Гершель оценил M63 в длину от 9’ до 10’ и ширину в 4'. Он заметил: «У него очень блестящее ядро». Его сын Джон определил позиционный угол удлинения в 150° и заметил почти звездообразный вид ядра. Он также отметил: «Южнее, следуя за (юго-восточным) краем, более рассеян. Имеет яркую звезду на севере, предшествуя (северо-западу), и двойную звезду, следующую за ним».
Адмирал Смит, в частности, описал овальную форму M63 и ее "молочно-белый оттенок", в то время как лорд Росс смог увидеть намёки на спиральную структуру. Генрих Д'Арре определил диаметр всего 85” и прокомментировал: «Ядро, как звезда 11 звёздной величины».
Кёртис резюмировал данные с фотографии словами: «Яркая, красивая спираль 8’х3’ с позиционным углом 98°. Имеет почти звёздное ядро. Витки узкие, очень компактно расположены и показывают многочисленные почти звездообразные сгущения».

Астрофизика

M63 часто считается самой красивой галактикой Мессье на фотографиях, её прозвали «Туманностью Подсолнух». Эта идея относится к фрагментированной (флокулянтной) или множественной спиральной структуре рукавов, которая, вероятно, очень близка к морфологии нашей собственной Галактики. Южная, более богатая пылью сторона М63 ближе к нам и в гораздо меньшем масштабе производит эффект, подобный «черному глазу» в М64.
M63 принадлежит к группе галактик M51, находящихся на расстоянии около 27 миллионов световых лет. Эта группа, вероятно, включает NGC 5023, в 2° к северу от M63, и UGC 8320 более 4° южнее. M63 классифицируется как спираль Sc или Sb, её размер не дотягивает до 100 000 световых лет, она содержит около 140 миллиардов солнечных масс. Яркая центральная область M63, размером всего 6”, может содержать ядро с 900 миллионами солнечных масс, что представляет, как выразился Писмис и коллеги (1994), «мягко активное ядро». Согласно спектру линий излучения, это LINER объект (см. М 81). Галактический диск M63 окружен прохладной, сплющенной оболочкой нейтрального водорода (HI), которая наклонена на 20° относительно плоскости галактики.
Единственная сверхновая, наблюдавшаяся до сих пор в M63, SN 1971I, достигла пика яркости 11,8 звёздной величины 25 мая 1971 года.

Наблюдения

Бинокль 10х50 показывает М63 в виде небольшой туманности, расположенной в 4' к востоку от звезды переднего плана 8-й звёздной величины. Яркое ядро галактики, почти звездообразное, выделяется даже в маленьких телескопах. С 120-миллиметровым рефрактором оно оказывается встроенным в 1' длинный, ориентированный на восток-запад центральный регион. Большие увеличения обнаруживают пёстрые просветления в окружающем ореоле, но они не могут быть восприняты индивидуально.
Спиральную структуру можно увидеть с помощью 350-мм. телескопа, но она не очевидна и требует достаточно терпеливого наблюдения. Ядро почти звёздного вида находится в небольшой области ядра, диаметром всего 15”. Увеличение 500х демонстрирует темное пятно 15"х7" (позиционный угол 60°) прямо на юго-восток, вокруг которого намотан запутанный, самый внутренний спиральный рукав. Второй спиральный рукав на противоположной стороне значительно более рассеянный, но его можно проследить вдоль полного оборота на 360° вокруг галактики. Однако после первых 180° он распадается на фрагменты и становится трудноразличимым. Южная часть М63, кажется обрезанной. Фотографии показывают, что тёмные пылевые облака доминируют в этом регионе галактики. Общий визуальный диаметр M63 достигает 7'×4' в 350-миллиметровом телескопе, а астрофотографии могут дать результат вдвое больший.
Две очень маленькие фоновые галактики, которые выглядят как слабые звёзды, лежат в пределах фотографически зафиксированной области галактики, в 4' к северо-западу и 5' восточнее от ядра. Очень длительные экспозиции показывают два похожих на галактики объекта с очень низкой поверхностной яркостью, к юго-западу от яркой звезды 8-й звёздной величины переднего плана. Остается неясным, является ли эти объекты маленькими физическими спутниками или нет. Далее в этом направлении находится чрезвычайно слабая (15,9 m.) карликовая галактика UGCA 342, расположенная в 8' восточнее ядра M 63.
Двойная звезда h 1230 находится всего в 3,6’ к востоку от М63, имеет две звезды 10,5 m. и 11,0 m., разделенные на 16,3".

1. М63, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M63. «Спираль с несколькими рукавами» Галактики Подсолнух состоит из многочисленных фрагментов спиральных рукавов. Роберт Гендлер.
3. Негатив М63 с обозначением близлежащих объектов.

[Alex Ch]

М64

Галактика Чёрный глаз
Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4826
Тип: Галактика
Класс: Sb
Расстояние: 18.3 млн с.л.  (2003)
Размер: 56 000 с.л.
Созвездие: Волосы Вероники
Прямое восхождение: 12h 56.7min
Склонение: +21° 41'
Звёздная величина: 8,5
Поверхностная яркость: 21.3 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 10,5'х5,4'
Первооткрыватель: Пиготт, 1779

История

M64 был обнаружен английским астрономом Эдуардом Пиготтом 23 марта 1779 года с использованием ахроматического рефрактора с фокусным расстоянием 3 фута (почти 1 м.). Пиготт писал о своем открытии: «Его свет был чрезвычайно слабым, я не мог увидеть его в двухфутовом телескопе нашего квадранта». Всего 12 дней спустя Иоганн Элерт Боде сделал независимое открытие этой галактики, которую он назвал «маленькой туманной звездой». Шарль Мессье ничего не знал ни о том, ни о другом наблюдении, когда 1 марта 1780 года обнаружил М64. Он охарактеризовал его как чуть более слабую, чем М53.
50 лет спустя Джон Гершель написал это о M64: «Я сильно ошибаюсь, если ядро не является двойной звездой в общем направлении туманности: увеличение 320х значительно увеличивает это подозрение; 240х хорошо показывает пустоту ниже (севернее) ядра». С этой «пустотой» Гершель был первым, кто узнал теперь популярный «Дьявольский глаз», «Дурной глаз» или «Чёрный глаз» в M64. Генрих Д'Арре пропустил эту деталь. Он прокомментировал «неожиданно более яркий центр, который может быть частично разрешим» и измерил визуальный угловой размер как 140" на 95". Ещё более убежденным в разрешении М64 на звёзды был лорд Росс. Не зная о большом расстоянии и истинной природе этого объекта, он писал: «Круглой формы с тёмным и светлым пятном на одной стороне. С большой уверенностью, это звездное скопление».
В 1918 году Кёртис представил подробное описание этой галактики, на основе фотоснимков: «Центральная часть этой прекрасной туманности очень яркая, и в ней есть яркое, почти звёздное ядро. Она имеет размеры 8'х4' с позиционным углом 110°. Витки довольно компактны и имеют очень однородную текстуру, без неровностей и уплотнений. Наиболее поразительной особенностью этой спирали является несколько нерегулярная, но очень чёткая, область поглощения севернее ядра».

Астрофизика

«Чёрный глаз» М64 на северной стороне ядра галактики образован сложной структурой из поглощающих темных облаков. Они сосредоточены на южной стороне диска галактики, которая наклонена к нам. Таким образом, тёмный пылевой комплекс облаков выделяется на фоне яркой центральной области, позади него только с одной стороны ядра.
Подробные изображения, полученные с помощью космического телескопа имени Хаббла, показывают большое количество областей HII и звездообразования, встроенных между тёмными облаками пыли. Эти области становятся более многочисленными у ядра галактики, в то время как во внешних областях их очень мало. Де Вокулер классифицировал M64 как SA(rs)ab спираль.
Браун и его коллеги (1994) обнаружили, что многочисленные области звездообразования в М64 создаются высоким градиентом скорости вращения газа. Центральная область, в радиусе 3000 световых лет, фактически вращается в противоположном направлении относительно внешних частей диска галактики. Участки звездообразования наблюдаются только в зоне инверсии вращения шириной 1500 световых лет, от +180 км/с до -200 км/с. Возможное происхождение этой необычной кинематики может заключаться в каннибализме бывшей галактики-компаньона, но некоторые авторы предполагают, что M64 просто так образовалась.
В ядре М64 наблюдаются некоторые признаки активности. По слабым спектральным эмиссионным структурам классифицировали галактику как Seyfert-2 (см. М77). Некоторые авторы рассматривают M64 как переходный случай к объектам LINER (см. M81). Кроме того, М 64 был идентифицирован как радиоисточник PKS 1254+21.
Расстояние до этой галактики, которая имеет лучевую скорость от нас 377 км/с, было существенно пересмотрено в прошлом. Холмберг предположил принадлежность галактики к скоплению Девы и полагал, что расстояние до неё составляет 44 миллиона световых лет, но более поздние исследования показали гораздо меньшие результат, вплоть до 13,5 миллионов световых лет. Расстояние в 18 миллионов световых лет, определенное в 2003 году для M64, составляет одну треть расстояния до скопления галактик в Деве.
NGC 4789A в 7,4° восточнее, является физическим спутником M64. Де Вокулер предположил, что эти две галактики образуют небольшую группу с M94, которая находится на таком же расстоянии от нас.

Наблюдения

M64 выглядит как слабая звезда в бинокль 10х50. Небольшие телескопы показывают её как маленькую овальную туманность с большой поверхностной яркостью, но без ядра.
120-миллиметровый рефрактор демонстрирует ядро почти звездообразного вида в вытянутой галактике с соотношением сторон 2:1. На северо-востоке, около ядра заметно небольшое тёмное поглощение, с большим увеличением воспринимается как «черный глаз».
350-мм. телескоп сразу же показывает глаз как тень в форме банана. Он находится на расстоянии 20” от яркого 5" овального ядра, расположенного в центральной области размером 40”х25”. Тёмный полумесяц начинает сужаться с позиционным углом 110°, затем становится более широким и рассеянным и, наконец, исчезает с позиционным углом 0°, прямо к северу от ядра. Внешний край глаза ярче, чем окружающая галактика, и вносит свой вклад во внутреннюю сторону диффузного кольца размером 1,2’×0,8’, вытянутого с позиционным углом в 115°. Далее снаружи следует очень диффузная более тёмная зона к северо-востоку от ядра, которая ведёт во второе, внешнее кольцо размером 5,5’×2,2’, с той же ориентацией, что и внутреннее. Это отличительная особенность только со стороны «чёрного глаза» - с другой стороны, свет галактики постепенно уменьшается наружу от ядра.
На южном краю галактики есть слабая звезда 15-й звёздной величины. Две другие, более слабые звезды переднего плана в восточной части М64 не видны с 350-миллиметровой апертурой. Яркая звезда в 4' северо-восточнее, отмечает точное положения «чёрного глаза».

1. M64. Детальный вид области «чёрного глаза». Космический телескоп имени Хаббла.
2. М64. "Чёрный глаз" - это изогнутая, темная поглощающая структура вокруг ядра. Волкер Вендел
3. М64, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
4. М64, исторические зарисовки. Джон Гершель (до 1833 г.), Уильям Лассел (1862 г.).

[Alex Ch]

М65

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 3623
Тип: Галактика
Класс: Sa
Расстояние: 32.8 млн с.л.  (по наблюдениям М66)
Размер: 94 000 с.л.
Созвездие: Лев
Прямое восхождение: 11h 18.9min
Склонение: +13° 5'
Звёздная величина: 9,3
Поверхностная яркость: 21.3 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 9,8'х2,9'
Первооткрыватель: Мессье, 1780

История

Кеннет Глин Джонс отдал заслугу открытию M65 и M66 Пьеру Мешену. Шарль Мессье, который наблюдал обе галактики 1 марта 1780 года, не упомянул в этом случае Мешена, хотя он и ссылался ко всем другим открытиям своего коллеги. Вполне возможно, что Глин Джонс ошибся здесь, в конце концов, нет никаких других источников в поддержку Мешена. Следовательно, мы считаем Мессье первооткрывателем этой замечательной пары галактик. Француз заметил о М65: «Она очень слабая и не содержит звёзд».
Уильям Гершель увидел «две противоположные очень слабые ветви» и отметил, что общая длина галактики равна 12’. В 1830 году Джон Гершель описал М65 как имеющую «большой, разрешимый центр с двумя слабыми ветвями, простирающимися на 45° к северу, предшествуя [северо-западу] к югу, следуя [юго-восточнее]».
Лорд Росс наблюдал M65 несколько раз. В 1848 году он заметил: «Любопытная туманность с ярким ядром, разрешаемая, спиральное или кольцевое расположение вокруг нее, другие части туманности не разрешаемы». «Разрешение» не обязательно означало для лорда и его современников видимость отдельных звёзд, этот термин в равной степени относится к разрешению структуры и точек в рассеянном объекте. В 1854 году Росс увидел «любопытные тёмные пятна по обе стороны ядра», которые только позже были идентифицированы как полосы пыли.
Генрих Д'Арре наблюдал с помощью 280-мм. рефрактора вблизи Копенгагена, Дания и дал следующее описание: «Очень красивый, сильно вытянутый, постепенно светлеющий к центру, при увеличении 147х разрешимый на слабые звёзды, рукава вытянуты с обеих сторон в направлении север-юг». Мы можем с уверенностью предположить, что немецкий астроном действительно не видел отдельные звёзды в М65 - скорее, более яркие вкрапления, как лорд Росс.
Известный немецкий наблюдатель Луны Медлер, более реалистично описал М65 как «очень вытянутую туманность, состоящую из ядра и двух рукавов, которые тянутся с уменьшением интенсивности света, на 3,3' в противоположных направлениях. Общая длина около 7,7' и имеет тёмные включения. В нем нельзя различить ни одной звезды».
Кёртис задокументировал вид с фотографии словами: «Красивая, яркая спираль 8’х2’ с позиционным углом в 174°. Витки довольно расплывчатые, с одной почти звёздной конденсацией: яркое, практически звездообразное ядро. Есть полоса поглощения в восточной части».

Астрофизика

M65 - это спиральная галактика типа Sa, которую мы видим под углом 74°. М66, всего в 20' восточнее, является физическим спутником. Галактики могут быть разделены всего 200 000 световыми годами, если они находятся точно на одинаковом расстоянии от нас. К этой группе Льва присоединяются галактики NGC 3628 на севере и NGC 3593 на западе. Аналогичные расстояния найдены для группы галактик вокруг M96, с M95 и M105, и мы можем заключить, что эти группы слабо взаимосвязаны. Сама M65 состоит из центральной линзы более старых желтоватых звёзд и из плотно намотанных спиральных рукавов с заметными полосами пыли и несколькими голубоватыми областями звездообразования. В отличие от М66, М65, по-видимому, не претерпел никаких недавних близких столкновений с другой галактикой. Это было подтверждено исследованием Афанасьева, сфокусированным на изучении звёздного кольца возрастом пять миллиардов лет с диаметром 15” вокруг ядра. Следовательно, с точки зрения звездообразования M65 не может конкурировать с гораздо более активной M66.

Наблюдения

При наблюдении в бинокль 10х50 М65 и М66 образуют красивую пару слабых туманных пятен. В маленький телескоп M65 выглядит как более вытянутая из двух галактик. Его ориентация почти точно соответствует направлению север-юг.
120-миллиметровый рефрактор очень чётко показывает сильное удлинение M65, оно имеет соотношение 4:1 позиционный угол 10°. Яркое, овальное ядро асимметрично встроено в туманный бар, длинной 5’. Кроме того, есть звезда 12-й звёздной величины, 2,5' юго-восточнее от центра галактики.
При наблюдении с апертурой 350 миллиметров, визуальная протяженность М65 достигает 6'×2'. Небольшое овальное ядро диаметром менее 10”, расположено в яркой центральной области, которая имеет острый край на восточной границе. Это связано с темной полосой вдоль восточной стороны галактики, о которой можно получить лишь смутное визуальное представление. К востоку от ядра есть слабая звезда прямо на этой пылевой полосе. Темная спиральная структура и фрагменты рукавов становятся более отчетливыми к северу и югу. Однако характеристики их вращения определить невозможно. Галактика заканчивается с обеих сторон размытыми, немного более яркими областями, из которых южная является более отчетливой и неровной. 

1. М65, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. М65. Желтоватое ядро галактики состоит из звёзд, образовавшихся около пяти миллиардов лет назад. Волкер Вендел
3. М65 и М66 с NGC 3628: «Триплет Льва». Роберт Гендлер.
4. М65, зарисовки. Лорд Росс (1850), Джон Гершель (до 1833).

[Alex Ch]

М66

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 3627
Тип: Галактика
Класс: Sb
Расстояние: 32.8 млн с.л.  (H2000)
                   33.5 млн с.л.  (Cepheids, 2000)
Размер: 87 000 с.л.
Созвездие: Лев
Прямое восхождение: 11h 20.2min
Склонение: +12° 59'
Звёздная величина: 9,0
Поверхностная яркость: 21.4 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 9,1'х4,2'
Первооткрыватель: Мессье, 1780

История

Как и в случае с M65, Глин Джонс присвоил открытие M66 Пьеру Мешену. Шарль Мессье, не сделал такого замечания в своем описании, хотя он делал это во всех других случаях и нет никаких других намёков на первоначальное наблюдение Мешена. Однако, мы с уверенностью можем сказать, что 1 марта 1780 года Мессье провёл наблюдение галактики. Он описывает эту галактику как «очень слабую» и рассказывает: «Комета, наблюдавшаяся в 1773 и 1774 годах, прошла прямо через эти две туманности (М65 и М66) 1 и 2 ноября 1773 года». Мессье с трудом разглядел их из-за света кометы.
Джон Гершель отметил размер 3’ на 2’ с позиционным углом 60° и увидел, что он «внезапно становится ярче к середине». Позже лорд Росс разглядел «тёмные точки по обе стороны от ядра», а Д'Арре охарактеризовал М66 как двойник М65. Кёртис дал это описание в 1918 году, основываясь на фотоизображениях: «Очень яркая, красивая, спираль 8'х2,5' с позиционным углом 180°. Яркое, слегка вытянутое ядро, спирали несколько неправильной формы и имеют многочисленные сгущения».

Астрофизика

Вместе с M65 и NGC 3628, M66 образует популярный Триплет Льва, на расстоянии в 33 миллиона световых лет. Тем не менее, есть также четвертый, более удалённый член этой группы галактик, NGC 3593.
М66 практически одного размера с М65. Два спиральных рукава берут свое начало от краёв короткого светлого бара в центре. В то время как восточный рукав тесно обвит вокруг галактики, западный рукав имеет небольшое наклонение и скорее всего отклонён от галактики. Истинная трехмерная морфология M66 немного отличается: на самом деле спиральные рукава искривлены относительно сильно наклоненной плоскости галактики, а восточный рукав изгибается, охватывая часть центральной области.
Эта деформация является результатом прошлой встречи с другой галактикой в триплете Льва. Наиболее вероятным кандидатом является NGC 3628 на севере: на снимках с длительной экспозицией видно облако газа и звёзд длиной 40’, протянувшееся на восток почти на 400000 световых лет. Было высказано предположение, что столкновение с М66 привело к потере в общей сложности нескольких сотен тысяч солнечных масс около миллиарда лет назад. Таким образом, Хэлтон Арп по праву добавил M66 в свой список пекулярных галактик, под номером 16, в то время как вся группа Льва является дополнительной записью №317.
М66 также был классифицирован как LINER (см. М81) или как переходный случай, поскольку его спектр ядра показывает некоторые особенности, характерные для галактик Сейферта-2 (см. М77). Радиоспектр ядра подобен спектру низкой яркости AGN (активного галактического ядра).
Три сверхновые были обнаружены в M66. SN 1979R достигла величины 15 m. 12 декабря 1973 года. SN 1989B была обнаружена австралийским астрономом-любителем Эвансом 31 января 1989 года и на следующий день достигла величины 12,2 m.. 15 апреля 1997 года SN 1997bs была обнаружена в Ликской обсерватории, имея яркость 17 звёздной величины. Учитывая эту низкую яркость, ван Дейк и его коллеги, позже (2000) утверждали, что на самом деле это была не настоящая сверхновая, а вспышка типа η-Carinae (Эта Киля), как предполагаемая «сверхновая» 1961V в NGC 1058 и 1954J в NGC 2403.

Наблюдения

Под тёмным небом красивая пара М65 и М66 прекрасно видна в бинокль 10х50. С расстоянием всего в 20' друг от друга эти галактики остаются в одном поле зрения телескопа, при низком или среднем увеличении.
С 120-миллиметровым рефрактором M66 смотрится так же ярко, как и M65. С визуальным размером 4,5'х2' она вытянута в направлении север-юг, в то время как центральная область длиной 1,5' немного наклонена под углом 20°. Яркая звезда переднего плана находится всего в 2,5' к северо-западу от М66.
Наблюдаемая с помощью 350-мм. телескопа, M66 является одной из самых интересных галактик в каталоге Мессье. В общей сложности визуальная протяженность достигает 5'х2,5' с углом 0°. Протянувшись от ядра почти звездообразного вида, очень узкая полоса тянется на 2', больше к северо-западу, с позиционным углом 150°. В юго-восточной части, разделенной более темной областью, спиральные рукава отходят на восток. В отчетливом тёмном пятне в 1' северо-восточнее от ядра галактики они растворяются в пёстрые пятна, пока не продолжаются у северной границы, теперь рассеиваясь образуя кольцо.
Западный край галактики содержит тёмную врезку, расположенную в 1' к юго-западу от ядра. Это начало очень слабого спирального рукава с тёмной полосой посередине. Он простирается на юг, до 3' от ядра. Перед этим рукавом находится звезда, которая видна как двойная с помощью больших телескопов или хороших фотографий.

1. М66, историческая зарисовка. Уильям Лассел (1862 г.).
2. M 66. В отличие от M65, спиральная галактика M66 обладает молодыми голубоватыми звёздными скоплениями. Филипп Келлер, Кристиан Фукс.
3. М66, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

М67

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2682
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II2r
Расстояние: 2960с.л. (K2005)
                   2890с.л.(2004)
                   2960 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
                   2450 с.л. (CMD, 1999)
Размер: 21 с.л.
Созвездие: Рак
Прямое восхождение: 8h 51.4min
Склонение: +11° 49'
Звёздная величина: 6,9
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 25'
Первооткрыватель: Кёлер, 1779

История

M67 был обнаружен Иоганном Готфридом Кёлером в Дрездене, Германия, до или в 1779 году. Он описал её как «довольно заметную туманность длинной формы», но его наблюдение не было опубликовано. Следовательно, Мессье сделал независимое открытие этого скопления, когда обнаружил его 6 апреля 1780 года и увидел «скопление маленьких звёзд с туманностью».
Несколько лет спустя Уильям Гершель описал М67 как «очень красивое и довольно сильно сжатое скопление звёзд, которое легко увидеть в любой хороший телескоп и в котором я наблюдал более 200 звёзд одновременно в поле зрения моего большого рефлектора, с увеличением 157х». Его сын Джон определил диапазон яркости от 11 m. до 15 m. для звёзд скопления и заметил: «Ему предшествует богатая область звёзд 9-й и 10-й звёздной величины». Д'Арре увидел «изящное звёздное скопление, яркость звёзд составляет от 11 m. до 13 m.», в то время как Смит сравнивал его форму с «фригийским колпаком», как у епископов.
Генрих Медлер видел, как и Уильям Гершель «около 200 звёзд в пространстве диаметром от 12’ до 15’. Звёзды сильно отличаются друг от друга по своему мерцанию, и к середине их концентрация очень мала». Лео Бреннер прокомментировал: «в искателе виден как туманный участок, но уже при небольшом увеличении узнаваем как звёздное скопление и великолепный объект. Окруженный полукругом более ярких звёзд, здесь насчитывается около 230 звёзд с яркостью от 9 до 12,5 звёздной величины». Наконец, Кёртис оценил фотографический диаметр в 16'.

Астрофизика

М67 - один из старейших известных рассеянных кластеров. Недавняя оценка, опубликованная Г. Мишо и его коллегами (2004), даёт 3,7 миллиардов лет, что почти соответствует возрасту нашей Солнечной системы. Он будет продолжать существовать еще в течение пяти миллиардов лет. Лишь очень немногие рассеянные скопления старше: NGC 188 - один из них, возраст которого составляет 6,4 миллиарда лет. Спорным случаем является NGC 6791, для которого был определён возраст от 2,4 до 8 миллиардов лет.
М67 обязан своим долгим существованием благодаря своему большому расстоянию от галактической плоскости и центра Галактики, что позволяет ему избегать разрушительных гравитационных взаимодействий. При расстоянии чуть меньше 3000 световых лет общий диаметр оценивается в 21 световой год.
Большой возраст M67 позволяет нам наблюдать внушительное число эволюционировавших звёзд в скоплении. По словам Ричера и его коллег, оно богато красными гигантами - подтверждено не менее 20, с почти 1,5 солнечными массами, так же насчитывается более 150 белых карликов. Кроме того, было найдено 23 «голубых отставших», которые типичны для более старых и плотных шаровых скоплений. По словам Сэндквиста, самая яркая «голубая отставшая» звезда является одной из самых ярких звезд в М67 при 10-й звёздной величине, она имеет светимость в 50 раз выше, чем Солнца.
Из-за этого замечательного разнообразия звёзд, М67 было предметом многих фотометрических исследований. Таким образом, его 13 самых ярких звёзд, в течение десятилетий были фотометрическими стандартными звёздами для систем фильтров UBVRI и ubvyβ.
Согласно Балагеру-Нуньесу (Balaguer-Núñez, 2007), настоящими членами скопления должны быть в общей сложности 776 звёзд вплоть до 17 звёздной величины. К ним относятся 8 подтвержденных и 4 предполагаемых переменных, в частности, 4 затменные переменные типа W Большой Медведицы. Одной из них является AH Рака, блеск которой колеблется между 13,3 и 13,7 звёздной величины, с периодом всего 0,36 дня. Некоторые «голубые отставшие» от типа RS Гончих Псов также демонстрируют небольшие изменения яркости.
Кластер M67 был классифицирован по шкале Трёплера разными авторами как II2r, II2m и II3r.

Наблюдения

О’Мера сообщает, что М64 можно различить в хорошую погоду в горах, невооружённым глазом. В небольшой бинокль с 15-миллиметровыми линзами, M67 выглядит как удлинённое туманное пятно. Бинокль 10х50 покажет клочковатое облако света со звездой на его северном крае. Телескоп диаметром 50 мм., разрешает 12’ кластер на отдельные звёзды, это говорит о относительно низком качестве инструментов первооткрывателя М67 - Кёлера.
Число видимых звёзд скопления значительно возрастает с ростом апертурой телескопа. Около 30 с 60-мм., 50 с 150 миллиметрами и более 100 с 350-миллиметровым диаметром. В больших телескопах богатство скопления впечатляет - оно достигает визуального диаметра 20' и имеет круглую форму. Однако при меньших диаметрах телескопов, скопление выглядит слегка вытянутым в направлении восток-запад.
Ряд наблюдателей метафорически прокомментировали видимые звёздные цепи в М67. Смит увидел колпак епископа, Фламмарион – пучок кукурузы, Скифф и Лугинбуль - фантастическое дерево, а О'Мира - голову кобры.

1. M67 - самое древнее рассеянное скопление в каталоге Мессье, возраст которого оценивается около 3,7 миллиардов лет. Райнер Спаренберг.

[Alex Ch]

М68

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4590
Тип: Шаровое скопление
Класс: X
Расстояние: 36 580 с.л. (R2005)
                   35 610 с.л. (RR Lyr, 2001)
Размер: 120 с.л.
Созвездие: Гидра
Прямое восхождение: 12h 39.5min
Склонение: -26° 45'
Звёздная величина: 7,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 11'
Первооткрыватель: Мессье, 1780

История

Шарль Мессье наблюдал M68 9 апреля 1780 года как «туманность без звёзд, очень слабую, трудно различимую в телескоп, рядом находится звезда 6-ой звёздной величины». В своей книге Глин Джонс называет Мешена первооткрывателем, но об этом нигде не упоминается. Поэтому, соглашаясь с большинством авторов, мы отдаем право открытия - Мессье.
Уильям Гершель назвал M68 «прекрасным скоплением звёзд, чрезвычайно богатым и сжатым настолько, что большинство звёзд сливаются вместе». Его сын Джон заметил, что «всё это чётко разрешается на звёзды 12-ой звёздной величины, очень рыхлое и клочковатое по краям».
Смиту же , напротив, мешали его маленький телескоп и туманы английских срединных земель. Он видел только «большую, круглую и очень бледную туманность». Его соотечественник и современник преподобный Уэбб, однако, описал М68 как «хорошо разрешённую» и заметил красную звезду.

Астрофизика

М68 не только кажется далеким от Млечного Пути, но и является типичным скоплением внешнего галактического гало. Его орбита протяженностью 500 миллионов лет имеет значительный эксцентриситет 0,5 и может отдалять М68 на расстояние до 100 000 световых лет от центра Галактики.
Нынешнее расстояние до Земли составляет 36000 световых лет, что говорит о среднем физическом диаметре в 120 световых лет для этого скопления. Его класс X означает, что M68 имеет одну из самых низких концентраций среди всех шаровых скоплений Мессье.
Возраст М68 более 10 миллиардов лет и имеет низкое содержание металла (см. М79). В нем известно 42 переменные, в том числе 2 звезды типа SX Феникса и 40 звёзд типа RR Лиры. Двадцать семь из них были найдены Шепли. Напротив, соседняя FI Гидры является переменной, не связанной с M68, лежащая к северо-востоку от скопления. Самые яркие отдельные звёзды достигают величины 12,6 m., и Хогг обнаружила, что 25 звёзд ярче 14,8 звёздной величины. Звёзды горизонтальной ветви, которые являются хорошим индикатором расстояния до шаровых скоплений, достигают величины 15,6 m..  Однако до сих пор существуют разногласия по поводу общей яркости M68. Глин Джонс даёт оценку 8.2 m., современные каталоги 7.3 звёздной величины, а О'Мера находит 7.6 m. наиболее правдоподобным значением.

Наблюдения

О'Мера считает М68 «удивительно сложным» объектом для обнаружения невооруженным глазом, но для любого успешного наблюдения, безусловно, потребуется отличное место высоко в горах.
Однако, вполне возможно наблюдать М68 в виде небольшой туманности в бинокль 10х50. Поскольку самые яркие звёзды скопления имеют ту же яркость, что и звезды более популярного M3, разрешение M68 должно начинаться со скромной апертуры около 100 миллиметров. Этого практически невозможно достичь в Европе и на севере США, поскольку плохая видимость вызвана тем, что этот объект находится очень низко над горизонтом.
Если он расположен высоко в небе, как в южных широтах, то М68 можно разрешить на отдельные звёзды даже в центре с помощью телескопа размером от 200 до 250 миллиметров. При наблюдениях с апертурой 250 миллиметров, это одно из визуально наиболее крупных шаровых скоплений. Оно имеет заметно широкий центр, а в 5' к северо-западу от его ядра находится красноватая звезда.
Звезда HD 109799 магнитудой 5.4 m., лежит в 45' к юго-западу от М68. У неё есть сложный компаньон (van den Bos 230) магнитудой всего 11,3 m., на расстоянии 1,4” с позиционным углом 179°. Кроме того, звезда типа Мира FI Гидры с периодом 324 дня находится всего в 7,4' к северо-востоку от М68. Вид кластера значительно меняется, так как эта переменная находится в диапазоне между её максимумом (10,2 m.) и минимумом (17,4 m.).

1. М68. Переменная FI Гидры лежит за пределами скопления, на северо-востоке. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М69

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6637
Тип: Шаровое скопление
Класс: V
Расстояние: 36 920 с.л. (R2005)
Размер: 110 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение: 18h 31.1min
Склонение: -32° 21'
Звёздная величина: 7,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 10'
Первооткрыватель: Лакайль, 1752

История

Николя Луи де Лакайль проводил позиционные измерения южных звёзд с мыса Доброй Надежды в 1751 и 1752 годах и за это время обнаружил 42 звёздных скопления и туманности, в том числе M69. Запись I.11 в его каталоге, опубликованном в 1755 году, гласит: «Туманность без звёзд напоминает маленькое ядро кометы». Шарль Мессье безуспешно искал этот объект в 1764 году, так как положение, заданное Лакайлем, было неверным на 1,2°. 16 лет спустя, 31 августа 1780 года, Мессье наконец удалось вновь открыть этот южный кластер, который занял место в его каталоге под номером 69. Он признал, что это был объект Лакайля, и прокомментировал: «Туманность без звёзд, рядом с ней звезда 9-й звёздной величины. Её свет очень слаб». Джон Гершель рассматривал М69 как звёздное скопление и характеризовал его как «яркое, большое, круглое, хорошо разрешаемы звёзды от 14-й до 16-й звёздной величины». Описание Кёртиса по фотоснимку гласит: «Яркое шаровое скопление, диаметром 3’».

Астрофизика

Расстояние до M69 составляет 37 000 световых лет, это говорит, что скопление расположено в 5000 световых лет за галактическим центром, а также на 5000 световых лет ниже плоскости Галактики. Следовательно, М69 принадлежит внутреннему галактическому гало, которое оно никогда не покидает. Его возраст составляет около 14 миллиардов лет, а самый большой угловой диаметр на современных фотографиях с большой выдержкой равен 10', что соответствует физическому диаметру в 110 световых лет. Его масса составляет около 300 000 солнечных масс. Для шарового скопления в нем имеется достаточно большое изобилие тяжелых элементов, связанных с его происхождением вблизи галактического центра.
Отдельные звёзды, самые яркие из которых достигают величины 13,2 m., группируются вокруг относительно компактного центра. В M69 была обнаружена 61 переменная, среди которых 8 звёзд типа RR Лиры, 48 переменных типа SX Феникса и 10 затменных двойных. Они включают в себя два самых ярких члена скопления и две звезды типа Миры: V1894 Стрельца (величина 13,3–18,8 m.) в 1,5' к юго-востоку от центра и V3480 Стрельца (величина 15,5–18,2 m.) в 5' к западу. В 1986 году наблюдалась звезда с временной звёздной величиной 12,5 и спектром с эмиссионными линиями. Более поздний анализ показал, что это была не новая, а необычная переменная типа Мира.

Наблюдения

К юго-востоку от звезды поля 8-ой звёздной величины очень маленькую туманность можно разглядеть даже в бинокль 10х50. В телескоп этот круглый объект достигает размера 2,5'. Чтобы разрешить отдельные звёзды, потребуется телескоп с апертурой от 150 до 200 миллиметров. Тёмная область около южного края скопления появляется как разрыв или тёмная линия. Некоторые наблюдатели сообщают, что центральная область вытянута в направлении север-юг, в то время как небольшое центральное ядро остается практически звездообразным. О'Мера упомянул тёмную лагуну к северу от ядра, которую автор не смог подтвердить.

1. М69. Прямо к югу от центра скопления находится переменная звезда V 1894 Стрельца (отмечено). Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

М70

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6681
Тип: Шаровое скопление
Класс: V
Расстояние: 34 770 с.л. (R2005)
Размер: 80 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение: 18h 43.2min
Склонение: -32° 18'
Звёздная величина: 7,8
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 7,8'
Первооткрыватель: Мессье, 1780

История

Шарль Мессье открыл M70 вместе с M69 в ночь на 31 августа 1780 года и стереотипно охарактеризовал их как «туманность без звёзд». Уильяму Гершелю, однако, удалось разрешить M70 на отдельные звёзды, несмотря на его наблюдательный пункт в Англии и низкую высоту кульминации этого южного скопления. Великий наблюдатель прокомментировал М70 как «М3 в миниатюре».
Австралийский наблюдатель Джеймс Данлоп наблюдал М70 пять раз и описал его вид как «довольно яркую круглую туманность диаметром 1,5’, очень сильно уплотнённую к центру».
В 1918 году Кёртис отметил на фотографических снимках М70: «яркое, конденсированное скопление, 2' в диаметре, несомненно шаровидное».

Астрофизика

М70 лишь немного ближе к нам, чем М69 и это тоже шаровое скопление галактического гало. Орбита М70 не позволяет ему покидать галактический балдж. В настоящее время оно удаляется от нас со скоростью 200 км/с и находится на расстоянии 7000 световых лет от центра Галактики. Следовательно, оно страдает от приливного взаимодействия. Более яркая область скопления имеет диаметр 4', а её ореол достигает 7,8'. Что говорит о общем физическом размере М70 в 80 световых лет, а его масса составляет 200 000 Солнц. Центральная область М70 плотно заполнена звёздами. Этот кластер уже подвергся коллапсу ядра, как и около 20% всех шаровых скоплений в Млечном Пути. Это динамическая неустойчивость, которая в ходе многочисленных близких столкновений относительно быстро приводит к очень высокой плотности звёзд в центральной области, обусловленной гравитационным притяжением и переносом кинетической энергии во внешние области скопления.
Самые яркие отдельные звёзды М70 достигают лишь небольшой величины 14,0 m., из-за внушительно расстояния и межзвездного поглощения. Было найдено очень мало переменных: первые две звезды типа RR Лиры были обнаружены Росино в 1962 году, а также Лиллер добавил ещё четыре в 1983 году. Спектроскопия на космическом телескопе имени Хаббла, помогла идентифицировать две наиболее яркие звезды в центре скопления как вероятные «голубые отставшие» (см. M30)
В 1995 году недалеко от М70 американские астрономы-любители Алан Хейл и Томас Бопп обнаружили свою яркую комету.

Наблюдения

М70 слабо виден даже в 50-мм бинокль. В небольшой телескоп оно выглядит как маленький туманный шар. Отличается от соседнего М69 только тем, что имеет гораздо более плотное, но широкое ядро, визуальное свидетельство коллапса ядра, упомянутого выше.
С апертурой в 200 миллиметров, успешно разрешаются на отдельные звёзды. На северо-восточной окраине М70 находится широкая пара из двух звёзд 11 звёздной величины направленных на север. Еще одну пару можно найти дальше севернее. Визуальный диаметр M70 составляет всего около 3'.
Планетарная туманность IC 4776, расположенная в 1° южнее от М70, имеет величину 10,4 m. и видна даже в 100-мм. телескоп.

1. М70. В 1995 году комета Хейла-Боппа была обнаружена в ходе наблюдения за этим шаровым скоплением. Райнер Спаренберг, Стефан Бинньювис.

[Alex Ch]

М71

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6838
Тип: Шаровое скопление
Класс: XI
Расстояние: 18 330 с.л. (R2005)
                   16 050 с.л. (CMD, 2004)
Размер: 40 с.л.
Созвездие: Стрела
Прямое восхождение: 19h 53.8min
Склонение: +18° 47'
Звёздная величина: 8,0
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 7,2'
Первооткрыватель: де Шезо, 1746

История

М71 был открыт в 1745 или 1746 году, швейцарским астрономом-любителем Жаном Филиппом Луи де Шезо. Он получил №13 в его коротком списке туманных звёзд, который, к сожалению, был прочитан только перед Парижской академией наук и никогда не был опубликован в печатном виде. Следовательно, это и все другие наблюдения де Шезо вскоре были забыты.
Новое открытие этого объекта было сделано Иоганном Готфридом Кёлером в Дрездене, Германия, где-то между 1772 и 1779 годами. Он описал его как «очень бледное туманное пятно в Стреле». Прошло много времени, прежде чем наблюдения Кёлера, стали известными во Франции. Даже третье открытие М71, 28 июня 1780 года, Пьером Мешеном, следует считать независимым. Он рассказал о своей находке Шарлю Мессье, который 4 октября 1780 года отметил: «она очень слабая и не содержит звёзд».
Уильяму Гершелю удалось разрешить это шаровое скопление на отдельные звёзды, а его сын Джон очень метко охарактеризовал его: «Нерегулярно круглое скопление очень слабых звёзд, склонных к треугольной форме». В более развернутом описании, от 1830 года, он также отметил: «Прекрасный объект, звёзды 11-16 звёздной величины, самая конденсированная часть 3' в диаметре, треугольной формы, направленной на север». Уэбб отметил, что в его 92-миллиметровом рефракторе М71 казался «туманностью при малом увеличении, переходя в облако слабых звёзд с повышением увеличения».
На первых фотографиях начала двадцатого века Кёртис заметил только «довольно разряженное шаровое скопление, диаметром 5’».

Астрофизика

Является ли М71 старым компактным рассеянным кластером или рыхлым шаровым скоплением? Этот вопрос оставался нерешенным на протяжении многих десятилетий и иногда поднимается до сих пор. Морфологически М71 имеет сходство как с компактным рассеянным скоплением М11, так и с бедным, едва концентрированным шаровым скоплением М68. Поэтому Шепли и Трёмплер рассматривали М71 как рассеянное скопление. В 1943 году, Джеймс Каффи, с другой стороны, классифицировал его как рыхлое шаровое скопление, концентрационного класса X-XII. Однако его CMD (диаграмма цветовых величин), полученная в 1959 году, скорее имеет характеристики рассеянного кластера.
Даже обилие тяжёлых элементов и металлов, довольно высокое для времени его существования, в любом случае не решает этого вопроса. Тем не менее, по сегодняшнему консенсусу, M71 является шаровым скоплением и современное исследование проводит некоторые параллели с NGC 104 (47 Тукана), которое, несомненно, является истинным шаровым скоплением.
М71 находится на расстоянии 18 000 световых лет от нас. На своей слегка эксцентричной (0,2) орбите вокруг центра Галактики, для полного оборота кластеру требуется 160 миллионов лет, он всегда остается внутри галактического диска. Частые столкновения с другими объектами Галактики, вероятно, объясняют его оставшуюся массу всего в 40000 Солнц и необычно малый размер, по сравнению с другими шаровыми скоплениями, всего в 40 световых лет.
Самые яркие отдельные звёзды в M71 достигают внушительной 12,1 звёздной величины, но большинство звёзд скопления слабее 14 m.. В M71 было найдено только 40 переменных, но ни одной звезды типа RR Лиры, типичных для шаровых скоплений. Z Стрелы, обнаруженная в 1912 году Сильбернагелем, с изменением яркости от 13,6 m. до 15,8 m., является одной из шести звёзд красных гигантов в M71. Пак и Немек открыли несколько затменных двойных, 24 были недавно обнаружены корейскими астрономами (2006). Самый яркий пример - QU Стрелы (15,2 - 17,0 m.). Кроме того, есть несколько переменных типа SX Феникса. Тринадцать из 50 предполагаемых «голубых отставших» (см. М80) были признаны в 2000 году Геффертом и Майнцем в качестве истинных членов кластера. Однако, затменная переменная FX Стрелы, находящаяся в 8’ к востоку от центра М71, не принадлежит физически к скоплению. Её яркость колеблется от 14,4 m. до 15,8 m. с периодом 1,15 дня.

Наблюдения

М71 относительно легко видна в бинокль 10х50, в виде небольшого рассеянного туманного пятна. При использовании небольшого телескопа присутствует впечатление туманности. При апертуре в 75 миллиметров, становятся различимы самые яркие звёзды М71, но они едва заметны среди множества звёзд богатого окружающего поля Млечного Пути.
120-миллиметровый рефрактор, используемый со средним и высоким увеличением, демонстрирует рой из примерно 30 слабых звёзд.  Для наблюдателя становятся заметны треугольная форма и низкая степень конденсации М71. Визуальный диаметр составляет 5'.
С помощью больших телескопов впечатление от этого скопления становится все более богатым звёздами, но трудно отличить звёзды скопления от звёзд переднего плана или фоновых звёзд богатого в этом месте Млечного Пути. Наиболее заметной особенностью M71, является закругленная вершина его более плотной центральной области, которая направлена на юго-запад. Несколько визуальных наблюдателей сообщили о впечатлении «тёмных глаз» в центральной области или линейных тёмных структур в восточной части этого шарового скопления.

1. М71- это шаровое скопление с небольшой концентрацией и довольно бедное звёздами. Стефан Бинньювис, Райнер Спаренберг.

[Alex Ch]

М72

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6981
Тип: Шаровое скопление
Класс: IX
Расстояние: 58 510 с.л. (R2005)
                   62 750 с.л. (RR Lyr, 2001)
Размер: 100 с.л.
Созвездие: Водолей
Прямое восхождение: 20h 53.5min
Склонение: -12° 32'
Звёздная величина: 9,2
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 6'
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

Именно Пьер Мешен открыл М72 в ночь с 29 на 30 августа 1780 года. Он сообщил о своей находке Мессье, который наблюдал её 4-5 октября того же года и описал как «туманность, её свет слабый, как и у предыдущей [М71], рядом с ней находится телескопическая звезда».
Три года спустя Уильям Гершель раскрыл истинную природу этого шарового скопления. В 1810 году, великий наблюдатель подробно описал, как М72 выглядел для него с увеличением 280×: «Это скопление звёзд круглой формы. Очень слабые звёзды на внешней стороне шаровых скоплений обычно немного рассеяны, чтобы отклониться от совершенно круглой формы. Он постепенно сильно сгущается к центру, но при внимательном наблюдении, даже там можно различить отдельные звёзды. Невозможно оценить количество звёзд, которые могут находиться в таком скоплении, но думаю, что мы не можем оценить их в несколько сотен».
Его сын Джон согласился с этим в своей первой заметке об этом скоплении: «Довольно яркое, очень сжатое скопление, неравномерно круглое, едва разрешимое, очень постепенно становится ярче к середине, разрешается на очень маленькие звёзды, много разбросанных звёзд рядом, но они не так малы, как звёзды этого скопления». Но после более позднего наблюдения М72, у него сложилось несколько иное впечатление: «Слабое, круглое, 2' в диаметр, разрешима, но я не вижу звёзд, разделенных настолько, чтобы их можно было посчитать. Скорее это незначительный объект».
Адмирал Смит, находившийся в активной переписке с Джоном Гершелем, видел М72 в своем 150-миллиметровом рефракторе как «шаровое скопление мельчайших звёзд». Генрих Д'Арре использовал телескоп вдвое большего диаметра и для него М72 выглядела «яркой, практически круглой, частично разрешенной с увеличением 95х. Очень богатая куча самых мелких звёзд, хорошо разрешаемая с увеличением 132х. Форма неправильного круга или почти овальная».
Хебер Кёртис резюмировал на основе фотоизображения в 1918 году: «Маленький, яркий кластер диаметром 3', шаровидный, сравнительно рассеянный».

Астрофизика

Лежащая на расстоянии 58 000 световых лет M72, является одним из самых далёких шаровых скоплений в списке Мессье. Его местоположение находится далеко за пределами галактического центра, и скопление вращается вокруг Галактики по ретроградной орбите. Поэтому было высказано предположение, что М72 был однажды захвачен из соседней галактики после близкого столкновения. Хорошим кандидатом на роль жертвы является карликовая галактика Стрельца (Sgr Dwarf, не путать с SagDEG, в которой находится M54).
Из-за большого расстояния, самые яркие отдельные звёзды М72 достигают только 14,2 звёздной величины. По данным Хогг, 25 самых ярких членов имеют среднюю магнитуду 15,9 m.. M72 демонстрирует небольшую концентрацию и был классифицировано как шаровое скопление IX класса. Из шаровых скоплений Мессье, только М55 и М71 менее концентрированы. Общая масса M72 была оценена в скудные 200 000 Солнц.
Это бедное металлом скопление относится к объектам внешнего галактического гало. 51 переменная известна в M72, первые 34 были найдены в 1920 году Шепли и Ричи. Неудивительно, что они в основном относятся к типу RR Лиры.
1.6° к северу от M72 мы находим слабую карликовую галактику MCG-2-53-3, более известную как «Aquarius Dwarf». Она расположена намного дальше скопления, на расстоянии 3 миллиона световых лет.

Наблюдения

В бинокль 10х50, М72 видна как слабое небольшое туманное пятно. В скромных телескопах это уже более отчетливый, но беззвёздный туманный шар, 2' в диаметре. Восточнее, также находится звезда переднего плана, магнитудой 9,5 m.. Разрешение этого шарового скопления на отдельные звёзды, требует апертуры не менее 200 миллиметров. Так же тусклые звёзды становятся видимыми в слабо концентрированной центральной области.  С помощью 350-миллиметрового телескопа, видна светлая центральная область, размером 3', с яркими звёздами скопления перед туманным фоном. Внешняя область скопления достигает лишь 5' в диаметре. Здесь видна только горстка звёзд на туманном зернистом фоне. Клиновидная тёмная область видна с краю скопления на северо-востоке.

1. Как и M54, M72, возможно, возникла в другой галактике. Даниэль Вершац.

[Alex Ch]

М73

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6994
Тип: Астеризм
Класс: -
Расстояние: 900-2590 с.л. (2002)
Размер: -
Созвездие: Водолей
Прямое восхождение: 20h 58.9min
Склонение: -12° 38'
Звёздная величина: 9,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 1,4'
Первооткрыватель: Мессье, 1780

История

М73 относится к разряду странных объектов Мессье. В ночь с 4 на 5 октября 1780 года, Мессье, явно разыскивая М72, обнаружил «скопление из трех или четырех слабых звёзд, которые на первый взгляд напоминают туманность, содержит некоторую туманность». Он сделал ошибку с координатами, но оказалось, что все в порядке, хотя использовал HD 19843 в качестве опорной звезды вместо, как уже отмечалось, Aqr(?). Позже, наблюдатели обнаружили М73, хотя этот объект не очень их впечатлил. Эти четыре звезды Мессье, даже попали в «Общий каталог» Джона Гершеля (GC 4617, «очень бедный») и оттуда в NGC.
Даже позже, M73 оставался предметом путаницы; Пер Коллиндер перепутал его с М72 и классифицировал как шаровое скопление. Эта ошибка была затем записана во многих последующих каталогах.

Астрофизика

Итак, является ли M73 бедными остатками старого рассеянного скопления или это случайное соседство, с нашей точки зрения, нескольких физически не связанных звёзд?
Вот некоторые факты: четыре звезды со звёздными величинами 10.5, 11.3, 11.9 и 11.9, заполняют небольшую область диаметром 1.4' и все четыре звезды являются эволюционировавшими гигантами. Но образовались ли они одновременно и находятся ли они на одном и том же расстоянии?
В 1979 году Мардин, Аллен и Малин произвели следующее исследования: вероятность обнаружения четырех звезд ярче 12-й звёздной величины в пределах определенного участка в 1' равна двум из миллиарда. Однако 150 миллионов таких областей заполняют небо. В целом, остается один шанс из четырех. Тем не менее эти авторы считали М73 физическим объектом и определяли расстояние в 2000 световых лет.
В 2000 году, Бассино, Вальдхаузен и Мартинес также рассматривали М73 как рассеянное скопление, которому они дали больший внешний диаметр в 9'. В этой области они изучили 144 звезды, из которых 24 являются членами скопления, они включают в себя все звёзды ярче 14,5 звёздной величины. Авторы определили возраст кластера M73 от двух до трех миллиардов лет.
Но в 2002 году Оденкирхен и Субиран с этим не согласились. Их исследование основано на спектроскопических наблюдениях шести самых ярких звёзд в пределах 6' вокруг четырех звезд Мессье, проведенных с помощью 1,93-метрового телескопа обсерватории Верхнего Прованса (Франция), и оно не дало никаких доказательств общего происхождения. Измерения собственного движения также не подтверждают эту интерпретацию. Следовательно, M73 - это, вероятно, просто случайное совпадение и в таблице (см. рис 2) перечислены предполагаемые расстояния и точные положения четырех звёзд Мессье.

Наблюдения

Впечатление Мессье, о туманном объекте создается только с очень маленькими или не качественными телескопами. Даже 75 мм. рефрактор показывает М73 как три звезды, образующие равносторонний треугольник, и четвёртую, более слабую звезду рядом, к западу от вершины треугольника.
Красивую двойную звезду Hussey 82, две звезды 9,2 и 9,6 звёздной величины, разделенные на 2,6" с углом в 7°, можно найти в 12' западнее от M73.

1. М73 - это случайное видимое совпадение звёзд на разных расстояниях от нас. Райнер Спаренберг, Волкер Роберинг.
2. Таблица четырёх звёзд М73.

[Alex Ch]

М74

Степень сложности: 5(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 628
Тип: Галактика
Класс: Sc
Расстояние: 25.1 млн с.л.  (2005)
                   31.3 млн с.л.  (SN, 2005)
                   23.6 млн с.л.  (2003)
Размер: 77 000 с.л.
Созвездие: Рыбы
Прямое восхождение: 1h 36.7min
Склонение: +15° 47'
Звёздная величина: 8,5
Поверхностная яркость: 23.3 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 10,5'х9,5'
Первооткрыватель: Мешен, 1780

История

В конце сентября 1780 года, Пьер Мешен открыл эту слабую галактику, которую описал как «очень тусклую и чрезвычайно трудную для наблюдения». Три недели спустя, 18 октября, Мессье провёл контрольное наблюдение. Он прямо отметил «туманность без звёзд» и дал ей номер 74 в своем каталоге.
Джон Гершель описал своё первое впечатление как «чрезвычайно слабый, 5' диаметром с более яркой массой в центре, диаметром 1’ и снова довольно неожиданно становится ярче по направлению к предполагаемой центральной звезде. Несколько очень маленьких звёзд поблизости». После более поздних наблюдений он ошибочно убедил себя, что М74- это шаровое скопление и отметил: «Шаровое скопление, слабое, очень большое, круглое, постепенно, а затем довольно внезапно становиться гораздо ярче к центру, частично разрешилось».
Росс в 1844 году, признал спиральную структуру в М74, но в 1851 году он писал: «Легко увидеть центр, образованный звёздами». Вероятно, звёзды переднего плана ввели в заблуждение великого наблюдателя.
Д'Арре охарактеризовал М74 как «бледную и тусклую, очень плотную к центру; центральная часть почти круглая», он также измерил визуальный диаметр всего в 40". Однако, ошибочная классификация в качестве шарового скопления сохранилась до двадцатого века - вероятно, благодаря авторитету Джона Гершеля. Она встречается даже в некоторых 40-летних каталогах и звёздных картах. В 1918 году, Кёртис совершенно ясно дал понять, основываясь на своих фотографиях, что М74 - это «необычайно красивая и симметричная спираль, демонстрирующая многочисленные, почти звездообразные конденсации. Ядро яркое и маленькое, но не звездообразной формы».

Астрофизика

M74, безусловно, представляет собой грандиозную спиральную галактику, Де Вокулер классифицировал её тип как SA(s)c. Современные измерения расстояния (по состоянию на 2005 год) всё ещё варьируются от 25 до 31 миллиона световых лет, в зависимости от используемого метода. Её общая масса примерно равна 300 миллиардам солнечных масс, в то время как физический диаметр зависит от его фактического расстояния и оценивается от 77000 до 96000 световых лет. Спиральные рукава шириной около 7000 световых лет состоят из голубых молодых звёздных скоплений и красных областей HII, что свидетельствует об активной истории звездообразования за последние 500 миллионов лет. В 1976 году, Ходж каталогизировал 730 областей HII в M74, а Иванов и его коллеги нашли 147 звёздных ассоциаций.
М74 встроена в диск нейтрального водорода, вдвое превышающий размеры самой галактики. Он демонстрирует области разрушения, хотя поблизости нет галактик, которые были бы кандидатами на недавние встречи. Формирование спиральных рукавов обычно объясняется теорией волн плотности, которые также могут быть вызваны гравитационным взаимодействием во время столкновения с другой галактикой. Области звездообразования и спиральные рукава отмечают места максимума плотности в волнах.
Последние исследования показали наличие овальной структуры в центре М74, которая может быть интерпретирована как небольшой бар. Он окружен кольцом молодых звезд, в то время как в красноватом центре галактики не наблюдаются звёзды спектральных классов О и В. Краусс и коллеги (2003) обнаружили яркий переменный источник рентгеновского излучения, который испытывает на порядок изменения излучения в течение всего 30 минут. Из этого следует, что источник должен быть очень компактным, сравнимым по размерам с внутренней Солнечной системой, возможно это микро-квазар. Также может быть какая-то связь с активными областями звездообразования поблизости.
М74 - гравитационный центр небольшой группы галактик. Она включает в себя спираль с баром NGC 660 и более слабые галактики UGC 891, UGC 1176, UGC 1195, UGC 1200 и UGCA 20. По результатам исследований М.Е. Шариной и её коллег, UGC 1171 и 1104 являются дополнительными членами группы.
29 января 2002 года, японский астроном-любитель Йодзи Хиросе обнаружил сверхновую звезду в районе М74, в 4,5' юго-западнее ядра галактики, 14,5 звёздной величины. SN 2002ap значительно увеличила свою яркость в последующие дни, до 13,4 m. 31 января и 12,5 m. 3 февраля. Она достигла максимальной яркости 12,3 m. в период с 5 по 12 февраля 2002 года. Её значительная яркость и спектр позволили классифицировать сверхновую как тип Ib/c, являющийся результатом коллапса очень массивной звезды. Пиковая яркость в сто раз больше, чем у сверхновой типа Ia, позволила некоторым авторам предположить, что SN2002ap была «гиперновой». Родительская звезда имела приблизительно 40 солнечных масс.
Лишь год спустя, 12 июня 2003 года, Роберт Эванс обнаружил ещё одну сверхновую в M74, SN 2003gd, примерно в 3' к югу от ядра в южном спиральном рукаве. В момент открытия она имела магнитуду 13,2, а к 30 июля того же года постепенно уменьшилась до 16,2 m..

Наблюдения

М74 считается, после М91, вторым по сложности объектом Мессье для визуальных наблюдений. Поскольку она имеет самую низкую поверхностную яркость из всех, это особенно заметно на засвеченном небе. Для успешного наблюдения качество ночного неба имеет большее значение, чем телескоп.
Бинокль 10х50, показывает М74 как слабое, туманное пятно. Малые телескопы демонстрируют небольшое ядро галактики, окруженное слабым круглым ореолом диаметром 5'. Это визуальное впечатление остается более или менее одинаковым с увеличением апертуры.
С 350-миллиметровым телескопом видно ядро диаметром около 1’, которое напоминает ядро неразрешенного шарового скопления. Слабая звезда переднего плана на его южной стороне усиливает это впечатление. Спиральные рукава требуют большой концентрации внимания и разглядеть их можно с большим трудом. Более яркий рукав проявляется из центрального свечения на юго-западе, рядом со второй звездой переднего плана. Затем он делает полуоборот вокруг северной стороны ядра, увеличивая от него дистанцию. Слабый рукав появляется к северо-востоку от ядра, а затем поворачивает на юго-запад.
Спиральную структуру легче увидеть с апертурой в 500 миллиметров, но не без некоторых усилий. Телескоп такого размера даже покажет самые яркие области HII и дает визуальную протяженность галактике 6'х4', вытянутой с позиционным углом в 140°. При этом северный спиральный рукав теперь виден выходящим из юго-восточной части области ядра, рядом с первой, более близкой звездой переднего плана. Он хорошо определяем, но теряет много видимого вещества далее по своему направлению. Начало южного спирального рукава определяется с трудом, но его можно ясно разглядеть к юго-востоку и югу от ядра галактики. Он содержит две самые яркие области HII М74: Hodge 627 и 598, которые видны как слабые пятна, 2' к югу и 2,5' к юго-западу от центра галактики.

1. М74, рисунок. Телескоп системы Ньютона 500 мм.. Рональд Стоян.
2. М74. Небольшие красноватые области HII очерчивают спиральные рукава галактики. Стефан Бинньювис, Жозеф Пёпсел.
3. Негатив М74 с обозначением объектов.