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

[Alex Ch]

Здравствуйте друзья!
На нашем форуме маловато активности и решил ему добавить уникального контента.

На просторах заграничной литературы, есть множество прекрасных книг, атласов, научных статей по астрономии в целом, так и по ее отдельным научным ответвлениям.
Большинство из этих работ или произведений не переводились на русский язык.

Вот решил постепенно перевести один подобный материал, называется он: Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky (Атлас объектов каталога Мессье, ярчайших в глубоком космосе). Оговорюсь сразу, я не специалист, не имею к науке отношения. Делал это изначально для себя, но потом решил поделиться со всеми. Текст максимально старался оставлять дословный, только меняя его исключительно для лучшего понимания русскоязычного читателя. Кому то могут не понравится обороты, это не специально, связанно скорее с особенностями перевода и контекстом.
Постепенно буду продвигаться дальше, пока очень мало работы, стараюсь не терять время даром. Сколько продержусь - не знаю! Погнали!

p.s. В атласе, есть большое предисловие, но пока я его не затронул. Начнём с самих объектов, с номера 1. М1 "Крабовидная туманность".

В скобках с вопросом (...?) будут указываться возможные не понятные моменты в тексте или опечатки с исправлением рядом.

Поддержать проект можно:
Переводом на карту Сбербанка: 4276 4401 9583 2610

Перевод выполнил: Чикуров Алексей Владимирович.

[Alex Ch]

М1

Крабовидная туманность
Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 1952
Тип: Галактическая туманность
Класс: Остаток сверхновой
Расстояние: 6200 с.л.(1999), 5250 с.л.  (с учётом собственного движения, 1993)
Размер: 10 с.л.
Созвездие: Телец
Прямое восхождение:  5h 34.5min
Склонение: +22° 1'
Звёздная величина: 8,4
Поверхностная яркость: 20 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 6'х 4'
Первооткрыватель: Дж. Бэвис, 1731 г.

История

4 июля 1054 года или может быть еще раньше, в апреле или мае, появилась новая яркая звезда вблизи Солнца, в созвездии Тельца, которую засвидетельствовали на территории современной  Италии, Армении, Ирака, Китая, Японии и Северной Америки. Необычный объект имел яркость от -4m до -7.5m и был виден невооруженным глазом, даже на дневном небе. По-видимому, максимальная яркость совпала, когда объект находился рядом с Солнцем. Китайские астрономы наблюдали звезду в дневное время до 27 июля 1054 года и они могли наблюдать её на ночном небе до 17 апреля 1056 года, прежде чем яркость упала для наблюдений невооруженным глазом. В Европе, наблюдения сверхновой были вероятно, подвергнуты цензуре, поскольку католическая церковь увидела в этом небесном событии дурное предзнаменование в связи с расколом христианской церкви на западную и восточную.
В 1731 году английский врач-самоучка, астроном Джон Бэвис, без каких-либо знаний связанных с историческими наблюдениями, обнаружил туманность на месте бывшей сверхновой. Самостоятельно Шарль Мессье обнаружил туманность 28 августа 1758 года, во время поисков первой кометы. На самом деле, обозначение М1 предназначалось для кометы . Мессье писал: «Туманность не содержит звезд, беловатого цвета, вытянутая в форме свечи». Только позже Мессье узнал о наблюдениях Бэвиса и признал за англичанином приоритет на открытие.
Уильям Гершель описал объект как «очень яркий, неправильной формы, 5' в длину»,  он также предположил, что она состоит из звезд. Его сын Джон описал М1 как “волшебный объект, очень большой, вытянутый, постепенное увеличение яркости к центру, крапчатый, длиной 4' и шириной 3'». Адмирал Смит говорил о «жемчужно-белой туманности» и добавил: «Овальной формы, с главной осью с северо-запада на юго-восток и более яркую к югу.»
В 1844 году, лорд Росс сделал расширенное исследование Крабовидной туманности,  после его более раннего отчета . Из-за микроструктуры туманности, он принял его за звездную группу: «Мы можем разглядеть нити, отходящие преимущественно от её южной оконечности и не как обычно в группах, нерегулярно во всех направлениях. Вероятно, большая сила произвела бы другие нити, и она тогда примет обычную форму группы. Она окружена звездами, смешанными с туманностью, возможно, состоящей также из звезд».
Несколько лет спустя, Уильям Лассел тоже упомянул про нити, после его наблюдений на Мальте: «Длинные нити, которые вытекали со всех сторон, как представляется состоят из очень тусклых звезд. Самые яркие часть имеет размер в 2', в то время как общий достигает 6'».
Накануне 19-го века, Лео Бреннер написал о популярном прозвище туманности: "Так названа, потому что Росс изобразил его в своём фантастическом рисунке похожей на «краба», с которым тем не менее не вызывает сходства. Это скорее похоже на губку. Широкая, глубокая выпуклость, не содержащая никаких туманностей, расположена на северо-восточной стороне,  меньший залив частично заполнена туманностью.”
В 1892 году, была получена первая фотография M1 и спектроскопические анализ Слипера 1913–1915 годов показал разделение спектральных линий около внешних границ туманности. Позже, это объяснили эффектом Доплера в сочетании с быстрым расширением материи.
Не без некоторых сомнений, Кёртис характеризовал Крабовидную туманность в 1918 году, как планетарную  – современное предположение, но ошибка, которая вновь появилась в некоторых каталогах до 1960-х. В этом случае, однако, центральная звезда была упомянута впервые: “Две звезды 16-ой звёздной величины близко друг к другу около центра, но не точно, любая из них - центральная звезда. Этот очень сложный и интересный объект - почти 6'×4' приблизительно с 125° позиционным углом. Это не типичная планетарная туманность и сомнительно, должна ли она должным образом быть включена как член этого класса?”.
Лампланд в 1921 году, нашел смещения волокон в туманности, сравнивая фотографии разного времени. В том же году, Дункан выяснил темп расширения 0.2'' в год, что позволило предположить возраст туманности в 900 лет. Лундмарк также в 1921 году, предложил историческую сверхновую звезду 1054 года, как причину образования планетарной туманности, что в наше время является общеизвестным фактом. В 1968 году, центральный пульсар был обнаружен радиотелескопом в Аресибо.

Астрофизика

Крабовидная туманность - единственный остаток сверхновой звезды в каталоге Мессье. Из-за его близости, его молодого возраста и интересной астрофизики, связанной с ним, M1 расценен как наиболее изученный объект глубокого космоса в Галактике.
Размер М1 около десяти световых лет в диаметре. Туманность имеет массу примерно пяти солнечных масс, а её абсолютная звёздная величина -3, что соответствует светимости примерно тысячи Солнц. В видимом свете, при помощи спектроскопии, можно различить два компонента туманности. Светится в зеленом и красном свете [OIII] и H(альфа) эмиссионных линий спектра. Это прежние внешние слои звезды прародителя, которые были выброшены на высоких скоростях, при взрыве сверхновой звезды 1054 года и теперь сталкиваются с окружающей межзвездной средой. Газ нагрет в ударных фронтах и формирует сегодняшнюю волокнистую структуру эмиссионной туманности. Другой, синий компонент показывает непрерывный спектр и высоко поляризован. Это синхротронное излучение, на Земле созданное только в больших ускорителях элементарных частиц. Оно вызвано ускоренными электронами в сильном магнитном поле. Следовательно, M1 может считаться лучшей естественной внеземной лабораторией для наблюдения за этим типом излучения, которое наблюдается от радио диапазона, до рентгеновского излучения в электромагнитном спектре. Что было признано Шкловским в 1953 году.
M1 может изучаться по всему спектру электромагнитного излучения: в 1948 году была зафиксированная сильная радио-эмиссия, а рентгеновское излучение обнаружено в 1964 году. Следовательно, у Крабовидной туманности есть дополнительные обозначения как Телец A или 3C 144 радиоисточник и как источник рентгена Телец X-1. Поток рентгеновского излучения превышает оптический более чем в сто раз и выделяет энергии в 5×1011 джоулей в секунду.
Разрушенное ядро звезды, которая вызвала сверхновую, все еще присутствует в центре туманности. В ее интенсивном магнитном поле заряженные частицы ускорены около полюсов, и испускают радиацию вдоль оси магнитного поля, которая наклонена относительно оси быстро вращающейся нейтронной звезды. Поскольку Земля оказывается в направлении этих лучей, резкий импульс регистрируется при каждом обороте, следовательно этот тип нейтронных звёзд, называется "пульсаром".

Пульсар в М1 всего 10 км. в диаметре, но имеет абсолютную звёздную величину +4,5, немногим ярче, чем Солнце. Кубический сантиметр его вещества будет весить 1 000 000 000 тонн - так сильно он был сжат при гравитационном коллапсе сверхновой звезды!

Пульсар в Крабовидной туманности был первым, у которого был найден оптический аналог. Это звезда 16-ой звёздной величины, с обозначением CM Тельца, посылает импульсы света с тем же периодом, в 33,085 миллисекунд. Это делает его ценным объектом для научно-методических исследований, так как ещё очень немногие оптические пульсары имеют оптических двойников.

Современные рентгеновские наблюдения и изображения в высоком разрешении с космического телескопа им. Хаббла, позволили различить кольца высокоэнергетических частиц вокруг пульсара М1, на расстояниях от 0,1 до 1 светового года, и струи газа расходящиеся перпендикулярно плоскости кольца. Тонкая структура сфотографированная телескопом им. Хаббла в 1995 году включает в себя облака ионизированного газа на расстоянии 1500 а.е. от пульсара, которые были интерпретированы, как ударные волны - области, где накапливается материя, когда струи сталкиваются с окружающей туманностью. Последовательные изображения показали, что скорости этих струй, могут достигать до половины скорости света! Струи останавливаются в ореоле голубоватого свечения, радиусом около 80", который демонстрирует снижение колебаний яркости, выраженное в появлении ярких узлов.
Звезда-прародительница сверхновой, по оценкам, имела от 8 до 13 солнечных масс. При взрыве светимость превысила солнечную в 400 миллиардов раз, скорость расширения газа достигала 2500 км/с., а в области голубоватого свечения 1160 км/с.. Это расширение и потери энергии пульсара приводят к понижению синхротронного излучения на 0,5% в год. Исследования Смита в 2003 году, показали, что скорость расширения туманности, увеличилась и произошло это в 1130 году, что на 76 лет позже фактического. Этот эффект объясняется горячим звездный ветром, который увеличивает кинетическую энергию расширяющегося газа туманности.

Наблюдения

М1 относительно слабый и безусловно самый трудный объект для наблюдений, среди 45 записей из первой версии каталога Мессье. В бинокль 10*50 туманность видна невзрачным пятном. С 50 мм. телескопом , вряд ли можно разобрать какие либо детали, но уже М1 отлична от круглой формы.
120 мм. рефрактор показывает неправильную туманности, размером около 5 '× 4', с S-образной основной частью, ориентированной с северо-запада на юго-восток. Юго-восточная сторона слабее и заканчивается  расширением, которое отделено от туманности на севере, смутным темным провалом.
Даже с большими телескопами, трудно разглядеть детали в М 1. 350 мм. телескоп покажет неправильную, вытянутую туманность. Северо-восточная граница прямая, три звезды 12-ой звёздной величины проходят вдоль нее. Северо-западная часть слабее, но хорошо видна, а юго-западная граница нерегулярна. Темный провал на юго-востоке делит её на яркую южную и более слабую северную часть. Они были интерпретированы Россом, как когти «краба». В середине туманности, темная область. В ней, две звезды 16-ой звёздной величины, которые видны в отличных условиях для наблюдений. Несколько слабее, южная звезда пульсар. Четыре другие звезды находятся в противоположной части туманности.

С фильтром ОIII, внешний вид М 1 существенно меняется: форма становится довольно круглой, обе северо-западная и юго-восточная части исчезают. Вместо этого, доминируют яркие, изогнутые нити. Возникнув на западе, около звезды 11-ой звёздной величины, они тянутся по всей туманности на восток. Начиная с запада, другие, более слабые нити становятся видимыми в остальной части туманности. Так как их синхротронное излучение сильно поляризовано, интересные изменения формы и структуры появляются, когда используются фильтры разной полосы пропускания.
Яркая двойная звезда Σ 742 находится в 26 ' к востоку от M1. Она состоит из двух компонентов 7.2 и 7.8 звёздных величин, разделенных на 3,9" с позиционным углом в 14°.

1. М1, Единственным остатком сверхновой в каталоге Мессье, является также самый молодой объект Мессье, возраст которого составляет всего 950 лет. Бернд Флах-Уилкен, Волкер Вендел.
2. М1, Красно-зелёная нитевидная структура - остатки звезды-прародителя сверхновой. Голубоватый - ореол синхротронного излучения. Филипп Келлер.
3. Это изображение в ложных цветах, показывает сам пульсар и кольцевые структуры на длине волны 550 Нм. Космический телескоп им. Хаббла.
4. М1, Крупный план внутренней области туманности. Водород на фотографии оранжевого цвета, азот -красный, сера - розового цвета, кислород - зелёный.
5,6,7. М1, Исторические зарисовки. Лорд Росс (1844, 1853), Уильям Лассел (1864).
8. Рисунок. 14-дюймовый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

4,5,6

[Alex Ch]

7,8

[Alex Ch]

М2

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 7089
Тип: Шаровое скопление
Класс: II
Расстояние: 40850 с.л. (R2005)
                       41460 с.л.  (Hipparcos, 2001)
                       43210 с.л. (RR Lyr, 1999)
Размер: 190 с.л.
Созвездие: Водолей
Прямое восхождение: 21h 33.5min
Склонение: –0° 49'
Звёздная величина: 6.4
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 16'
Первооткрыватель: Маральди 1746 г.

История

М2 была открыта 11 сентября 1746 года, Жаном Домиником Маральди при поиске комет. Так же, обнаружена Жаном Филиппом де Шезо в том же году. Француз описал этот объект как “Круглый, с хорошо определяемой формой и становящейся ярче к центру объект, размером около 4'-5'. Без звезд вокруг него и на некотором расстояние в поле зрения телескопа. Я считаю, это редкостью, потому что большинство так называемых туманных объектов, находятся в окружении тусклых звёздочек, слишком малых, чтобы увидеть их в телескоп, которые позволяют предположить, что туманность-это эффект  света  массы звезд. Сначала я отождествил эту туманность как комету.”

Шарль Мессье сделал независимое открытие M2 ровно 14 лет спустя, день в день, в 1760 году, когда он наблюдал комету 1759 года. Однако позже, он признал первенство открытия за Маральди. В ту ночь он отметил: “Туманность без звезд, с блестящим и ярким центром, круглая, она напоминает красивую туманность (M22), которая находится между головой и луком Стрельца. 4' в диаметре.”  Тем не менее, в 1779 году, Уильям Гершель признал M2, как “очень сжатое скопление тусклых звезд”.
Джон Гершель сравнил М2 с "россыпью мелких песчинок" и отметил, что с 230 мм. телескопом он может легко различить отдельные звёзды, а с 150 мм. телескопом звёздная природа только становится видимой. Одно из удивительных скоплений, круглой формы, состоящее из звезд 12, 13, 14-й величины, оно, очевидно шарообразной формы, конденсируется к центру и сливается в один источник света ".
Смит описал внешний вид в окуляр с присущим ему энтузиазмом: «Это великолепный шар из звёзд, конденсирующихся к центру, настолько идеально круглой формы, что воображение не может передать великолепия их небес с мириадами ярких звёзд на небосводе».
Лорд Росс описал менее эмоционально: "потоки звезд расходятся, по касательным." В 1918 году Кёртис, впервые оценил диаметр скопления в 7’ по фотографии.

Астрофизика

М2 находится на расстоянии 40850 световых лет от галактического центра. Скопление состоит из примерно 1500000 звезд с общей массой 900 000 солнц, и имеет диаметр 190 световых лет. II-ой класс, означает высокую степень концентрации звёзд к центру, что говорит о самом плотном шаровом скоплении из каталога Мессье. Заметна небольшая эллиптичность (0,11 с позиционным углом 135°). Самые яркие звёзды М2 достигают 13,1 звёздной величины, а Сойер-Хогг обнаружила, что 25 самых ярких звёзд, имеют среднюю яркость 14,6. Звёзды горизонтальной ветви, начинаются с 16,1 звёздной величины.
М2 содержит 30 известных переменных звезд, первые из которых был открыты Бейли в 1895 году. Они включают в себя типы RR Лиры и W Девы, типичные переменные для шаровых скоплений, а также звезды типа RV Тельца у восточной границы скопления. Они были обнаружены французскими учёными из Шевремоном в 1897 году, меняющие яркость от 12,5 до 14,0 звёздной величины и обратно за 67 дней. М2 имеет относительно голубоватый центр, меняя цвет на более тёплый к внешним границам, в то время как окраина снова приобретает голубой оттенок.

Наблюдения

М2 можно увидеть невооруженным глазом в исключительных чистых горных районах. 10х50 бинокль, покажет яркий туманный шарик с ярким центром.
Телескопы до 100 мм. не покажут отдельных звёзд скопления, или единицы самых ярких, кроме звезды 10-ой звёздной величины, находящейся в 4,5’ к северо-востоку от центра кластера. Визуальный диаметр шарового скопления растет с 6' с апертурой телескопа в 100 мм., до 12’ с 350 мм.  телескопом. Последний обеспечит великолепный  вид скопления M2. Переменная Шевремона, лежит около 2 'к востоку от центра скопления. С изменением её яркости, меняется и вид М2.
350 мм. телескоп смутно показывает темные пятна возле восточной части «шаровика» , а сам кластер кажется чуть вытянутым с севера на юг. Это впечатление подкрепляется еще одной слабой темной областью между звездой 10-й звёздной величины и центром скопления.
Призрачный объект NGC 7088, именуемый как «Нефотографируемая туманность Баксенделла»  должен располагаться в 25’ севернее М2. Сто лет назад, британский любитель, считал, что нашел там туманность круглой формы с чётким южным краем, всего к 7’ к северу от М2, которой нет на современных снимках. Не смотря на представленные позднее координаты, Баксенделл, скорее ошибся, приняв блик в окуляре за туманный объект. Фактически с такими координатами объекта не существует.

1. М2, историческая зарисовка. Лорд Росс (1844)
2. М2 является наиболее компактным шаровым скоплением в каталоге Мессье. Переменная Шевремона была отмечена Даниэлем Вершацем.

[Alex Ch]

М3

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 5272
Тип: Шаровое скопление
Класс:  IV
Расстояние: 34170 с.л. (RR Lyr 2001)
                       32330 с.л. (Hipparcos, 2001)
Размер: 190 с.л.
Созвездие: Гончие Псы
Прямое восхождение:  13h 42.2min
Склонение: +28° 23'
Звёздная величина: 5,9
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 19'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

Шарль Мессье обнаружил М3, 3 мая 1764 года. Описал её так: «Туманный объект, не имеющий звёзд, с блестящим центром, светимость от середины падает незаметно, круглой формы, 3’ в диаметре». Это было первым настоящим открытием Мессье, что бесспорно укрепило его желание в создании каталога туманностей, и следующие объекты в нём появились очень скоро.
Уильям Гершель увидел истинную природу M3, описал её как “Красивую группу звезд, около 5’ или 6' диаметром.” Джон Гершель дал свое определение: “Один из замечательных объектов. Не менее 1000 звезды 11-ой звёздной величины и менее. Они расходятся от пламени в центре и образуют, как бы линии и острые выступы из общей массы, с множеством отростков"
Адмирал Смит комментирует: "Оно великолепно пылает в центре и имеет множество выбросов во
всех направлениях, кроме юга, где оно сжимается, становясь похожим на медузу."
Сравнение вида с медузой, отражает больше фантазии уважаемого англичанина, чем реального описания объекта.
Лорд Росс описал так: "Лучи исходящие со всех сторон от центральной массы, в которой есть несколько маленьких темных провалов." Сегодня мы знаем, что те темные структуры, которые наблюдали в те дни, не представляют из себя реальных объектов. Хорошим примером служит скопление М13.
Кёртис оценил размер "основной части этого очень красивого кластера" как "около 8' в диаметре".

Астрофизика

М3 представляет собой богатое шаровое скопление с более чем полумиллионом звёзд, общей массой около 800 000 масс Солнца.
По последним измерениям, расстояние до скопления 34170 световых лет. Орбита скопления сильно эллиптическая (0,4), а расстояние от центра галактики сильно меняется, от 15000 до 50000 световых лет. Орбитальный период составляет 300 миллионов лет. Тем не менее, М3 никогда не покидает внутреннее галактическое гало.
Самые яркие звёзды скопления достигают 12,7 звёздной величины. Средняя звёздная величина 25 самых ярких звёзд по измерениям Сойер-Хогг 14,2. Звёзды горизонтальной ветви, начинаются с 15,7 звёздной величины.
В 1889 году, Пикеринг открыл первую переменную звезду в М3. Сейчас известно 274 переменных звезды, из них 222 типа RR Лиры. Из за большого количества этих переменных, характерных для шаровых скоплений, М3 был объектом ряда исследований, направленных на дальнейшую классификацию звёзд RR Лиры. Наиболее распостранённые подклассы RRab, демонстрируют резкое увеличение и медленное снижение блеска. RRc же напротив, более быстрая, синусоидальная кривая блеска, колеблющаяся в первом обертоне. Переменные RRd, показали комбинацию двух предыидущих типов пульсаций и звёзды RRe колеблются во втором обертоне.
Были даже найдены несколько звёзд, которые меняли два подкласса в течении нескольких недель.
В скоплении найдено несколько молодых голубых звёзд, которые не должны существовать в шаровых скоплениях ворастом много миллиардов лет. Такие звёзды называют "голубыми отставшими" и скорее всего образовались в результате недавних слияний старых звёзд с малыми массами в тесных двойных системах. Однако в 2001 году, Мёзингер с коллегами, выяснили, что некоторые голубые отставшие, на самом деле являются квазарами! Действительно, пространство вокруг этого шарового скопления очень богато квазарами: 175 этих объектов в пределах 10 квадратных градусов около М3, с блескам около 19,7.

Наблюдения

М3 можно различить как звездообразный объект, уже в 15 мм. объектив. О'Мера и Скифф даже претендуют на видимость невооруженным глазом, но звезду 5-ой звёздной величины, расположенную в 30' к юго-западу от скопления, можно разрешить от М3 с большим трудом.
Различить отдельные звёзды в М3 сложнее, чем в М5 или М13. Требуется оптика с апертурой от 100 мм., но различимы во всём скоплении.
Некоторые наблюдатели сообщают о асимметрии скопления, направленным к западу от центра. Диаметр визуально увеличивается с 7' с 100 мм., до 15' с 350 мм., что находится между размерами М5 и М13. Яркая плотная центральная область М3, имеет размеры 4' и находится между размерами ядер М13 и М92 по яркости.
"Маленькие тёмные провалы" о которых писал лорд Росс, не видны даже при больших увеличениях, но присутствуют радиальные лучи из звёзд. Они придают краям М3, довольно короноподобный вид, в отличии от звёздных цепочек, наблюдаемых у многих других скоплений.
Двойная звезда ES 442, с двумя звездами 8.3m. и 12.9m., с расстоянием между компонентами 7,4" (с позиционным углом 243°), находится в 11' к югу от M3.
Самая яркая галактика в этом регионе - NGC 5263, расположена в 29' к западу от шарового скопления. Несколько очень слабых, маленьких галактик, можно найти на окраине М3.
Самые яркие из них достигают 16-й звёздной величины и находятся на пределе видимости
20-дюймового телескопа с большим увеличением.

1. М3. Многие из голубых звёзд, являются так называемыми "голубыми отставшими", в то время как переменные RR Лиры имеют желтоватый оттенок. Жозеф Пёпсел.

[Alex Ch]

М4

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 15мм
Обозначение: NGC 6121
Тип: шаровое скопления
Класс: IX
Расстояние: 5640 с.л. (CMD, 2004)
Размер: 57 с.л.
Созвездие: Скорпион
Прямое восхождение: 16h 23,4min
Склонение:  -26° 32'
Звёздная величина: 5,8
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 35'
Первооткрыватель: де Шезо, 1746

История

В 1746 году, швейцарский астроном-любитель Жан Филипп Луи де Шезо обнаружил туманность "Не далеко от Антареса, белого цвета, круглая и меньше по размерам, чем предыидущие [М31, М42,...]"
Но замечания де Шезо не были опубликованы и это сделало Николя Луи де Лакайля независимым первооткрывателем М4. В 1752 году из Кейптауна он увидел "туманность без звезд, напоминающую маленькое ядро слабой кометы."
Мессье наблюдал М4 8 мая 1764 года и отметил: "Скопление очень маленьких звёздочек, с небольшим рефрактором наблюдаемое в виде туманности, 2,5' в диаметре." Фактически М4 является единственным шаровым скоплением, которое Мессье смог разрешить на отдельные звёзды.
В 1783 году, Уильям Гершель так же разрешил М4 (М13?) и отметил:"Богатое скопление сильно сжатых слабых звёзд, окруженное множеством отдельных. Оно имеет гребень из звёзд, проходящий через середину с юга на север. Гребень содержит 8-10 довольно ярких звёзд." Адмирал Смит, обнаружил, что М4 вытянута в направлении с севера на юг, как и Гершель, относительно ярких звёзд скопления.

Астрофизика

Расстояние до скопления - 5600 с.л. (Рихтер и др. 2004). М4 является ближайшим из всех шаровых скоплений. NGC 6397 на южном небе занимает уверенное второе место с расстоянием в 7500 световых лет. М4 даже ближе, чем некоторые рассеянные скопления, например М103. Это относительно небольшое шаровое скопление.
М4 выглядит намного тусклее из-за межзвёздного поглощения, так как находится всего в 2000 световых годах над галактической плоскостью. Скопление насчитывает как минимум 100 000 звёзд, из которых более 10 000 ярче 19 звёздной величины. Средняя светимость 25 самых ярких звёзд скопления - 13,1, но самая яркая, достигает 10,8. В своём классе концентрации IX, М4 является одним из наименее концентрированных из каталога Мессье.
Возраст М4, заявлен как 12,7 млрд. лет. Чаще нижний предел возраста шаровых скоплений, составляет от 9 до 10 млрд. лет. Так как М4 находится над северным куполом галактического гало, оно было использовано, как объект для калибровки расстояния до центра галактики, по последним оценкам оно равно 25 900 световых лет.
Как минимум 65 переменных звёзд известны в М4, среди них есть миллисекундный пульсар (PSR B1620-26), обнаруженный в 1987 году, имеет светимость 21,3. Это редкий объект, массой в 1,4 солнечных, является частью тройной системы с белым карликом и планетоподобным объектом 0,01 массы Солнца. Последний, мог быть "захвачен" из другой системы. Он имеет орбитальный период около 100 лет и в настоящее время удален от пульсара на 35 а.е.. Период вращения пульсара, составляет 11 мс, что в 3 раза быстрее, чем у пульсара из туманности М1.
В 1997 году, телескоп им. Хаббла, сфотографировал 258 белых карликов в М4. Всего их должно быть около 40 000. в 2001 году, при фотографировании М4 телескопом им. Хаббла с большой выдержкой "Глубокое поле Хаббла", удалось разрешить звёзды скопления 30 звёздной величины.

Наблюдения

В 1,5° к западу от яркого Антареса, М4 трудно разглядеть невооруженным глазом. Но уже в бинокль 10х50 можно увидеть красивую шаровидную форму скопления. Уже 50 мм. рефрактор начинает разрешать отдельные звёзды. А в 120 мм. апертуру можно увидеть длинную 2,7', полосу из звёзд, описанную Гершелем, которая пересекает скопление с позиционным углом в 12°. При этом скопление достигает визуального размера, включая внешние области, в 10'.
Большие апертуры, обеспечивают более полное ощущение разряженности М4. Это впечатление поддерживается яркой звёздной парой (10,8 и 10,9 звёздной величины, на расстоянии в 17", с позиционным углом в 220°), в 3' к юго-востоку о центра скопления и несколькими более яркими звёздами, немного дальше от ядра к юго-западу. Визуальный диаметр достигает при этом 15', но это далеко от фотографического в 35', что больше видимого размера Луны!
Более слабое шаровое скопление NGC 6144 (9.0 звёздная величина) находится в 1° к северо-востоку от М4. В небольшие телескопы, оно представляется туманным пятнышком, чтобы разрешить его на отдельные звёзды, потребуется телескоп от 200 мм. и более.

1. М4. Пульсар находится не далеко от центра скопления (отмечен зелёным кругом). Космический телескоп им. Хаббла.
2. М4 ближайшее шаровое скопление, находящееся чуть дальше М8 туманности Лагуна. Бернд Флах-Уилкен, Волкер Вендел.

[Admin]

Ого!

Мне кажется, форум -- не самое лучшее средство для публикации и, самое главное, чтения такого материала.  Можно сделать гораздо удобнее!
Надо подумать, как.  Например, поднять движок вики с правом редактирования только избранным пользователям.  Сделать форматирование, гиперссылки, и так далее.  Мощности для этого есть )

[Alex Ch]

Ого!

Мне кажется, форум -- не самое лучшее средство для публикации и, самое главное, чтения такого материала.  Можно сделать гораздо удобнее!
Надо подумать, как.  Например, поднять движок вики с правом редактирования только избранным пользователям.  Сделать форматирование, гиперссылки, и так далее.  Мощности для этого есть )

На самом деле не очень много материала, если взять по одному объекту. Картинок не много. Я их поджимаю. Но тут как скажет модератор.

[Admin]

Да, картинки -- ладно.  Кажется, сейчас проблем с местом нет, если надо, я увеличу лимиты.

Ещё раз, речь идёт только об удобстве использования.  Можно будет вернуться к этому вопросу в любое время.

[Alex Ch]

М5

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Наименование: NGC 5904
Тип: шаровое скопление
Класс: V
Расстояние: 26620 с.л. (R2005)
                        25210 с.л.(CMD, 2004)
                        25560 с.л.(RR Lyr, 2001)
Размер: 150 с.л.
Созвездие: Змея
Прямое восхождение: 15h 18.6min
Склонение: +2° 5'
Звёздная величина: 5,7
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 20'
Первооткрыватель: Кирх, 1702

История

Шаровое скопление М5, впервые было отмечено Готфридом Кирхом в Берлине, Германия, и описано как "туманная звезда" 5 мая 1702 года. Это наблюдение не было опубликовано вовремя и было обнаружено позднее в тетради жены Кирха. По этой причине Шарль Мессье, считается по праву независимым первооткрывателем 23 мая 1764 года, он написал: "Прекрасная туманность, не содержит звёзд, круглой формы, хорошо заметна на ясном небе с простым рефрактором длиной в одну ногу (фокусным расстоянием), 3' диаметром."
В 1791 году, Уильям Гершель сообщил, что М5 на самом деле является звёздным скоплением и насчитал около 200 звёзд, "Но середина его так сжата, что не возможно различить отдельные звёзды". Его сын Джон, упомянул М5 как "Великолепное, черезмерно сжатое шаровое скопление. Звёзды с 11 по 15 звёздную величину, более сжаты и проецируются на рыхлую не ровную поверхность. Конденсация возрастает к центру, где звёзды смешиваются в одно свечение похожее на снежный ком. Отдельные звёзды по краям скопления, занимают почти всё поле зрения."
Смит восторженно отзывался, через некоторое время после наблюдений: "Этот прекрасный объект, благородным свечением восторгает после наблюдений слабых объектов, с выбросами во всех направлениях и ярким центром, свечение которого превышает концентрацию М3".
Лорд Росс описал М5 так: "Более 7' или 8' в диаметре, с очень компактной центральной частью, около 1' диаметром".
Эдвард Эмерсон Барнард писал: "Намного красивее чем М13, которое больше подходит для малых апертур. В хороших условиях наблюдения, видны несколько чернильно-черных пятен или дыр, но не в самой плотной части, а поблизости к юго-западу и юго-востоку. В отличных условиях они выглядят почти как черные, тёмные массы. По-видимому, недалеко от центра скопления находится группа из шести или семи маленьких ярких звезд, которые в небольшие телескопы создают впечатление ядра M5".
В 1918, после проверки долгих экспозиций М5, Кёртис писал: "Красивое, яркое шаровое скопление, с основной частью около 12' в диаметре". В 1890 году, Коммон нашел первые переменные звёзды в М5 и к 1899 году Бейли обнаружил в общей сложности 85 переменных. К 1959 году, это число возрасло до 97.

Астрофизика

Шаровое скопление М5 удалено на 26 620 световых лет и имеет диаметр 150 световых лет, если считать видимый размер в 20'. Его форма немного эллиптична, с позиционным углом 50°. Эксцентричная орбита с периодом обращения в 1 млрд. лет, с максимальным удалением от центра галактики в 150 000 световых лет. В настоящие время удаление М5 от центра галактики - 20 000 световых лет.
Масса М5 оценивается около 800 000 солнечных масс. Среди его многочисленных членов, самые яркие из которых достигают 12,2 звёздной величины, насчитывается 120 известных переменных звёзд типа RR Лиры, характерные для шаровых скоплений. Другая переменная в М5 - редкая карликовая новая, с периодом в 5,8 часа и колебанием яркости 19,8 - 22,5 звёздной величины.
Некоторые переменные, это "голубые отставшие" (см. М3) типа SX Феникса и полдюжины затменно-переменных звёзд. В целом, М5 имеет в своём составе 143 известных переменных звёзд.
Считается, что шаровые скопления, произошли ещё в ранней Вселенной. Эти определения вступали в противоречие с современной космологической моделью. Новые теории об ускоренном расширении вселенной, основанные на новых космологических моделях, предполагают более ранее возникновение Вселенной, чем считалось до этого. Последние измерения расстояний до шаровых скоплений при помощи спутника Hipparcos, были пересмотрены в большую сторону, что говорит о более позднем образовании кластера. Для М5, Чабоер и др. (1998) установили возраст в 8,9 млрд. лет, а Хименес и Падоан уточнили возраст в 10,6 млрд. лет. В любом случае, М5 является одним из самых молодых скоплений Млечного Пути в своём роде.

Наблюдения

Несмотря на звёздную величину в 5,7, М5 остаётся довольно трудным объектом для невооруженного глаза. Звезда 5-ой величины, 5 Змеи всего в 20' юго-восточнее от скопления, затрудняет наблюдения. В бинокль 10х50, скопление видно как типичный туманный шар.
Первые звёзды разрешаются уже 70 мм. рефрактором. Для полного разрешения М5, потребуется 100 - 150 мм. телескоп. Видимый диаметр составит около 6', при высокой концентрации звёзд в центре.
Диаметр М5, увеличивается до 15', при использовании большого телескопа. Это уже сравнимо с М13! Более плотная центральная область М5, остаётся туманной и при использовании 350 мм. апертуры, но по размерам это лишь половина более широкого и разряженного ядра М13. В 2' к юго-востоку от центра М5, замечена цепочка из 5-6 звёзд. Переменная звезда (№46) в 3' юго-западнее центра, может менять яркость от 12,1, до 10,6 зв. в. и быть довольно заметной. Звёздные цепочки на окраинах скопления лучше всего наблюдать с малыми увеличениями. Они придают паукообразный вид скоплению, чем М13. Начинается цепочка с переменной и протягивается на 5' южнее.
Яркая звезда 5 Змеи, находящаяся в 20' к юго-востоку от М5, на самом деле красивая двойная система с 11 зв.в. спутником и 5,2 зв.в. более ярким компонентом.
Слабую (15,6 зв.в.) галактику IC 4537 можно разглядеть в 15' западнее М5. На самом деле, это самый яркий представитель местного богатого скопления галактик. Очень слабое шаровое скопление, Palomar 5 находится в 2,3° к югу от M5, это действительно сложный объект для 350 мм. телескопа.

1. М5, историческая зарисовка. Джон Гершель. (ранее 1733 года)
2. М5. Эдвард Эмерсон Барнард, считал это шаровое скопление, гораздо более красивым, чем М13. Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

М6

Скопление Бабочка
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Наименование: NGC 6405
Тип: рассеянное скопление
Класс: II3m
Расстояние: 1590 с.л. (K 2005)
                   1590 с.л. (2002)
Размер: 10 с.л.
Созвездие: Скорпион
Прямое восхождение: 17h 40.1min
Склонение: -32° 13'
Звёздная величина: 4,2
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 20'
Первооткрыватель: Годиерна, 1654

История

В отличии от своего яркого соседа М7, М6, было неизвестно в дотелескопические времена. Первое наблюдение приписывается Джованни Батиста Годиерне, около 1654 года. Сицилийский наблюдатель насчитал в нём 18 звёзд. Позже, независимые открытия были сделаны швейцарцем де Шезо, в 1745 или 1746 годах и Николя Луи де Лакайлем с мыса Доброй Надежды в 1752 году.
Последний описал М6, как "особое скопление небольших звёзд, расположенное на трёх параллельных полосах, формирующих ромб, размером от 20' до 25' и заполненный туманностью.
Он зарегистрировал его под номером III.12.
Мессье был осведомлён о наблюдениях Лакайля. Он изучал М6 вместе с М7, 23 мая 1764 года, писал: "Невооруженным глазом, это скопление представляется туманностью, но уже с самым простым телескопом, разрешается на скопление звёзд, диаметром 15'.
Век спустя, Джон Гершель так описал: "Великолепное, большое, рассеянное скопление звёзд 10-11 звёздной величины. Одна звезда 7 зв.в. и ещё одна между 7 и 8 зв.в. Заполняют всё поле."

Астрофизика

Рассеянное скопление М6, состоит почти полностью из голубых звёзд, спектральных класса A и B.
Вблизи восточного края, мы можем найти оранжевую звезду, спектрального класса K3. Это переменная BM Скорпиона, с периодом 850 суток. Она может становится ярчайшей звездой скопления, в это время, ее яркость может достигать 5,8 звёздной величины, что в 1900 раз больше светимости Солнца. В минимуме, яркость находится в районе 8,0 зв.в.. В М6, есть как минимум 12 переменных звёзд.
В 1972 году, Анна Анталова насчитала в скоплении 120 звёзд, в то время как Шнайдер в 1984 году, подтвердил, что 64 звезды скопления ярче 11,8 зв.в..  К ним относятся несколько Ap-звёзд, имеющих сильные магнитные поля, наклонённые относительно осей вращения и показывающие в спектре линии поглощения ионизированных металлов и редкоземельных элементов.
Возраст М6, оценивается от 80 до 100 миллионов лет, а диаметр всего 10 световых лет. Расстояние до скопления 1590 св.л., что почти в два раза дальше, чем до М7. Расположено всего в 20 световых годах, ниже плоскости Галактики, между Орионом и галактическим рукавом в Стрельце. Не далеко от М23 и М25.

Наблюдения

М6 является одним из самых ярких рассеянных скоплений на небе. При звёздной величине 4,2, оно не намного слабее крупного соседа М7. При не засвеченном небе, М6 можно увидеть так же просто невооруженным глазом, как и М7.
Бинокль 10х50, может показать около 20 звёзд скопления, расположенных в вытянутой области, размером 20' на 25'. Именно Бёрнхем, сравнил его с крыльями бабочки, что в последствии стало популярным названием для М6. В телескоп этот эффект заметен при малых увеличениях, около 40х.
Большие телескопы уже покажут красноватый оттенок BM Скорпиона на восточном крае кластера. Другая переменная, V826 Скорпиона, подобна типу гамма Кассиопеи. От своей нормальной звёздной величины в 8,5, она может изредка увеличивать блеск до 2 зв.в., что делает её на время самой яркой звездой скопления. Две близкие двойные в М6, интересные объекты для наблюдений.

1. Таблица двойных звёзд в М6.
2. Обозначение звёзд в М6.
3. М6. Звёзды скопления Бабочка, представляют из себя впечатляющий набор спектральных классов. Райнер Спаренберг.

[Alex Ch]

М7

Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Наименование: NGC 6475
Тип: рассеянное скопление
Класс: I3m
Расстояние: 980 с.л. (K 2005)
                   980 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
                   910 с.л. (Hipparcos, 1999)
Размер: 23 с.л.
Созвездие: Скорпион
Прямое восхождение: 17h 53.9min
Склонение: -34° 49'
Звёздная величина: 3,3
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 80'
Первооткрыватель: Птолемей, 130 год до н.э.

История

М7 уже была известна Птолемею в виде туманного пятна рядом с "жалом" скорпиона, когда он собирал свой звёздный каталог Альмагест в 130 году до н.э.. Тысячу лет спустя, персидский учёный Аль Суфи, присвоил ему яркость 4,5.
Из-за своего южного положения, М7 осталось незамеченным для многих европейских наблюдателей. Годиерна насчитал 30 звёзд в 1654 году, вероятно, он первый признал истинную природу М7, как звёздного скопления.
Лакайль наблюдал его в 1752 году в Южной Африке и писал: "Группа от 15 до 20 звёзд, очень близких друг к другу, в форме квадрата, он присвоил М7 номер 14 в категории звёздных скоплений.
Шарль Мессье провёл наблюдение М7, 23 мая 1764 года, отмечал: "Скопление звёзд, более значительное, чем предыдущее (М6), видимое невооруженным глазом как туманность, 30' в диаметре."
Джон Гершель уделил М7 некоторое время и охарактеризовал его как: "Скопление, очень яркое, довольно богатое, немного сжатой формы, звёзды от 7 до 12 зв.в."

Астрофизика

С общей звёздной величиной в 3,3, М7 является одним из наиболее ярких объектов Мессье, оно занимает третье место после скопления М44. Расстояние в 1000 световых лет, это ещё один фактор яркости кластера. Оно принадлежит к местному спиральному рукаву, расположен на его внутренней части, относительно центра Галактики. Богатые звёздные поля на заднем плане, созданы балджем Галактики, на расстоянии почти в 30 000 световых лет.
Основная часть М7 состоит из 24 звёзд со светимостью от 5,6 до 9,3 зв.в. и распределенными на площади в 80'. Однако из 100 звёзд в этой области ярче 10-ой звёздной величины, принадлежат скоплению лишь 50%. Остальные находятся перед скоплением или позади него. Самая яркая звезда из 750 его обитателей, спектрального класса G8, с яркостью 5,6 зв.в.. Однако некоторые из самых ярких звёзд, имеют голубые цвета. Две из них, V957 Скорпиона (5,9 зв.в., B6) и HD162586 (6,1 зв.в., B8), являются "голубыми отставшими", которые, как известно, встречаются в шаровых скоплениях (см. M3). Напротив, V906 Скорпиона (Sgr?), является затменно-переменной (блеск меняется с 6,0 до 6,2, с периодом в 2,78 суток), с третьим, отдаленным компонентом, в 0,3" с позиционным углом 286°. В целом количество двойных в М7, выше среднего значения.
С диаметром 23 световых года, М7 является средним, а скорее даже маленьким звёздным скоплением. Поскольку звёзды спектральных классов A и F, являются одними из самых ярких представителей скопления, то его примерный возраст равен 200 миллионам лет.

Наблюдения

При склонении в -35°, М7 самый южный объект каталога Мессье. По этому, не смотря на его яркость, практически не возможно увидеть, на широтах севернее 50 градуса.
С точки зрения видимого размера, количества звёзд и общей яркости, М7 конкурирует с "Яслями".Тем не менее М7, не выглядит так же впечатляюще, как М44, даже из достаточно южного места. Причина этого, нахождения скопления на фоне яркого Млечного Пути, в направлении центра Галактики. М7, скорее смотрится как яркое ядро, большой и богатой звёздной области. Для большей части США, как и для Южной и Центральной Европы, скопление является южным завершением прекрасного летнего Млечного Пути.
М7, это классический бинокулярный объект. В бинокль 10х50 видно 30 звёзд с центральной туманной конденсацией с богатым звёздами фоном. Тёмная туманность B287, на южном краю М7, образует интересный контраст с кластером, если наблюдать из южных широт, например Намибии. Тёмное облако вытянуто в направлении восток-запад, и имеет продолжение, которое простирается южнее его восточного края.
Впечатления вида в бинокль теряется при использовании телескопа. Самые яркое звёзды скопления, расположены в виде буквы "К". Яркая желтая звезда на юго-западе, является красивой парной системой с компонентами 6,4 и 7,2 зв. в..
В районе М7 и вокруг него, находится множество объектов глубокого космоса. На его западном крае находится шаровое скопление NGC 6453 с яркостью 10,2. Даже с большими апертурами оно остаётся неразрешенным на звёзды, туманный шарик 2' в диаметре. NGC 6444 рассеянное скопление в 50' к западу от М7. В средний телескоп покажет 30 звёзд 11 звёздной величины и слабее, с небольшой конденсацией.
Три маленькие планетарные туманности находятся в поле видимости с М7. Все три выглядят как звезды даже при большом увеличении. Но, просмотр с быстрой сменой фильтра OIII, позволяют их увидеть на общем фоне.
Два объекта каталога Sanduleak находятся в пределах досягаемости 200 мм. телескопа, а объект Minkowski 1-30 требует значительно большей апертуры.

1. Таблица двойных звёзд в М7.
2. М7 находится в одном из богатейших районом Млечного Пути, в направлении центра Галактики. Герман фон Эйфф. (оригинальная фотография обрезана, изменён цвет обозначений)

[Alex Ch]

М8

Туманность Лагуна
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6530, NGC 6523
Тип: Рассеянное скопление, галактическая туманность
Класс: II2mn
Расстояние: 4310 с.л.(K2005), 4890 с.л.  (с учётом собственного движения, 1997)
Размер: 9 с.л., 115х50 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 3.8min
Склонение: -24° 23'
Звёздная величина: 5,8, 4,6
Поверхностная яркость: 22 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 7',90'х 40'
Первооткрыватель: Флемстид 1680 г., Лежантиль 1749 г.

История

В 1680 году, Джон Флемстид отметил :"Туманность находится перед луком Стрельца.". В его маленький телескоп, просто не удалось разглядеть звёздное скопление (NGC 6530). Де Шезо в 1746 году, так же наблюдал скопление.
Сама туманность была впервые замечена Гийомом Лежантилем в 1749 году. Он писал: "К западу от звёздного скопления эта туманность явно имеет форму слегка вытянутого равностороннего треугольника, вершиной направленного на юго-запад. Я наблюдал его в рефракторы 18 и 20 футов, оно всегда казалось мне туманным и прозрачным, его основание касается довольно красивая звезда, видимая в рефрактор, она является самой яркой звездой скопления, о котором я упомянул." Три года спустя, с гораздо меньшим рефрактором, Лакайль описал М8, как "три звезды, поглощённые полосой туманности, параллельной экватору".
23 мая 1764 года, Шарль Мессье направил свой телескоп на М8 и отметил: "Скопление звёзд, которое проявляется в виде туманности, когда наблюдаешь с простым трёхфутовым рефрактором, но с более мощным инструментом, становится видно большее количество малых звёзд, около этого скопления находится яркая звезда, окруженная очень слабым свечением, этот кластер имеет продолговатую форму, которая расположена с северо-востока на юго-запад, 30' в диаметре." Следовательно для Мессье М8 предстала в виде звёздного скопления, а про туманность он упомянул вскользь.
Уильям Гершель описал туманность как самостоятельный объект, но пропусти скопление с учётом приоритета каталога Мессье. В 1785 году, он писал: "Обширная молочная туманность, разделённая на две части, северная яркая часть имеет размер 15', а южная соседствует с скоплением звёзд. Я полагаю, что это 8-ой объект в Connaissance des Temps (Французкого астрономического ежегодника)."
В 1830 году, Джон Гершель довольно подробно описал М8: "Совокупность туманных складок материи, включающих в себя и окружающих ряд тёмных овальных пустот. Туманности в одном месте, доходят до такой степени яркости, что создают вид вытянутого ядра. Находящееся в области туманности, в одном направление яркое и богатое рассеянное звёздное скопление. Которое по видимому не имеет никакой связи с туманность. Как и в Орионе, не имеет тенденцию концентрации звёзд." Однако мнение опытного наблюдателя было неверным, что показали результаты измерения расстояния, почти 100 лет спустя.
М8 получило своё популярное название из описания 1890 года Агнес Клерк, которая сравнила ей вид, с тёмной лагуной, окруженной со всех сторон ярким туманом. Кёртис отметил после просмотра фотографий туманности с большой выдержкой: "Очень яркая, удивительно сложной структуры, занимающая площадь не менее 50'х36'."

Астрофизика

М8 великолепный пример молодого звёздного кластера, находящегося в области активного звездообразования. На переднем плане гигантского молекулярного облака (см. также М42), находится ряд молодых звёзд, выходящих из окружающей активной зоны туманности. Внутри же продолжается процесс конденсации новых звёзд из молекулярного облака.
Ионизация туманности происходит за счёт нескольких очень горячих звёзд, самая яркая 9 Стрельца, 6 зв.в., спектрального класса O4. С абсолютной звёздной величиной в -10,7, 9 Стрельца является одной из самых мощных звёзд. Однако недавно, спектроскопические наблюдения показали, что это двойная звезда. Она расположена в 2,5' к северо-востоку от самой яркой области туманности. Звезда HD 164816 (7,1 зв.в., O9), светимостью около 8000 солнечных в 3' севернее, и HD 164740 (7,7 зв.в., O8), 12' северо-восточнее, способствуют свечению газа туманности. К таким звёздам можно отнести и самую ярку звезду юго-восточной части скопления HD 165052 (6,9 зв.в., O6), а так же HD 165246 (7,2 зв.в., O8) в восточной части туманности. Тем не менее, звезда 7 Скорпиона, в 15' западнее, находится визуально перед скоплением.
Звёздное скопление NGC 6530, находится на расстоянии около 4310 световых лет и диаметром в 9 св.л.. Содержит в себе множество молодых звёзд до 17-ой звёздной величины. Из них, не менее 80 переменных, известных как "Орионовы переменные"(см. М42). Самые яркие звёзды 6,9 зв.в. и несколько 7,5 звёздной величины, вместе придают скоплению блеск 5,8 зв.в., что делает его ярчайшим в созвездии Стрельца.
Самая яркая часть туманности, к юго-западу от 9 Стрельца, носит название "Песочные часы", рядом со звездой 9,5 зв. в. (Herschel 36, O7). Она была образована, в результате взаимодействия излучения горячей звезды с относительно плотным газом вокруг нее. Фотографии, сделанные
космическим телескопом им. Хаббла в 1997 году показали, что форма "песочных часов" образовалась из густых пылевых облаков, в результате излучения Herschel 36 и соседних горячих звёзд (фотоиспарение). Разница температур, между холодными областями газа и разогретыми ультрафиолетом, приводит к торнадоподобным структурам. Туманность "Песочные часы", должно быть очень молодая, её возраст оценивается примерно в 10 000 лет. Физически она расположена в стороне от видимой туманности, в передней части молекулярного облака. Не далеко от туманности "Песочные часы", Стеклум и его коллеги (1998) считают, что обнаружили протозвёздное облако, подобные проплидам в М42, где идет звездообразование.
Тёмные глобулы заметны в нескольких областях туманности. Три из них перечислены как тёмные туманности в каталоге Барнарда (B88, 89, 296). Фотографии с долгими экспозициями в высоком разрешении, показывают в них тёмные образования. Это объекты протозвёздного облака, всего лишь несколько десятков тысяч а.е. в диаметре, которые противостоят ионизирующему излучению горячих звёзд, только благодаря их высокой плотности. Внутри находятся звёзды на последних стадиях формирования.
На широкоугольных снимках, NGC 6523 прослеживается до максимального размера 90'х40'. С расстоянием в 4310 световых лет, её физический размер равен 115 на 50 св.л.. Это в несколько раз превышает размер туманности Ориона. Которая будет выглядеть малюткой по сравнению с М8, если смотреть на них с одного расстояния. М8 является частью более широкой ассоциации молодых звёзд Стрелец OB1, в спиральном рукаве Стрельца, включая в себя объект М21, а скопление М20 находится ближе к нам. Вероятно, самая яркая звезда этой ассоциации - μ Стрельца (3,8 зв.в., B8) в 5° к северо-востоку от М8.

Наблюдения

М8 - впечатляющее зрелище для невооруженного глаза, как вытянутый туман к юго-западу от Стрельца. Бинокль 10×50 откроет удивительный вид: рассеянное скопление NGC 6530 с дюжиной звезд с 7 по 10-ю зв.в., видимые на туманном фоне, которая частично происходит от яркого свечения и слабых звёзд, а частично является светом самой туманности. Яркая звёздная пара из 9 Стрельца с юга и HD 164816 на севере разделенных на 3', лежат в 10' от рассеянного скопления и заметно окружены туманностью. Яркая звезда 7 Стрельца и её окружение, 15' западнее, добавляют очарования этой области. С фильтром, вся область заполнена свечением - безусловно, самая эффектная туманная область летнего неба!
В 50 мм. рефрактор с увеличением в 80х, покажет самые яркие туманности, в 2,5' к юго-западу от 9 Стрельца, как небольшой объект к востоку от звезды 9 звёздной величины. 120 мм. телескоп, уже покажет форму "песочных часов".
Всю сложность структуры М8 видно при малых увеличениях, с той же апертурой: из тёмной центральной лагуны, диаметром в 6', отходит тёмный канал, шириной в 1',направленный на юго-запад и разделяющий яркую туманность. Лагуна окружена слабым, бесструктурным сиянием со всех сторон. Звёздное скопление восточнее, покажет около 30 звёзд.
Богатство деталей, резко возрастает при использовании 350 мм. телескопа. Тёмный канал украшен звёздами и окаймлён туманными структурами с обеих сторон. Непосредственно перед выходом в тёмный залив на юго-западе, он пересекается слабым мостом туманности, в 5' к югу от 9 Стрельца. Яркий регион со структурами, расположенными на северо-востоке и юго-западе, соединяется в восточной части. Распадаясь на северо-востоке, одна ветвь образует яркий фон NGC 6530, другая поворачивает на восток, к яркой звезде, в 10' восточнее скопления. Тёмная туманность (B 89), отчетливо выделяется на северо-западной стороне от этой звезды.
Туманный регион на западе полон деталей в мельчайшем масштабе, особенно вокруг "песочных часов", которая намного ярче общего фона туманности. Северное и южное расширения "песочных часов", ведут к туманной дуге, размером 8'x5', выгнутой к югу. Она окружает 5 звёзд, лежащих на тёмном фоне. Северная часть этой области состоит из туманной полосы, длиной почти 15', и вытянутой с востока на запад. В её восточной части видны несколько тёмных туманностей, в 8' севернее звёздного скопления. Несколько более слабых тёмных туманностей, можно увидеть прямо у северного края скопления и в более слабой туманности к востоку от него.
Наблюдая "песочные часы" при помощи 500 мм. телескопа, западнее, можно заметить тёмную "рваную" туманность. Отличные условия наблюдения, покажут маленький тёмный провал в южной части "песочных часов".
С 350 мм. телескопом, при малом увеличении, видимый размер туманности достигает 46'x32'. С помощью фильтра [OIII], туманность распостраняется от яркого пятна около 7 Стрельца, до очень слабых пучков и полос в 20' восточнее звёздного скопления. Третья тёмная туманность в этом поле B296, становится видимой, как тёмный залив в туманности, в 10' к югу от звёздного кластера.
Две двойные звезды замечены в М8. Burnham 1126 имеет два компонента яркостью 8,8 и 9,6 зв.в.. Разделённых всего 0,6" с позиционным углом в  55°, это вызов для больших телескопов. Напротив, h 5010 имеющая два коипонента разделённых 3,6" (позиционный угол 94°, яркостью 9,6 и 10 зв.в., разрешается с помощью небольших телескопов. Так же в М8, есть множество переменных звёзд, большинство из которых ещё с неизвестными свойствами.
IC 4678 небольшая туманность вокруг звезды 8 звёздной величины, к северо-востоку от NGC 6530. Имеет на фотографиях голубоватый оттенок. При наблюдениях в 350 мм. телескоп, заметна небольшая вытянутость, в направлении северо-восток юго-запад. Хороший пример отражательной туманности.

1. M8 состоит из яркого звездного скопления NGC 6530 и эмиссионной туманности NGC 6523. Длинная, темная "Лагуна" состоящая из пыли, пересекающая центр этого объекта, дала туманности ее популярное название. Стефан Бинньювис, Бернд Шрётер.
2. М 8. Центральная область с туманностью Песочные часы. Жозеф Пёпсел, Райнер Спаренберг.
3. Обозначение объектов в М8.
4. М8, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
5. М8, историческая зарисовка. Вильгельм Темпель (1877)
6. М8, рисунок. Детали в "песочных часах", 500 мм. телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

4, 5