Автор Тема: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky  (Прочитано 6814 раз)

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #60 : Декабрь 13, 2019, 18:49:59 »
М40

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: WN 4
Тип: Оптическая двойная звезда
Класс: -
Расстояние: 1860 с.л., 490 с.л. (2002)
Размер: -
Созвездие: Большая Медведица
Прямое восхождение:  12h 22.4min
Склонение: +58° 5'
Звёздная величина: 9.0/9.3
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 53"
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

M40 выделяется как самый странный объект в списке Мессье: просто звездная пара! Француз наткнулся на него, 24 октября 1764 года, когда искал один из “туманных” объектов, которые, по словам пивовара и астронома Гевелия, он видел в свои очень длинные "воздушные телескопы" из Данцига (Гданьск, Польша). Хотя Мессье не был уверен, что действительно нашел объект Гевелия и несмотря на отсутствие туманности, он тем не менее добавил эту звездную пару в свой каталог. Он писал: "Две звезды очень близкие друг к другу и очень слабые, они едва различимы с помощью простого 6-ти футового (фокусное расстояние) рефрактора".
Долгое время считалось, что M40 был потерян, пока в 1966 году Джон Маллас, не предложил более правильную идентификацию объекта, как двойная звезда Winnecke 4. Немецкий астроном Фридрих Август Теодор Виннеке, каталогизировал её в 1863 году в Пулково, как № 4 в списке семи вновь открытых двойных звезд, не зная, что её координаты совпадает с M40. Он измерил расстояние между компонентами в 49.16", с позиционным углом 88.02°.
Сегодня известно, что M40 не идентичен объекту Гевелия, который сейчас известен как одиночная звезда 74 UMa, на расстоянии более 1°:
Гевелий: 12ч 30мин., +58° 27'
Мессье: 12ч. 22мин., +58° 5'
Ни один из этих двух чисто звездных объектов не имеет туманности, и в их окрестностях нет достаточно ярких галактик. Остается загадкой, почему Гевелий увидел там туманность.

Астрофизика

M40, или Winnecke 4, - это случайное расположение двух звезд, которые образуют близкую оптическую пару, как заявил Ричард Ньюджент в 2002 году. Фактически, измерение параллакса КА Hipparcos, дает этой паре звезд класса K0 и G0, расстояние в 510 световых лет. Из этого следует, что их разделяет около 5000 а.е., что слишком много для физической двойной. Кроме того, наблюдаемое довольно большое изменение угла положения предполагает, учитывая это большое расстояние, оптическую пару звезд. У этой оптической двойной, учитывая расстояние между объектами, наблюдается довольно большое изменение угла положения.
Между тем, хорошо известно, что стандартная процедура измерения параллакса КА Hipparcos, приводит к систематическим ошибкам с двойными и другими близкими друг к другу объектами на небе. Это вполне может быть с M40 (см. M73): согласно спектроскопическому исследованию, проведенному Ньюджентом, две звезды имеют очень разное расстояние, в 1860 и 490 световых лет, что явно исключает любую физическую связь между ними.
Согласно более поздним (1991) измерениям, угол положения уменьшился до 77°, а расстояние увеличилось до 53", начиная с измерения Виннеке. Звезда A (9.0 m.) была каталогизирована как HD 238107, звезда B (9.3 m.) под обозначением HD 238108.
Примечательный объект в 12' к западу от М40 - галактика NGC 4290 с магнитудой 12,5 m.. Фотографии показывают маленькую спиральную галактику с баром, расстояние до которой составляет около 125 миллионов световых лет.

Наблюдения

М40 хорошо разрешается в бинокль 10х50, не создавая впечатление туманного объекта. Для телескопов с апертурой более 200 мм., следует упомянуть две фоновые галактики: NGC 4290, 12' на запад и еще более слабая NGC 4284, 17' западнее.

1. M40 не реальный объект, а оптическое совпадение двух звезд на очень разных расстояниях. Дитмар Бёкер
« Последнее редактирование: Декабрь 14, 2019, 11:17:49 от Alex Ch »
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #61 : Декабрь 14, 2019, 14:40:30 »
М41

Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2287
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3r
Расстояние: 2260 с.л. (K2005)
                   2260 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 26 с.л.
Созвездие: Большой Пёс
Прямое восхождение:  6h 46.0min
Склонение: -20° 45'
Звёздная величина: 4,5
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 40'
Первооткрыватель: Годиерна, 1654

История

Джон Эллард Гор указал, что М 41, возможно, является самым длинным из известных объектов глубокого космоса, отрывок из "Метеорологике Аристотеля" 325 года до н.э., гласит:"У одной из звезд Собаки был хвост, хотя и тусклый. Если вы пристально присмотритесь к нему, то свет раньше казавшийся тусклым, становился все же, чуть ярче". Без сомнения, античный ученый здесь описывает феномен "бокового зрения", но отождествление с М41 остается неясным, потому что нет точной позиционной информации. А.А. Барнетт предположил, что Млечный Путь около δ Большого Пса, можно было бы принять за этот объект.
Тем не менее, имеется достаточно данных о наблюдениях независимых первооткрывателей: Годиерна в 1654 году, Флемстид в 1702 году и Лежантиль в 1749 году. Мессье наблюдал M41, 16 января 1765 года и прокомментировал:"Звездное скопление ниже Сириуса, это скопление кажется туманным в 1 футовом рефракторе, но это всего лишь скопление слабых звезд". Это замечание указывает на то, что хроматический рефрактор Мессье с фокусным расстоянием в 1 фут, должно быть, был очень простым телескопом низкого качества.
Намного позже, Уэбб заметил красноватую звезду в центре скопления. В остальном, этому кластеру было уделено очень мало внимания. Это так же отражено в описании Кёртиса на основании его фотографий:"Большое, очень грубое и редкое скопление, 25' в диаметре".

Астрофизика

В рассеянном скоплении M41, доминируют несколько красных гигантов спектральных классов G и K, с видимой яркостью в диапазоне величин от 6,9 до 8,0 m.. Самый яркий из них, гигант K3 (HD 49091) со светимостью в 700 раз больше солнечной. А самая яркая звезда главной последовательности в M41 (HD 49126) имеет спектральный класс B8 и слегка переменную яркость от 7,2 до 7,3 m.. Возрастные оценки кластера, основанные на продолжительности существования звёзд верхнего края главной последовательности, дают 190 миллионов лет. С точки зрения общих  свойств скопления и его динамики предполагают продолжительность существования M41 в 500 миллионов лет, прежде чем оно распадется.
Среди звезд ярче 12-й звездной величины в поле M41 принадлежность к кластеру была подтверждена для 70 звезд, столько же было зарегистрировано звёзд поля. Яркая звезда 12 CMa поблизости, к юго-востоку от M41, не является членом кластера. Этот голубой гигант спектрального класса B7, находится на расстоянии в 670 световых лет и явно является звездой переднего плана.
До 80% звезд скопления, могут быть двойными системами, это довольно большой процент. Межзвездное поглощение в направлении М41 составляет всего около 0,2 звёздной величины, что достаточно не много для расстояния в 2300 световых лет. Исходя из этого расстояния и углового размера 40', физический диаметр скопления оценивается в 26 световых лет. Предполагаемой физической связи с Collinder 121, расположенным на расстоянии 4,6° к юго-востоку от М41, не существует, поскольку Collinder 121, находится гораздо дальше, на расстоянии 3500 световых лет.

Наблюдения

Темными ночами М41 можно увидеть невооруженным глазом в виде туманного пятна, в 4° южнее Сириуса. Даже 3,5х15 театральный бинокль покажет самые яркие звезды в нем, а бинокль 10х50 полностью разрешает это рассеянное скопление.
При наблюдениях в телескоп, выделяется ярко-оранжевый гигант в центре скопления. Более детальное наблюдение, позволяет обнаружить еще несколько красноватых звезд. Сильное визуальное впечатление от M41 теряется при больших увеличениях, которые покажут только богатое звездное поле. Яркая звездная пара к северо-западу от центра привлекает внимание, это h 2341 с компонентами 8.3 и 9.1 m., разделенная 45". Среди других двойных звезд стоит упомянуть следующие (см. рис 2.)

1. Негатив М41 с обозначением объектов.
2. Таблица двойных звёзд в М41.
3. М41, возможно, был известен с древности. Стефан Сейп.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #62 : Декабрь 30, 2019, 15:16:15 »
М42

Большая Туманность Ориона
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 1976
Тип: Галактическая туманность
Класс: Эмиссионная и отражательная туманность
Расстояние: 1300 с.л.(K2003),
                   1470 с.л.(2003)
                   1530 с.л.(2001)
Размер: 35 с.л.
Созвездие: Орион
Прямое восхождение: 5h 35.3min
Склонение: -5° 23'
Звёздная величина: 3,7
Поверхностная яркость: 20 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 90'х60'
Первооткрыватель: Пейреск, (1611?) 1610

История

М42, Большая Туманность Ориона, не была известна наблюдателям до телескопа. Мы также не находим намеков в древних документах на то, что эту туманность можно было увидеть невооруженным глазом. Птолемей, и Тихо каталогизировали М42, как звезду θ Ориона.
Француз Никола-Клод Фабри де Пейреск первым упомянул об этой туманности в (1611?) 1610 году. В 1609 году, Галилео Галилей сделал набросок этого звездного поля с помощью своего телескопа. Он насчитал 80 звезд, но, как ни странно, не опознал М42. Однако независимое открытие было сделано в 1611 году, Иоганном Баптистом Цизатом.
Первый из большого количества исторических зарисовок этой туманности был сделан Джованни Батиста Годиерной в 1654 году. Два года спустя, Кристиан Гюйгенс наблюдал М42 и описал её вид словами: "В мече Ориона три звезды расположены довольно близко друг к другу. В 1656 году, когда я наблюдал одну из них в середине с помощью моего телескопа, оказалось двенадцать звезд. Три из них почти касались друг друга (в виде трапеции) и вместе с четырьмя другими светили сквозь туманность, так что пространство вокруг них было ярче, чем остальное небо, которое было совершенно чистым и темным, они образовали эффект отверстия в небе, через которое стала видна более яркая область".
После первого упоминания о Трапеции Ориона, четвертая звезда ассоциации была обнаружена в 1673 году Пикардом и подтверждена Гюйгенсом в 1684 году. Лежантиль сделал зарисовку в 1758 году, а так же впервые описал области туманности, названной в его честь и "крылья" туманности:"Похоже, она имеет форму раскрытого когтя животного. На западе я наблюдал расширение света, образующего прямоугольник, этот свет очень рассеянный. Три звезды на прямой линии в "нижнем когте" кажутся совершенно оторванными от туманности. Четыре звезды в центре выглядят необычайно яркими".
Шарль Мессье, добавил уже известную Туманность Ориона в свой каталог, после наблюдений от 4 марта 1769 года. По-видимому, его мотивация состояла в том, чтобы достичь четного числа объектов, а возможно, превосходить каталог из 42 объектов Лакайля  1755 года. На его зарисовке, кроме четырех звезд Трапеции и трех звезд θ², видны еще и слабые звезды.
В 1774 году, М42 стало первым объектом, который наблюдал Уильям Гершель в свой самодельный 6-дюймовый рефлектор. Позже, в 1789 году, он описал его как: "Бесформенный пламенный туман, разбросанный материал для будущих Солнц",  вряд ли этот великий наблюдатель мог найти лучшие слова! Иоганн Иероним Шрётер изучал Туманность Ориона в течение многих лет, используя большое зеркало, сделанное для него Гершелем и он был убеждён, что наблюдает изменения. В 1797 году он обнаружил "новую чёткую, но очень тусклую полосу света" через темный залив в центральной области туманности, которая позже получила его имя.
Джон Гершель также уделил много внимания М42. Он зарисовывал её в 1826 и 1837 годах, чтобы посмотреть, сможет ли найти какую-либо изменчивость. С 450 мм. телескопом он описал  туманные массы в центре, как "застывшую жидкость или поверхность, усеянную клочками шерсти,  или как рассыпающуюся стаю макрели в небе. Совсем не похоже на пятна солнечного диска, исключительно более неправильных форм, не круглые, клочковатые". Лассел сформулировал свои впечатления похожим образом: "Большие облака ваты с вытянутыми краями, уложенные одна за другой, немного прозрачные". С 1,2-метровым телескопом на средиземноморском острове Мальта, он каталогизировал много звезд в центральной области и характеризовал туманность как "горохово-зеленого цвета".
Отто Струве, несмотря на наблюдения из Пулково под Санкт-Петербургом, где М42 никогда не поднимается выше 25° над южным горизонтом, обнаружил в нём множество переменных звезд. Д'Арре, также сделал точные зарисовки Туманности Ориона и был первым, кто обнаружил пучки туманности, которые простираются от трех звезд на юг. Однако самым впечатляющим рисунком была работа Джорджа Филлипса Бонда, сделанный им с 1957 по 1865 года. С колоссальным усердием при помощи 380-миллиметрового рефрактора, он зарисовал туманность и измерил 1100 звезд. Позже Холден попытался провести визуальную фотометрию с апертурой в 650 мм. И окуляром-микрометром, чтобы обнаружить изменчивость в структуре туманности - но попытки оказались тщетными. Эти усилия оказались бесполезными, когда Дрейпер представил свою первую хорошую фотографию Туманности Ориона в 1882 году.
Визуальные наблюдатели также обратили внимание на Трапецию. В 1826 году Василий Струве обнаружил E-компонент с 225-миллиметровым рефрактором в Дерпте, а в 1830 году Джон Гершель - F-компонент с 300 мм. апертурой. Ранее наблюдатели допустили ошибку при использовании малых увеличений и так упустили эти слабые звезды 11-ой звёздной величины. Некоторые более поздние наблюдатели: Порро, Секки и Соус, даже верил, что они видели до шести звезд, но Бёрнхем доказал, что они ошибались в 1888 году. В том же году, мощный 900-миллиметровый рефрактор позволил обнаружить в Трапеции новые слабые звезды: компонент G - строителем телескопа А. Г. Кларком, а пару H и чрезвычайно слабую звезду X - одним из лучших визуальных наблюдателей всех времен Эдвардом Э. Барнардом.
Используя метод спектроскопии в 1865 году, Хаггинс смог доказать, что M42 состоит из светящегося газа. В 1880 году он продемонстрировал, что Трапеция действительно имеет физическую связь с газовыми массами. Наконец, в 1931 году Трёмпель обнаружил большое скрытое скопление молодых звезд вокруг Трапеции на инфракрасной фотографии с большой выдержкой.

Астрофизика

М42 является образцом галактической туманности и продолжает очаровывать астрономов, независимо от того, наблюдают его в бинокль или с помощью космического телескопа имени Хаббла. Это даёт нам возможность рассмотреть светящуюся полость большого молекулярного облака, в котором только что образовались звезды и начали освобождаться от окружающего их кокона пыли. Поскольку это происходит на расстоянии всего лишь 1300 световых лет, у нас есть прекрасная возможность детально изучить все аспекты звездообразования.
M42 - лишь самая яркая часть гораздо более крупного (10°) темного облака: OMC-1, которое в основном состоит из холодной пыли и газа. Оно включает в себя M78, NGC 1973/75/77 и знаменитую туманность Конская Голова. В отличие от этих объектов, М42 чрезвычайно молодое (от 10 000 до 100 000 лет) звёздное скопление. Большинство из этих звёздных скоплений все еще окутаны окружающими их пылевыми и газовыми массами.
Только Трапеция уже полностью освободилась от газопылевого облака благодаря своему интенсивному излучению.
Скопление Трапеции, состоящее в основном из звезд с массами от половины до двух солнечных, имеет впечатляющую звездную плотность 6000 звёзд на кубический световой год, что делает его самым богатым рассеянным скоплением, из всех известных. Однако в видимом свете межзвёздное поглощение около 10 звёздных величин, делает большинство этих звёзд невидимыми. В радиусе 3’ можно найти только 300 членов скопления ярче 17-й звёздной величины.
Многие из этих очень молодых звёзд еще не достигли главной последовательности, но все еще находятся в процессе сжатия и аккреции вещества. Изображения космического телескопа имени Хаббла показали, что их планетные системы все еще формируются, многие звёзды окружены протопланетными дисками (проплидами). Однако многие из этих проплидов вокруг звёзд с малой массой будут разрушены интенсивным излучением более массивных и быстро образующихся вокруг них звёзд.
К северо-западу от Трапеции было обнаружено несколько молодых звёзд в комплексе облаков Беклина-Нойгебауэра и Клейнмана-Лоу, которые полностью скрыты в молекулярным облаком. Самые последние исследования показывают, что одна звезда в облаке Беклина-Нойгебауэра, на самом деле была выброшена из близкой двойной системы в Трапеции и может быть самой молодой известной "сбежавшей звездой". Её прежний компаньон, скорее всего самая яркая звезда Трапеции (θ¹ Орион C).
Более 50 звёзд в скоплении Трапеций являются переменными, и по-видимому, существует большое количество неучтенных переменных. Это нерегулярные "туманные переменные" типа T Тельца, FU Ориона и UV Кита. Переменные типа UV Кита - это вспыхивающие звёзды, которые могут претерпевать изменения яркости на несколько величин в течение нескольких минут. Самым экстремальным в своем роде объектом является AF Ориона, довольно слабая звезда, найденная Отто Струве в записях Джона Гершеля. По этой причине она был названа "переменной Гершеля". В максимальной яркости AF Ориона является одной из самых ярких звёзд в центральной области M42, но в минимуме её невозможно визуально различить даже в самые мощные телескопы.
Некоторые из звёзд Трапеции сами являются переменными. θ¹ Орион C самая яркая из них со светимостью 5,1 m. и около 45 солнечных масс, в значительной степени способствует ионизации окружающего газа его интенсивным излучением и нерегулярно изменяет блеск примерно на 0,3 звёздные величины. В отличие от неё, θ¹ Орион A (V 1016) представляет собой затменную переменную с периодом 65,43 дня и продолжительностью затмения менее суток. Эти две переменные были открыты только в 1975 году астрономом Гамбургской обсерватории (Германия) Экмаром Лозеном.
Другая затменная переменная, известная ранее, является самой слабой (7,95 m.) из четырех звёзд Трапеции, θ¹ Орион B или BM Ориона. Она имеет период 6,47 дней и амплитуду изменения блеска в 0,6 звёздной величины. Её затмения длятся 18 часов, из которых полная фаза 6 часов. Только θ¹ Орион D пока не имеет доказанной переменности.
Предполагаемое расстояние между звёздами Трапеции составляют всего 0,3 световых года, в то время как яркая внутренняя область туманности имеет размер около 2 световых лет. Такой размер больше соответствует планетарной туманности, чем рассеянному скоплению. Но весь комплекс туманностей М42, размером 66”х60”, имеет более солидный физический диаметр в 35 световых лет.

Наблюдения

Туманность Ориона считается синонимом космической красоты. Она демонстрирует разнообразие форм, цвета и яркости, не поддающихся описанию - как отметил Генрих Д'Арре: “Circumsitae nebulae descriptio res deo improba.” Следовательно, следующие строки не могут дать полное описание этого замечательного региона ночного неба, но предназначены чтобы отметить его самые яркие и интересные детали.
Невооруженным глазом М42 выглядит как расплывчатое пятно в середине меча Ориона. Глаз без помощи оптики не может отличить туманность от множества звезд θ Ориона, но уже театральный бинокль этого легко добиться.
Звезда θ Ориона с яркостью 2,8 m., расположенная недалеко к югу, добавляет еще больше очарования этому региону. Бинокль 10x50 разделяет θ Ориона на четыре звезды: компонент θ¹ в центре туманности и три звезды в одной линии (5.1, 6.4, 8.2 звёздной величины), образующие θ² Ориона. В бинокуляр 10x70 можно рассмотреть «крылья» Туманности Ориона и всё великолепие туманности. Кроме того, есть темный залив, входящий в центральную область M42 с северо-востока «Sinus Magnus». Общая визуальная протяженность туманности в бинокль достигает 45'x30'.
Трапеция может быть разрешена на четыре звезды с помощью 50 мм. рефрактора. Её визуальное восприятие может заметно меняться, когда один или оба его переменных компонента A и B находятся на минимуме. Два дополнительных компонента E и F 11-й звёздной величины находятся в пределах досягаемости 100-миллиметрового рефрактора, но требуют увеличения более 150x. Чрезвычайно сложной задачей для визуальных наблюдателей, даже с очень большими телескопами, являются самые внутренние компоненты G и X, а также пара H. Cо времен Барнарда не было зарегистрировано ни одного их наблюдения.
Яркая и резко очерченная центральная туманность вокруг Трапеции называется "областью Гюйгенса", хорошо видимая даже с апертурой в 50 мм.. Её юго-восточный край образован 3,7” «Лбом» (Frons) с позиционным углом 50°, а более короткий юго-западный край - «Затылком» (Occiput) с позиционным углом 130°. Эти края сходятся, образуя хорошо выраженный прямой угол, 2' к югу от Трапеции. 120-миллиметровый телескоп разделяет фроны на маленькие яркие островки, и в южной части области Гюйгенса он демонстрирует два темных канала, которые пересекают друг друга. Самая яркая часть туманности находится в 40" к юго-западу от Трапеции, вдоль западной стороны северного канала. 350 мм. телескоп показывает здесь улиткообразную структуру. Другая яркая часть туманности лежит в 50" к северо-востоку от Трапеции, недалеко от края Sinus Magnus. Некоторые небольшие темные пятна проявляются здесь смутно с 120 мм. телескопом, но лучше заметны с 350-миллиметровой апертурой. Самое крупное из них, расположено у северной границы области Гюйгенса и получила наименование «Lacus Secchii».
Темный залив Sinus Magnus имеет длину около 3’ с позиционным углом 80° и ширину 1'. В конце залива перпендикулярно проходит большой мост туманности «Pons Schröteri», пересекающий его на расстоянии 42”. Там 12-миллиметровый телескоп начинает показывать слабые «островки», лучше всего видимые с 350 мм. апертурой. Другая туманность проникает вниз с севера, около вершины Sinus Magnus, очень напоминающая мыс на береговой линии.
Три звёзды θ² выстраиваются одна за другой к югу от Sinus Magnus. Из трех шлейфов туманности от звёзд, обнаруженных здесь Д'Арре, только самое западное можно с уверенностью увидеть в 120-миллиметровый рефрактор, два других остаются неопределенными даже с 350 мм. апертурой.
На восточной окраине М42 доминирует длинное, тонкое крыло, направленное на юго-восток и берущее начало около Sinus Magnus. Его можно даже разглядеть в 50 мм. рефрактор, и уже хорошо различается с 120-миллиметровым телескопом. Его ширина варьируется от всего 50" в яркой северной части до 70" в более слабой южной. Самая яркая часть этого крыла заканчивается после 15' вблизи звезды 7-й звёздной величины. Тусклая нить начинается здесь и направлена на слабую звёздную пару внутри туманности. В 15' к югу от Трапеции, рядом с небольшой группой звёзд, даже в 120 мм. рефрактор можно обнаружить отдельное туманное пятно. Ещё одно туманное пятно к западу от него окружает более яркую звезду V372 Ориона. Это небольшая, но отчетливая отражательная туманность в границах М42.
Темная область к юго-западу от центральной туманности была описана Лежантилем более 200 лет назад. По этому, она называется «Regio Gentilii». На Западе к ней присоединяется более яркая туманность, которая имеет множество субструктур и состоит из нескольких рукавов, которые можно рассмотреть даже с 120 мм. рефрактором с умеренным увеличением. Перед этой частью туманности находится много слабых звёзд.
С большим выходным зрачком (т.е. с малым увеличением) под темным небом видно, что восточное крыло продляется в большую петлю, пока не сливается с юго-западной частью M42, примерно в 30' к юго-западу от Трапеции. Эта южная петля является самой слабой к северу от звезды ι Ориона, но ее полностью можно увидеть даже при помощи 120-миллиметрового рефрактора. Вместе с петлёй, М43 и некоторыми туманностями к северу от нее, то общая визуальная протяженность М42 достигает 48'×45'.
Различные структуры внутри туманности могут быть подчеркнуты использованием узкополосных фильтров Hβ и OIII, в зависимости от условий наблюдений и тому или иному типу излучения. Например, яркая прядь восточного крыла выглядит еще ярче в OIII, в то время как Hβ выделяет более тусклую прядь, параллельную ей. Сложная структура западной части туманности также усиливается в Hβ, а с малым увеличением и фильтром OIII заметен «пузырьковый» характер внешних областей М42.
Большая Туманность Ориона достаточно яркая, чтобы визуальный наблюдатель смог увидеть её в реальных цветах. Средний телескоп уже может показывать область Гюйгенса в зеленоватых оттенках, вызванную излучением дважды ионизированным кислорода OIII. С большими апертурами любое цветовое восприятие становится более отчетливым, но, в зависимости от наблюдателя, оно может варьироваться от простого зеленого или бирюзового, даже до бледно-голубого. С объективами от 350 мм., верхний край фрона имеет красноватое свечение, а в сочетании с зеленым - ярко-оранжевое. 500-миллиметровый телескоп демонстрирует зеленый цвет восточного крыла и слабый красноватый оттенок для областей окружающих его, вызванных Hα излучением. На самом деле восприятие Hα света зависит как от большого выходного зрачка, так и от достаточного увеличения, которое может обеспечить только большой телескоп. При 350 мм. апертуры, в Hα можно наблюдать только самые яркие части M42.
Маленькие телескопы не показывают звёзд в центральной части М42, за исключением Трапеции. Сложность в наблюдении звёзд в Туманности Ориона связана с ярким фоновым светом. Таким образом, 350-миллиметровый телескоп с предельной звёздной величиной в 16,5, позволит отождествить звёзды в области Гюйгенса только до 13,5 m.. Оранжевый фильтр помогает, потому что его поглощающие свойства исключают сильную эмиссию линий OIII и Hβ. CCD-матрицы обладают повышенной чувствительностью к инфракрасному излучению и показывают меньшее поглощение в туманности. Таким образом, умеренно длинная фотоэкспозиция с CCD-матрицами может передать впечатляющие изображения звездного скопления.
Самые легкие переменные звёзды занесены в каталоги. Более слабые звёзды перечислены по номерам в каталоге G.P. Bond. MR Ориона, например, является пограничным объектом для 100-миллиметрового телескопа, за которым следуют MT Ориона и Bond 671 для апертур от 150 мм. до 200 мм.. С оранжевым фильтром и 350-миллиметровым телескопом Андреас Альцнер смог с трудом обнаружить 15 звёзд в регионе Гюйгенса, исключая Трапецию. Необычный визуальный эффект позволяет увидеть слабые звёзды при 80x, но они остаются невидимыми при более высоких увеличениях, пока оно достигает действительно больших значений от 300x до 500x. Тем не менее, отличное зрение является самым важным фактором, даже большим, чем хорошая прозрачность атмосферы.

1. М 42. Большая Туманность Ориона, пожалуй, самый красивый объект глубокого космоса на северном небе. Бернд Либшер.
2. Таблица звёзд области Гюйгенса в М42.
* Яркость определяется визуально (Bond), фотографически (Herbig) и фотометрически (Yerkes)
« Последнее редактирование: Февраль 26, 2020, 10:09:28 от Alex Ch »
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #63 : Декабрь 30, 2019, 15:22:05 »
3. М 42. Трапеция содержит многочисленные слабые компоненты. Тем не менее, только два самых ярких доступны для любительских телескопов. Космический телескоп имени Хаббла.
4. M42. На этих изображениях с высоким разрешением показаны «проплиды»: молодые звёзды, окруженные пылевыми дисками. Космический телескоп имени Хаббла.
5. М42. Фантастический вид области звездообразования на расстоянии 1300 световых лет. Роберт Гендлер.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #64 : Декабрь 30, 2019, 15:22:44 »
6. М42. В центре четко очерченной области Гюйгенса находится Трапеция, центральные звёзды региона. Стефан Бинньювис
7, 8. Негативы М42 с обозначением объектов.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #65 : Декабрь 30, 2019, 15:23:16 »
9. Таблица звёзд Трапеции в М42.
10. М42, рисунок, общий вид. 120-миллиметровый рефрактор. Рональд Стоян.
11. М42, историческая зарисовка. Джордж Бонд (1865).
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #66 : Декабрь 30, 2019, 15:23:59 »
12. М42, рисунки. Регион Гюйгенса: 120-миллиметровый рефрактор (вверху), 350 мм. рефлектор Ньютона (в центре), 600-миллиметровый Кассегрен (внизу). Рональд Стоян.
13. М 42, исторические зарисовки. Лорд Росс (1864, выше), Генрих Д'Арре (1872, в центре), С. Хантер и Леопольд Трувело (1875, ниже).
14. М42, исторические зарисовки. Вильгельм Темпель (1861, слева), Уильям Ласселл (1854, справа вверху), Биндон Стоуни и лорд Росс (1852, справа внизу).
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #67 : Декабрь 30, 2019, 15:32:19 »
Ну вот и перевёл М42, великолепный и насыщенный деталями объект. На этом перевод атласа в 2019 году закончен. В новом году нас ждут новые объекты, истории и наблюдения!

С наступающим Новым Годом!

Если вы заметили какие-то ошибки в переводе, недочёты - пишите в личные сообщения. Всем огромное спасибо, надеюсь интересный проект!
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
М43

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 1982
Тип: Галактическая туманность
Класс: E
Расстояние: 1300 с.л.(по наблюдениям М42)
Размер: 3 с.л.
Созвездие: Орион
Прямое восхождение: 5h 35.6min
Склонение: -5° 16'
Звёздная величина: 6,8
Поверхностная яркость: 22 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 6'х3'
Первооткрыватель: Меран, 1733.

История

Сегодня М 43 рассматривается только как часть М42, но ранние наблюдатели каталогизировали его как отдельный объект. В 1733 году Жан-Жак Дорту де Меран был первым, кто заметил отдельную туманность. Он писал: «Яркость вокруг звезды подобна атмосфере нашего Солнца, если бы она была достаточно плотной и протяженной, чтобы быть видимой в телескопы с такого расстояния.» Француз ошибался в этом сравнении, но его мысли отражали идеи своего времени относительно образования Солнечной системы.
Мессье добавил M43 в свой каталог 4 марта 1769 года, в тот же день, что и Туманность Ориона. Он охарактеризовал М43, как «маленькую звезду, которая окружена туманностью». Позднее, в 1771 году, Мессье включил его в свою зарисовку Туманности Ориона. В 1783 году Уильям Гершель описал М43, как «Круглое великолепие беловатой туманности, слабо связанной с большой туманностью.» Однако из более поздних наблюдений он заключил, что центральная звезда в М43 находится за туманностью, хотя и светит, как Луна, сквозь тонкие облака. Его сын Джон был первым, кто отождествил "хвост" туманности на севере, и он же заметил темное разделение, разрезающее туманность.
Лорд Росс полагал, что он увидел туманность со спиральной структурой вокруг звезды. Секки согласился с этим и сравнил общую форму с зеркальным отображением запятой. В 1870-х годах Холден наблюдал маленькие темные точки по обе стороны от «центральной звезды». К тому времени туманность Мерана считалась неотъемлемой частью комплекса М42.

Астрофизика

М43 физически является частью Большой туманности Ориона, М42. Эта туманность кажется отдельным объектом благодаря темным облакам пыли перед комплексом туманностей.  Она освещается и ионизируется горячей и молодой переменной NU Ориона, которая еще не достигла главной последовательности и имеет спектральный тип O7. Он нерегулярно меняет яркость между величинами 6,5 m и 7,6 m. В 2001 году О'Делл, обнаружил два «проплида», протопланетных диска, в M43. Это пылевые диски вокруг молодых звезд, в которых могут образовываться планетные системы. Во всем регионе Ориона было найдено около 50 таких объектов. Инфракрасные снимки с большой выдержкой показывают, что скопление Трапеции в центре М42 достигает юго-западной стороны М43. Физический размер М43 составляет 3 на 2 световых года, если не учитывать расширения на северную и западную части.

Наблюдения

M43 можно увидеть в бинокль 10х50 в виде бледного пятна вокруг его «центральной звезды» 7-й звёздной величины. Она отделена от M42 темной полосой шириной около 3’. Форма запятой, описанная Секки, различима даже в маленьких телескопах. При использовании 120-миллиметрового рефрактора темные отметины, которые врезаются в туманность с востока, становятся смутно различимыми. 350-миллиметровый телескоп показывает М43 как яркую туманность с по меньшей мере тремя заметными темными заливами на ее восточной стороне.
Северная часть в форме запятой отделена от главной туманности более темной областью к западу от центральной звезды, которая простирается дальше на юг. Есть три слабых звезды, одна в этой темной области, одна на северной оконечности «запятой» и ещё одна на южном краю M43. Цветные фотографии показывают визуально яркие области зеленого цвета, указывая на излучение OIII, и более слабые области красного цвета в спектре Hβ. Использование узкополосного фильтра Hβ заметно уменьшает контраст между темными заливами и «запятой».
К востоку от М43 находится темный канал, за которым в узкополосном фильтре видна отчетливая туманность. Общая визуальная протяженность М43 достигает 6'х3,5' в 350-миллиметровом телескопе. Более детальные наблюдения с малым увеличением показывает расширения, достигающие 6' далее на север и 3,5' на восток.
Семнадцать переменных можно найти в M43 и вокруг него. К ним относятся яркая "центральная звезда" NU Ориона (6,8-6,9 m); гораздо более слабая, но сильно меняющая яркость MS Ориона (13,8 - 16,6 m) и MU Ориона (13,8-15,8 m), обе непосредственно к западу от M43, и NQ Ориона (12,1-14,1 m), 1,5' к северо-западу от NU Ориона.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
М44

Скопление Улей или Ясли
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2632
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II2r
Расстояние: 610 с.л. (K2005)
                   610 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
                   560 с.л. (с учётом собственного движения, 2000)
Размер: 15 с.л.
Созвездие: Рак
Прямое восхождение:  8h 40.1min
Склонение: +19° 59'
Звёздная величина: 3,1
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 1,2°
Первооткрыватель: -

История

Рассеянное скопление М44 известно с античных времён. Мессье включил его вместе с Плеядами в каталог, только для того, чтобы округлить свой список туманных объектов до 45 записей. Во время своего наблюдения 4 марта 1769 года он описал его как «туманность Рака» в соответствии с созвездием, в котором оно находится.
В мифологии М44 носило имя Praesepe, что в переводе с латинского означало кроватку или ясли. Он относится к колыбели двух ослов, которые представлены звездами Asellus Borealis и Asellus Australis (Северный и Южный осел) по обе стороны от Praesepe. Эти ослы принадлежали греческим богам Дионису и Силену, которые ехали на них во время битвы с великанами. Животные так напугали великанов, что, несмотря ни на что, оба бога смогли победить.
Первое упоминание о Praesepe восходит к Арату в 260 году до н. э.. Он описал это пятно света в созвездии Рака как "маленькую туманность". В 130 г. до н. э., Гиппарх говорил о «небольшом облаке», более того, Praesepe - один из самых туманных объектов в Альмагесте. Вообще, в древности, M44 и называлось «туманность» как единственный известный объект такого рода, от которого произошло слово "туманность", как его использовали Мессье и другие. Однако истинная природа М44 осталась неизвестной древним ученым.
Эта туманность была впервые разрешена Галилеем в 1609 году во время его первого наблюдения М44 с телескопом: «Так называемая туманность Praesepe - это не одна звезда, а состоит из массы более 40 звёзд». Большинство более поздних астрономов, однако, уделяли мало внимания этому звёздному скоплению и поэтому мы находим лишь несколько исторических описаний его. Уэбб описал «два треугольника» около центра и отметил, что они «полны прекрасных комбинаций». Бреннер, около 100 лет назад, прекрасно резюмировал свои наблюдения: «Уже невооруженным глазом этот объект распознается как звёздное скопление, в то время как телескоп не может охватить весь объект даже при самом слабом увеличении. Поскольку звёзды лежат далеко друг от друга, эта группа выглядит как обычное богатое звездное поле с цветными звёздами».

Астрофизика

С расстояния всего 610 световых лет скопление Улей является одним из ближайших рассеянных скоплений, видимых с Земли. Самой яркой звездой скопления является ε Рака (6,3 m), которая показывает в своем спектре необычно сильные линии тяжелых элементов. Более 200 звёзд были отнесены к M44, из которых 24 ярче восьмой звёздной величины. Исследование 280 000 звёзд в поле вокруг M44 размером 10° на 10°, опубликованное в 2001 году, выявило около 1000 возможных членов кластера, что говорит о размере скопления в 100 световых лет. Всего на М44 приходится 630 солнечных масс.
Яркая центральная область М44, однако, имеет размер только 6 световых лет. Если включить внешние области видимого скопления, которые охватывают около 1,2° на небе, то физический диаметр составляет 15 световых лет. Следовательно, М44 сравнивается с Плеядами по физическим размерам. Разные авторы дали несколько различные классификации по Трёмпелю для скопления Улей как I2r, II2m или II2r.
В M44 насчитывается необычно большое количество переменных, около 100 известны. Среди них есть звёзды типа δ Щита спектрального класса A, которые совсем недавно покинули главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Теперь они на пути к ветви гигантов. Три из самых ярких звёзд скопления уже добрались до гигантов и выделяются на цветных фотографиях своим красноватым оттенком. TX Рака является быстрой затменной переменной с периодом всего 0,38 дня и изменением яркости между 10,0 и 10,4 звёздной величины.
В соответствии с моделью звёздной эволюции для более ярких звёзд скопления предполагает возраст от 500 до 700 миллионов лет. Это очень похоже на возраст еще более близких Гиад (Melotte 25) в Тельце. Поскольку собственные движения обоих кластеров, просчитанные в обратном направлении, предполагают общую точку происхождения, вполне вероятно, что оба кластера образовались вместе. Оба они являются остатками давно распавшейся OB-ассоциации, которая к настоящему времени сделала три оборота вокруг галактического центра. Сегодня расстояние между М44 и Гиадами выросло до 500 световых лет.
В 2000 году Холланд с командой представили данные спектроскопического исследования, свидетельствующие о том, что M44 сливается с небольшим суб-скоплением из 30 звёзд, которое они обнаружили всего в 10 световых годах от центра M44. Смешанная кластерная динамика, которая является результатом нынешнего процесса слияния, может вызвать распад М44 в ближайшем «астрономическом» будущем.

Наблюдения

В обычных условиях Улей легко увидеть невооруженным глазом как туманность размером с полную Луну. Популярная поговорка гласит, что не увидеть M44 было бы признаком приближения плохой погоды. Действительно, требуется значительный перистый облачный покров, как за полдня до приближения теплого фронта, чтобы не разглядеть М44. На самом деле его легче увидеть, чем центральную часть Галактики Андромеды. Следовательно, чтобы не разглядеть Praesepe, предельная величина должна упасть ниже 5-й звёздной величины, например, под очень загрязненным городским небом или ночью, освещенной полной Луной. Несколько наблюдателей с зорким зрением сообщили о видимости невооруженным глазом отдельных звёзд в М44. Это кажется вполне возможным, учитывая темное небо, так как три самых ярких звезды скопления ярче 6,5 звёздной величины. О'Мера утверждал, что заметил даже дюжину звёзд Praesepe на чистом, темном горном небе.
Во всяком случае, самые яркие 20 звезд, которые организованы в своеобразный узор, видны даже в театральные бинокли. Однако самое прекрасное впечатление о скоплении дает большой бинокль, через который сверкают самые яркие звёзды на фоне более слабых солнц. Однако достаточно небольшого бинокля, чтобы увидеть ряд двойных звезд в M44, а также более яркие звезды скопления образуют несколько треугольников.
В больших телескопах между яркими звёздами М44 можно наблюдать около 10 слабых фоновых галактик. Пять объектов NGC 2624, 2625, 2637, 2643 и 2647 были обнаружены Альбертом Мартом 19 октября 1864 года с помощью 120-сантиметрового рефлектора. Однако четверти этой апертуры будет достаточно, чтобы увидеть их. Кроме того, CGCG 89-56 - крошечная двойная галактика, которая может быть в пределах досягаемости 500-миллиметрового телескопа. UGC 4526 - это замечательная галактика видимая с ребра, заметная на глубоких снимках скопления.

1. Негатив М44 с обозначением объектов.
2. М44 с Юпитером. Поскольку это рассеянное скопление находится вблизи эклиптики, его часто посещают планеты. Стефан Бинньювис.
3. М44. В скоплении Praesepe есть множество двойных и тройных звезд, а его фон богат далекими галактиками. Роберт Гендлер.
« Последнее редактирование: Январь 29, 2020, 15:06:36 от Alex Ch »
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
4. Таблица самых ярких звёзд в М44.
5. Таблица ярких двойных звёзд в М44, с расстояниями до 1'.
6. Таблица фоновых галактик в М44.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
М45

Скопление Плеяды или Семь сестёр
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: -
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3rn
Расстояние: 425 с.л. (K2005)
                   430 с.л. (2004)
                   385 с.л. (Hipparcos, 1999)
Размер: 15 с.л.
Созвездие: Телец
Прямое восхождение:  3h 47.5min
Склонение: +24° 6'
Звёздная величина: 1,5
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 2°
Первооткрыватель: -

История

Шарль Мессье поместил Плеяды, хорошо известные с доисторических времен, в конце своего первого каталога в качестве объекта под номером 45. Очевидно, он хотел опубликовать более длинный список, чем 42 объекта его предшественника Лакайля и число 45 соответствовало барочному чувству симметрии Мессье. Он провёл наблюдение Плеяд 4 марта 1769 года, без какого-либо дальнейшего описания, в ту же ночь, когда он добавил М42, М43 и М44 к своему списку туманных объектов для его первой публикации.
Этот рассеянный кластер, который невооруженным глазом кажется россыпью бриллиантов, является частью фольклора и мифов многих культур. Название "Плеяды" имеет греческое происхождение и означает, дочерей Атласа и Плейоны: Альциона, Астеропа, Электра, Майя, Меропа, Тайгета, и Целено. Хотя этот список состоит в целом из 9 объектов, легко можно увидеть только от 6 до 8 звёзд. Долгое время это поддерживало идею «потерянной Плеяды». В конце концов закрепилось название «Семь сестер» или «Семь звезд». Названия, пришедшие из других культур, также звучат синонимично: японское название «Subaru» используется автомобильной компанией, которая даже показывает Плеяды на своей эмблеме и персидская царица Сорайя носит их имя. В значительной части средневековой Европы образ курицы с птенцами был довольно распространенной ассоциацией.
Ранние описания восходят к месопотамской мифологии около 2500 года до н. э.. Только недавно было обнаружено очень известное древнее изображение Плеяд на небесном диске из Небры найденном в Германии, которое, как полагают, было сделано около 1600 г. до н.э.. Около 4000 лет назад Плеяды отмечали пересечение эклиптики и небесного экватора и таким образом, служили очень важным ориентиром для калибровки древних календарей. В частности, наблюдалось соединение с молодой Луной для пересчета годовых лунных и солнечных циклов.
Гомер упоминает Плеяды в своей «Одиссее», так же она фигурирует в Библии в трех местах Ветхого Завета. Греки Евдокс и Арат рассматривали видное скопление как свое собственное маленькое созвездие.
Больше чем известные шесть или семь звезд были впервые упомянуты зорким Мёстлином, учителем Кеплера, который зарисовал 11 звезд в 1579 году. С изобретением телескопа это число подскочило вверх: Галилей насчитал 36 звёзд, Гук увидел 78, а Вольф, около ста лет назад, наконец нашел около 500 на фотографиях вплоть до 14-й звёздной величины.
Сицилийский наблюдатель Джованни Батиста Годиерна дал первое астрономическое описание скопления в 1654 году: «Первая и самая блестящая из всех звёздных групп; шесть или семь звезд выделяются из остальных», он насчитал 37 звёзд. В 1767 году Джон Митчелл вычислил вероятность любой случайной концентрации такой группы звезд как 1 к 496 000. Это сильно укрепило понимание того, что звездные скопления являются реальными, физическими объектами.
В 1846 году Генрих Медлер интерпретировал точные позиционные измерения и собственные движения в поддержку физической природы этого звездного скопления, но он также пришел к странной идее, что Альциона будет центром тяжести Вселенной. Вильгельм Темпель обратил больше внимания на M45, когда 19 октября 1859 года он обнаружил туманность (NGC 1435) вокруг Меропы с апертурой всего 10 сантиметров. Он метко описал его как « след от дыхание на зеркале». Последовал долгий спор о существовании и возможной изменчивости туманности. В конце концов, он был закончен фотографиями братьев Генри, которые также обнаружили туманность вокруг Майи (NGC 1432). С помощью дальнейших, более глубоких фотографий, Генри смогли позже, в 1888 году, показать всю сложность туманности Плеяд. В 1890 году, используя 90-сантиметровый рефрактор Ликской обсерватории, Эдвард Эмерсон Барнард визуально распознал дополнительную, очень маленькую туманность, очень близкую к Меропе (IC 349).

Астрофизика

На расстоянии всего 425 световых лет Плеяды являются одним из ближайших рассеянных скоплений, значительно ближе чем скопление Улей. Вот почему М45 можно так хорошо наблюдать с Земли. В области 2° на 2° насчитали 500 звёзд, из которых 197 считаются истинными членами скопления. Кроме того, есть 135 возможных звёзд скопления в поле 9° на 9°, что позволит увеличить диаметр скопления с 15 до 70 световых лет. Самая внутренняя область, из 6-8 звёзд Плеяд, видимых большинству наблюдателей невооруженным глазом, измеряется всего 7 световыми годами.
М45 рассматривается как "Розеттский камень" для калибровки астрономической шкалы расстояний, в которой рассеянные скопления играют очень важную роль. Ранее косвенные методы предполагали, что расстояние до Плеяд составляет 500 световых лет, пока спутник Hipparcos не предоставил прямые измерения параллакса, из которых было получено среднее расстояние до скопления в 390 световых лет. Совсем недавно несколько независимых исследований предложили поправки и в настоящее время принятое значение расстояния до Плеяд составляет 425 световых лет.
Эти 6-8 ярких голубых звёзд скопления, видимых невооруженным глазом, являются молодыми звёздами главной последовательности, массами в несколько солнечных. Масса всего скопления Плеяд оценивается в 800 солнечных масс. В 1993 году был получен возраст скопления в 100 миллионов лет путем подбора группы к моделям звездной эволюции. Глин Джонс определил Плеядам дальнейшую продолжительность существования в 250 миллионов лет, прежде чем оно распадется под действием внешних гравитационных сил.
Небольшое число белых карликов в M45 вызывает некоторое удивление, только один из немногих найденных в этой области действительно принадлежит кластеру, в то время как эволюционные модели предсказывают большее число. Это расхождение, которое также имеет место с Гиадами и скоплением Улей, может быть устранено, если большая часть белых карликов скрыта в двойных звёздах как более слабая составляющая. Действительно, двойные системы образуют около 70% звёзд скопления.
В современных исследованиях популярны коричневые карлики: звездообразные, холодные объекты с массой, слишком низкой, чтобы когда-либо начать сжигание водорода (около 0,08 солнечной массы). В М45 были обнаружены коричневые карлики с массой всего 0,028 от солнечной. Эти объекты получают небольшую энергию, необходимую для слабого красного свечения за счет медленного сжатия, которое преобразует потенциальную энергию в тепло и излучение.
В отличие от них, Альциона , яркость которой в 1000 раз превышает солнечную, является самой яркой звездой Плеяд. С западной стороны она сопровождается тремя звёздами и рассматривается как множественная система. Майя - третья самая яркая звезда, Отто Струве подозревал её в некоторой переменностью с малой временной амплитудой. Он даже предположил, что Майя могла бы стать прототипом нового класса переменных - однако современные наблюдения вообще не показали никакой изменчивости.
Плейона, точно переменная, с изменениями яркости между величинами 4,77-5,50 m.. Как и многие другие звёзды Плеяд, она очень быстро вращается. Спектроскопические наблюдения показали, что с 1888 года Плейона трижды проходила фазы, во время которых она образовывала тонкую околозвездную оболочку. Между 1938 и 1952 годами, а также между 1972 и 1987 годами яркость звезды сначала поднималась выше, а затем опускалась ниже нормального уровня. До сих пор неясно, были ли в конце этих фаз эти оболочки потеряны или возможно упали обратно на звезду. Плейона может иметь неразрешенный спутник с орбитальным периодом в 35 лет.
Кроме того, Плеяды содержат большое количество слабых вспыхивающих звёзд, которые могут изменять свою яркость в течение нескольких минут. Они составляют подавляющее большинство из более чем 600 переменных в поле радиусом 5° вокруг M45. В 2003 году было обнаружено, что звезда HD 23642 яркостью 6,9 m. является затменной переменной, а HD 23628 - недавно открытой переменной типа δ Щита.
Пылевые отражательные туманности вокруг Плеяд не являются, как часто цитировали ранее, остатками облака, в котором образовался этот кластер. Учитывая разницу в радиальных скоростях между туманностями и скоплением в 11 км/с, сегодня можно уверенно предположить, что Плеяды как раз проходят через окраины комплекса тёмных туманностей Тельца - Возничего. В течении 3000 лет, это движение скопления приведет к заметному перемещению, эквивалентному диаметру полной Луны на небе.
Голубоватый цвет отражательных туманностей обусловлен голубым цветом самых ярких звезд, рассеянного окружающей пылью, а также повышенным отражением синего света мелкими частицами пыли. Только в одном месте в южной части Плеяд обнаружен слегка красноватый оттенок, это указывает на то, что газ там был ионизирован, в противном случае объясняется недостаточным ультрафиолетовым излучением звёзд скопления.
Меропа окружена самой яркой туманностью в Плеядах. Очень маленькая туманность IC 359 находится всего в 30" или 0,06 световых лет от звезды. Космический телескоп имени Хаббла обнаружил великолепную неровную и разорванную структуру туманности, вызванную излучением Меропы. Эта радиация сепарирует частицы пыли по размеру. Мелкие сдуваются звёздным ветром, а более крупные отклоняются в своем движении. Однако крупномасштабная структура туманности формируется магнитными полями.

Наблюдения

Плеяды - самое впечатляющее звёздное скопление для наблюдений невооруженным глазом. Как правило, видны шесть ярких звёзд. В хороших условиях можно увидеть еще три звезды: Плейону, Целено и Астеропу, увеличив общее число до девяти. Под великолепным альпийским небом автор с уверенностью видел 10 звезд, а некоторые наблюдатели сообщали, что невооруженным глазом различали даже до 18 звезд! Главная трудность заключается не в яркости звезд скопления, а в умении различить их по отдельности. Некоторые наблюдатели использовали простые средства, чтобы закрыть свет от Альционы или других ярких звёзд. При этом даже невооруженным глазом была заявлена видимость туманности Меропы, но вряд ли существует какое-либо достоверное подтверждение.
Бинокль - это идеальный оптический инструмент для наблюдения за Плеядами, они кажутся россыпью ярких бриллиантов. Атлас и его жена Плейона следуют за своими семью бело-голубыми дочерьми на небольшом расстоянии, 30 более слабых звёзд создают изящный фон. Под тёмным, ясным небом туманность Меропы (NGC 1435, к югу от Меропы) и звёзды в 3' к северо-западу от Альционы видны в бинокль 10х50.
Телескоп позволяет рассмотреть ряд интересных двойных звёзд, некоторые из которых потребуют больших увеличений. Особый интерес представляет легкая пара Burnham 536 в центре скопления: к северу от северо-западного компонента находится слабая (12-ой звёздной величины) звезда-компаньон.
120-миллиметовый рефрактор дает четкое изображение отражательной туманности вокруг Меропы и смутный намек на туманность к востоку от Майи. NGC 1435 имеет треугольную форму, направлена на юго-запад от Меропы и имеет длину около 20’. Непосредственно к востоку от звезды при ближайшем рассмотрении обнаруживается более яркий край с намеком на бахромчатую структуру. Однако NGC 1432 вблизи Майи остается очень трудным объектом для наблюдения.
С помощью 350-миллиметрового телескопа и малого увеличения под ясным, тёмным небом, Плеяды превращаются в тонко структурированную область туманности. Терпеливые наблюдатели могут даже найти различные полосы не слишком трудными для восприятия – это особенно верно для NGC 1435 (Ced 19j-k), к югу от Меропы. Треугольная туманность имеет визуальную размеры 12'х15'х17'. Его северо-восточный край является наиболее ярким и четко очерченным, что намекает на волокнистую структуру, обнаруженную на фотографиях с большой выдержкой. В 3' к северо-востоку от Меропы, заметна тонкая нить туманности 7' в длину и всего 30" шириной, видимая, как самая легкая часть туманности Плеяд, она пересекает две звезды 12-й звёздной величины. Рассеянная, почти круглая туманность лежит в 10' к западу от Альционы (vdB 23, Ced19l). К западу и северу от неё есть несколько очень сложных, диффузных пучков туманности.
Впечатляющим, хотя и очень слабым, является 15' в длину, и около 1' шириной отрезок туманности (vdB 20, Ced 19d), который тянется от центра Плеяд к Электре, проходя чуть южнее от этой звезды. Существует намек на еще более слабый пучок, параллельный Ced 19d, 3' к югу от него. Сравнительно яркой является туманность Майи NGC 1432 (Ced 19f). Его наиболее заметной частью является треугольник в 1,5' к западу от Майи. От него во все стороны тянутся шесть туманных продолжений. Два направленных на Запад (Ced 19c и 19e) сливаются, образуя диффузную завесу вблизи Тайгеты и Целено. К северу до Астеропы добирается слабый Ced 19h. Плейона и Атлас, напротив, кажутся лишенными туманностей.
Самым сложным туманным объектом в Плеядах является IC 349 Барнарда, находящийся всего в 36" к югу от Меропы. Требуется увеличение более 400х и превосходное зрение, чтобы отличить этот маленький объект от яркой звезды. Если Меропу закрыть тонкой проволокой или нитью, установленной в фокальной плоскости окуляра, IC 349 может даже быть видна с 300-миллеметровым телескопом.

1. M45. IC 349, туманность Барнарда, находится всего в 30" от яркой звезды. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М45. Плеяды - ближайший объект Мессье. Звездное скопление в настоящее время движется сквозь пылевое облако, которое освещается в голубым свечением самых ярких звёзд. Бернд Флах-Уилкен.
3. М45. Своеобразное строение отражательной туманности вокруг Плеяд образовано межзвездными магнитными полями. Бернд Либшер.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
4. Негатив М45 с обозначением объектов.
5. Негатив М45 с обозначением объектов.
6. М45, зарисовка. 350-миллиметровый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
7. Таблица самых ярких звёзд в М45
8. М45, историческая зарисовка. Вильгельм Темпель (1859).
9. Таблица двойных звёзд в М45.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК

Онлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2043
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
М46

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2437
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II2r
Расстояние: 4480 с.л. (K2005)
                   4490 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 26 с.л.
Созвездие: Корма
Прямое восхождение:  7h 41.8min
Склонение: -14° 49'
Звёздная величина: 6,1
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 20’
Первооткрыватель: Мессье, 1771

История

М46 был открыт Шарлем Мессье 19 февраля 1771 года, как первый объект после завершения его первого каталога из 45 объектов. Он описал этот объект как: «Скопление очень маленьких звезд, звезды не видны, кроме как в хорошем рефракторе, скопление содержит немного туманности». В 1786 году Уильям Гершель обнаружил в этом скоплении планетарную туманность NGC 2438. Его сын Джон позже описал вид: «Очень красивое богатое скопление, которое заполняет поле. Внутри скопления на его северном краю находится прекрасная планетарная туманность». Он охарактеризовал туманность как «совершенно круглую, со слабым ровным светом. Имеет очень маленькую звезду к северу от центра. Она не ярче к середине и не исчезает, но немного бархатистая по краям».
Лео Бреннер рекомендовал М46 любителям наблюдателям около 100 лет назад, со словами: «Великолепный объект, даже для небольших телескопов. Диаметром 30', очень богатый и яркий. Звёзды 10 m. и ниже. Скопление содержит планетарную или кольцевую туманность диаметром 3,75' значительной яркости».
Кёртис, основываясь на фотографических изображениях, дал характеристику М46, которая не совсем соответствует его внешнему виду: «Очень большое, яркое, редкое скопление диаметром около 25’, в которое входит планетарная туманность 2438».

Астрофизика

М46 и М47 образуют очень привлекательную пару кластеров на зимнем небе. Однако в реальном пространстве они отнюдь не близки. Скорее всего, М46 должна быть в два-три раза дальше, чем М47. М46 расположена в 400 световых годах над плоскостью галактики и является одним из самых богатых скоплений Мессье. Имеет 186 звезд ярче 13-й звёздной величины и в общей сложности, около 500 звезд-членов. Самая яркая звезда в М46 имеет магнитуду 8,7 m. и спектрального класса А2. Кроме того, кластер содержит несколько красных гигантов, которые помогают оценить возраст в примерно 500 миллионов лет.
Планетарная туманность NGC 2438 гораздо моложе, её возраст оценивается всего в 45 000 лет, она видна в северной области M46. Многие исследователи утверждали, что NGC 2438 - это случайный объект переднего плана, но исследование 1996 года показали, что она имеет ту же радиальную скорость, около 60 км/с, что и скопление, измеренное с четырьмя наиболее яркими звёздами, это довольно сильный признак, что планетарная туманность является физическим членом M46.
Физический диаметр NGC 2438, который занимает 66" на небе, оценивается в один световой год. На снимках с длительной экспозицией Дэвид Малин продемонстрировал существование слабого ореола, в четыре раза больше самой туманности, что является типичной чертой многих планетарных туманностей. По-видимому, слабая центральная звезда (17,5 m.) уже потеряла свою мощность излучения и больше не ионизирует туманность. Поскольку видимый свет генерируется постоянными процессами рекомбинации, эта туманность, вероятно, станет невидимой через несколько тысяч лет после того, как резервуар с ионизированным газом будет израсходован.

Наблюдения

В бинокль 10х50 М46 проявляется как туманное пятно размером с полную Луну, немного восточнее от М47. В западной части можно увидеть одну-единственную звезду. Впечатление сильно меняется с помощью небольшого рефрактора, который показывает рой из более чем 50 звёзд.
Приятное впечатление от скопления теряется с большими апертурами и более высокими увеличениями, поскольку звёзды в M46 сгруппированы свободно, без какой-либо конденсации. Большие телескопы демонстрируют яркую оранжевую звезду чуть западнее от самой яркой звезды скопления. Из множества звёздных пар в М46 были каталогизированы две двойные звезды: Barton 1889 (11.1/11.8 m., с позиционным углом 203°) и Barton 1891 (11.9/12.2 m., с позиционным углом 2°), обе с одинаковым расстоянием между компонентами в 4,5".
При использовании 120-миллиметрового рефрактора, планетарная туманность NGC 2438 в северо-восточной части скопления яркостью 10,8 m. и видна как диффузное кольцо со звездой 11-й звёздной величины почти прямо в ее центре. 350 мм. телескоп показывает асимметрию кольца: его более тусклая часть направлена на запад, в то время как самые яркие участки находятся на северном краю. Слабые звёзды видны в темной внутренней части кольца и на его юго-восточном краю. Но нет никаких подтверждений от визуальных наблюдателей ни о гало, ни об истинной центральной звезде. Поляризационный фильтр OIII уменьшает яркость окружающего звездного поля, но подчеркивает детали туманности.

1. М46. В этом рассеянном скоплении находится планетарная туманность. Джим Мисти, Роберт Гендлер.
2. М46. Нахождение в скоплении планетарной туманности NGC 2438 все еще остается предметом дискуссий. Дитмар Бёкер.
SW Dob 10", Celestron Omni XLT 150, HEQ5, Canon 6D, Sigma 35/1.4 art, Samyang 14/2.8, Canon EF 70-300 is, БПЦ 7х50, БГШ 2.3х40

Пойдем гулять ночью? Я покажу тебя звёздам...
Астроюмор в ВК