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

[Alex Ch]

М19

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 15 мм.
Обозначение: NGC 6273
Тип: Шаровое скопление
Класс:  VIII
Расстояние: 45 000 с.л. (RR Lyr, 1999)
Размер: 180 с.л.
Созвездие: Змееносец
Прямое восхождение:  17h 2.6min
Склонение: -26° 16'
Звёздная величина: 6,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 14'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

М19 было обнаружено Шарлем Мессье 5 июня 1764 года, как "туманность без звёзд". Мессье отметил : "Это круглая туманность. Она очень хорошо видна в 3,5 футовый рефрактор. 3' диаметром".
Только 20 лет спустя Уильяму Гершелю удалось разрешить скопление на отдельные звёзды. Его сын Джон Гершель описал М19 так: "Изящное шаровое скопление, с очень маленькими звёздами, от 12-ой до 18-ой звёздной величины, с одной 10 зв.в. и одной звездой 10-11 звёздной величины. Почти круглое, с постепенным нарастанием яркости к середине, но не переходящем в пламя. Изолированное. 3' в диаметре". Адмирал Смит увидел, что М19 имеет "кремово-белый оттенок" и описал его как "слегка блестящее в центре".

Астрофизика

M19 можно считать вторым наиболее ярким шаровым скоплением Галактики - вторым после Омеги Центавра, если не считать, что M54 является членом карликовой галактики SagDEG. М19 находится на расстоянии 45 000 световых лет, что далеко за пределами галактического центра. Это наиболее эллиптичное шаровое скопление на небе, Шепли оценил его как E3-E4 с позиционным углом в 15°.
Богатое и компактное визуальное впечатление от скопления, отражает его большую массу в 1,5 миллиона солнечных. Несмотря на близость к галактическому балджу, где раньше всего началось обогащение тяжёлыми элементами в Галактике, М19 - шаровое скопление с низким содержанием металлов. До сих пор были подтверждены всего восемь переменных в кластере, которые включают в себя три звезды типа RR Лиры и четыре цефеиды. Самая известная переменная - FK Ophiuchi, которая была обнаружена в 1928 году, всего в 1,8' к северу от центра скопления, блеск которой варьируется между 13,5 и 15,6. Самые яркие звезды M19 достигают величины 14,0 m, а средняя звёздная величина 25 самых ярких звезд по мнению Сойер-Хогг, равна 14,8.

Наблюдения

Бинокль 10х50 показывает М19, как яркую круглую туманность. В маленьком телескопе оно имеет размеры 2,5'х3' с заметным удлинением с севера на юг.
Для успешного разрешения на отдельные звезды, понадобится апертура от 125 до 150 мм.. В северо-восточной части скопления выделяется звезда 11-ой звёздной величины. Асимметричная форма становится еще более заметна с большими апертурами, а общий визуальный размер достигает 7,5'х5'. Много шаровых скоплений можно найти в непосредственной близости от М19:
NGC 6293 находится на 2° восточнее, NGC 6284 на 1,6° севернее. Впечатляющий комплекс
темных облаков с названием  "туманность Трубка" начинается с B59, 3° к юго-востоку от М19.

1. М19 имеет отчетливую эллиптическую форму. Бернд Флах-Уилкен

[Alex Ch]

М20

Туманность Тройная
Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6514
Тип: Галактическая туманность
Класс: Эмиссионная туманность
Расстояние: 2660 с.л.(K2005),
Размер: 15 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 2.6min
Склонение: -23° 2'
Звёздная величина: 8,5
Поверхностная яркость: 22 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 20'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

5 июня 1764 года Шарль Мессье обнаружил скопление звёзд, немного выше эклиптики, между луком Стрельца и правой ногой Змееносца. В последующем описании М21, он добавил: "Звёзды этих двух скоплений 8-9 звёздной величины, окружены туманностью". Стоит предположить, что Мессье, как Смит и другие наблюдатели после него, на самом деле не видел туманность, а из-за несовершенства его хроматического рефрактора, вместо этого он увидел скопление неразрешенных звёзд.
Открытие М20 иногда приписывают Лежантилю. Это основано на ошибочной идентификации в девятнадцатом веке Бигурданом, который по ошибке принял описание Лежантилем М8 за М20, по неправильным координатам.
Уильям Гершель был, несмотря на его северное расположение в Англии, первый, кто однозначно распознал туманность. Он каталогизировал М20, как три отдельных части и сообщил: "Три туманности, слабо соединены, образуют треугольник. Посередине находится  двойная звезда". 26 мая 1786 года, он добавил примечание об отдельной северной части.
Популярное название М20, туманность Трифид, обязано Джону Гершелю, когда он отметил: "Трифид, три туманности с пустотой посередине, в центре которой находится двойная звезда". Эта центральная тёмная полость, была позже каталогизирована Барнардом под номером 85, в его каталоге тёмных туманностей. Кёртис в 1918 году, окончательно определил общий угловой размер М20, на снимке с большой выдержкой, он составил 24'х20'.

Астрофизика

В физическом плане М20, тройная туманность или Трифид, скорее состоит из двух компонентов, что хорошо показано на цветных фотографиях. Круглая центральная область дважды ионизированного водорода, светящаяся красным светом Hα, окружена синим свечением отражательной туманности.
Однако идея тройственности, относится только к визуальному впечатлению в центральной части. Она разделена на три, а при ближайшем рассмотрении на четыре части разного размера, разделённые тёмными облаками. Звезда HD 164492, спектрального класса O7, находится рядом с центром туманности, прямо вблизи с слиянием темных полос. Это самый яркий компонент очень молодой, со множеством звёзд, системы, похожей на Трапецию в М42. Она обеспечивает мощное излучение, которое заставляет сиять окружающую туманность.
М20, очень молодая область звездообразования, находящаяся на более раннем эволюционном этапе, чем Туманность Ориона. Форма области дважды ионизированного водорода, всё ещё остаётся круглой правильной формы. Большинство звёзд до сих пор скрыто в плотной тёмной части туманности. Следовательно, возраст этого звездного скопления (HN 40 или ADS 10991) составляет менее 400 000 лет. Общий размер туманности М20, составляет 15 световых лет, а расстояние в 2660 световых лет делает ее объектом переднего плана по отношению к соседям по небу, М20 (?) и М21. Следовательно, она не принадлежит ассоциации Стрелец OB1.
В 1997 году на фотографиях, сделанных космическим телескопом имени Хаббла, показано плотное облако газа и пыли вблизи центра М20. На его кончике, обращенном к горячему излучению центральной звезды, было обнаружено несколько “испаряющихся газовых глобул” ("EGGs","яиц"). Эти очень компактные и небольшие облака до сих пор выдерживали испарение, и каждое из них содержит звезду на заключительных стадиях формирования. Более того, из темного облака, исходящего от очень молодой звезды, появляется струеобразный газовый "палец" длиной около половины светового года. Все эти структуры должны быть разрушены радиацией от горячей центральной звезды в течение следующих 10 000 лет.
Звезда магнитудой 7,5 (HD 164514) к северу от красной эмиссионной туманности, довольно яркая, но недостаточно горячая, чтобы ионизировать окружающий ее газ. Следовательно, её синий свет рассеивается пылевым компонентом внешней туманности М20. Фотографии с большой выдержкой показывают, что эта отражательная туманность, одна из самых больших в своем роде, целиком окружает центральную часть, как вуаль. Получается что, свет центральной звезды может также способствовать этому.
Область M20 содержит множество переменных 14-ой звёздной величины и слабее, в том числе 85 звезд типа T Тельца, которые характерны для молодых туманностей. Однако компоненты центральной звезды, не являются переменными.

Наблюдения

М20 выглядит эффектно на фотографиях, но это не яркий объект для визуальных наблюдений. Оценки его общей яркости находятся в диапазоне от 6,3 m до 9,0 m, что подчеркивает неопределенность оценок визуальными наблюдателями.
В бинокль М20, это сложный объект для наблюдения, просто слабое пятно вокруг яркой звезды 6.9 звёздной величины. Это впечатление не сильно меняется при использовании небольших телескопов. Поверхностная яркость туманности довольно низкая, однако на темном небе, даже слабая северная часть М20 видна в большой бинокль. Она окружает звезду 7-ой величины, в 8' к северу от центральной звезды.
Тройственность более яркой южной части М20 можно увидеть в гигантский бинокль (20х100) или в телескоп с апертурой от 100 мм., если объект находится достаточно высоко на небе. Темные полосы встречаются рядом с центральной звездой HD 164492 (HN 40, ADS 10991), которая сама находится в самой яркой части туманности. Маленькие телескопы могут разделить эту множественную звезду на два компонента величиной 7,5 m (А) и 10,0 m (В), разделенных
на 6,3" с позиционным углом в 20 °, так же третий компонент C с магнитудой 8,7 m, лежащий в 11" южнее. Последний имеет спутник 10,5 m (D) в 2,3" с позиционным углом 281 °, который требует больших апертур. Гораздо слабее компонент E находящийся в 6" к югу от C, а A - чрезвычайно близкая двойная с расстоянием всего 0,04", что даёт множественную систему из 6 звезд в общей сложности.
М20 в 280 мм. телескоп, это впечатляющий объект, богатый деталями и хорошо сочетающийся с его изображениями на фотографиях. Центральная часть туманности имеет размер 7' на 7'. Три тёмных полосы вторгаются в неё с юго-востока, запада и востока, чтобы встретится юго-западнее от центральной кратной звезды. Эта часть туманности содержит около 25 видимых звёзд. Многие из них изучены и являются переменными, подобными звёздам в Туманности ОрионаОтделённая полосой поглощения в 3' северная отражательная туманность смешана с темными туманностями и ярче всего вокруг звезды которую она окружает.
Очень слабая туманность окутывает всю восточную сторону М20, и затрагивает район эмиссии на северо-востоке. Также тусклая туманность затрагивает северо-запад, но западная и восточная части свободны от этого кокона. Общий визуальный размер M20 достигает 17'х20'.
Наблюдения М20 с апертурами от 500 мм. вблизи зенита, например в Намибии или в Австралии, позволяют заметить  визуальную разницу в цветах между двумя частями туманности. Яркая центральная часть имеет розоватый оттенок из-за эмиссии Hα, которая достаточно заметна для человеческого глаза, в отличии от голубоватого кокона. Количество звезд видимых в яркой центральной эмиссионной туманности, превышает 50  и, по крайней мере, столько же видно в
слабой окраине. Они окружены темными облаками, так же, как кокон отражательной туманности. Последний все еще остается заметным к юго-западу.

1. М20. Множественная звездная система HN 40, которая состоит из шести
компонентов, отмечает центр туманности. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М20. В этой темной туманности с щупальцеобразными выступами в
в юго-восточной части, находятся очень молодые звезды. Космический телескоп имени Хаббла.
3. М20. Туманность Трифид, состоит из эмиссионной туманности, показанной красным на цветных фотографиях и кокона пыли, который рассеивает синий свет звезд. Роберт Гендлер.
4. М20. Историческая зарисовка. Уильям Лассел (1862).
5. Таблица компонентов множественной звездной системы HN 40.
6. М20. Центральная область туманности Трифид с множественной звездой системой HN 40. Жозеф Пёпсел, Беат Бехл.
7. 8. М20, зарисовки. 280 мм. Шмидт-Кассегрен, 500 мм. телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.

[Alex Ch]

 рис. 4,5,6

[Alex Ch]

рис. 7,8.

[Alex Ch]

М21

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 15 мм.
Обозначение: NGC 6531
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3p
Расстояние: 3930 с.л. (K2005),
                   4110 с.л. (CMD 2001)
Размер: 20 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 4.6min
Склонение: -22° 30'
Звёздная величина: 5,9
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 18'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

M21 был обнаружен Шарлем Мессье вместе с объектами, с М19 по М22, 5 июня 1764 года. Француз отметил: "Скопление звезд, рядом с предыдущим. Это звезды двух скоплений, с 8-й до 9-й звёздной величины, окруженные туманностью". По-видимому, телескоп Мессье был недостаточно хорошего качества, чтобы показать любой объект правильно: M20 не является звездным скоплением и не существует туманности вокруг M21. Джон Гершель и адмирал Уильям Смит, оба назвали это скопление рассеянным и грубым. М21 не получил особого внимания и со стороны последующих наблюдателей.

Астрофизика

На расстоянии 3930 световых лет, это рассеянное скопление находится в спиральном рукаве Стрельца, как и M8, но немного ближе к нам. M21 также является частью ассоциации Стрельца OB1 и как и все её члены, это очень молодой объект. Могут быть данные о двух отдельных фазах формирования скопления, так как Парк и его коллеги обнаружили несколько звезд в М21 с возрастом всего 4 миллиона лет, в то время как для большинства членов скопления они получили возраст от 7,5 до 8 миллионов лет.
В 1996 году Форбс определил около 105 членов скопления, ярче 15,5 m, в поле диаметром 18'. Самая яркая звезда кластера, HD 164863 спектрального типа B0, имеет магнитуду 7,3. Большинство исследователей рассматривают М21, как довольно концентрированный кластер и
присваивают ему класс конденсации I3r или I3p по Трёмплеру.

Наблюдения

Учитывая его яркость 5.9 зв.в. и тот факт, что его самая яркая звезда достигает солидной величины 6.7 m, M21 должно быть в пределах чувствительности невооруженного глаза. Однако, с несколькими звёздами 6-й величины  в Тройной туманности М20, непосредственно к югу, этот объект трудно отличить от его ближайших соседей.
В бинокль М21 выглядит как маленький звездный узел. Небольшой телескоп разрешает около дюжины членов скопления на туманном фоне. Центр занимает очень компактная группа из трех звезд. С увеличением апертуры, число звезд кластера возрастает до 40 или 50 и неразрешенный
фон исчезает. Границы кластера не очень четко определены на богатом звёздами фоне, сложно судить о форме М21. Его приблизительный размер составляет от 7' до 15' в зависимости от апертуры телескопа.
M21 содержит три двойные звезды, представляющие интерес для визуального наблюдателя (рис.2)
Большая (53'х20') туманность с низкой поверхностной яркостью Sharpless 34 может быть обнаружена в 1° к северо-востоку от М21. 350 мм. телескоп показывает ее как туманный палец, указывающий на северо-запад к облаку Стрельца. Однако без узкополосного фильтра туманности  не видно. Севернее есть похожая структура, но она состоит из слабых звезд, так как, она не меняет контраст при использовании фильтра.

1. Негатив фотографии М21.
2. Таблица двойных звёзд М21.
3. М21 образует видимую группу на небе с М20 и M8. В реальном пространстве, М20 является объектом переднего плана, а М8 находится не намного дальше, чем М21. Герман фон Эйф.

[Alex Ch]

М22

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6656
Тип: Шаровое скопление
Класс: VII
Расстояние: 10 440 с.л. (R2005)
Размер: 100 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение: 18h 36.4min
Склонение: -23° 54'
Звёздная величина: 5.1
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 33'
Первооткрыватель: Иле, 1665 г.

История

М22, было первым обнаруженным шаровым скоплением. Его открыл Авраам Иле в 1665 году, в Лейпциге, Германия, во время наблюдения Сатурна. Последующие наблюдатели Галлей, де Шезо и Мессье упоминают Иле, как первооткрывателя, хотя о нем мало что известно. В 1747 году, Лежантиль описал М22 как туманность "распостраняющую какие-то лучи света вокруг". Скорее всего он был близок, но так и не смог разрешить скопление на отдельные звёзды. Как и Лакайль в 1757 году, который описал как "маленько ядро кометы" и Мессье в 1764 году, отметил 5 июня: "Это круглая туманность, не содержит звёзд, очень хорошо видна с простым 3½ футовым телескопом, 6' в диаметре".
Уильяму Гершелю оставалось признать истинную природу М22 в конце 18 века. Его сын Джон позже прокомментировал: "Превосходное, очень сконцентрированное шаровое скопление. Звёзды с 11 до 15 звёздной величины, не очень хорошо разрешаются. Более сжатый с северной, далее [северо-восточной] стороне, чем в центре". Его современник, отставной адмирал Смит согласился, что это "прекрасное шаровое скопление" и писал: "Оно состоит из очень мелких и густо конденсированных частица света".

Астрофизика

Впечатляющий внешний вид M22 в основном зависит от его относительно близкого расстояния в 10 400 световых лет. Из шаровых скоплений в каталоге Мессье только M4 ближе. В абсолютном выражении М22 очень среднее шаровое скопление: его диаметр составляет 100 световых лет и полмиллиона солнечных масс.
На своей орбите, продолжительностью в 200 миллионов лет вокруг галактического центра, М22 никогда не удаляется дальше 5000 световых лет от плоскости Галактики. И никогда не удаляется от центра Галактики дальше 30 000 световых лет.
Полвека назад, Шепли и Пиз насчитали 70 000 звезд в М22. Сегодня, однако, одна фотография, сделанная космическим телескопом имени Хаббла, показывает 83 000 звезд только в небольшом поле диаметром 3,3 световых года в М22. Самые яркие звезды в скоплении достигают величины 10,7 m, что делает M22 шаровым скоплением с самыми яркими видимыми отдельными звездами. Как минимум 78 звезд являются переменными- ранее обнаруженная переменная Мира была недавно исключена из членства в скоплении.
В 1999 году космический телескоп Хаббла наблюдал возможное гравитационное микролинзирование в М 22. В течение 18 дней звезда в галактическом балдже на фоне плотного центра скопления казалась ярче обычного. Такое событие происходит, когда слабая, небольшой массы звезда кластера пересекает линию визирования к фоновой звезде. Гравитация фоновой звезды затем изгибает свет и временно фокусирует его для наблюдателя. Однако Андерсон и его коллеги (2003) считали, что фоновая звезда - это карликовая новая, пережившая вспышку. С тех пор, другие авторы поделился сомнениями относительно события микролинзирования.
В 1989 году планетарная туманность GJJC 1 (или PK 9-7.1) была открыта в М22 и идентифицирована как оптический аналог инфракрасного источника IRAS 18333-2357. Это было, после обнаружения Pease 1 в M15, только вторая планетарная туманность, найденная в шаровом скоплении. Туманность имеет видимую яркость 15,0 m, размер 10'х7' и окружает центральную звезду 14,3 зв.в.. Вместе с М22 туманность движется через межзвездную среду с относительной скоростью 200 км/с. Это сжимает оболочку планетарной туманности и уносит ее вещество из скопления.

Наблюдения

М22 ярче и имеет больший визуальный размер, чем М13. Кроме того, его самые яркие звезды более чем на звездную величину ярче звезд в М13. На всем небе М22 превзошли только южные шаровые скопления ω Центавра и 47 Тукана.
M22 - легкий объект, который можно увидеть невооруженным глазом. Находясь всего в 1° от эклиптики, скопление часто можно увидеть в тесном сближении с планетами, одно из этих событий привело к открытию Иле.
Бинокль показывает туманный шар, но скромный 65 мм. телескоп начинает разрешать M22 на отдельные звезды. Можно заметить немного овальную форму с позиционным углом в 25°. При наблюдении с большими апертурами, М22 производит впечатление довольно рассеянного шарового кластера.
Тёмная линия разрезает центральную область на большую юго-западную и меньшую северо-восточную части. Визуальный диаметр составляет около 9' с 65 мм. телескопом и достигает целых 20' с 350 мм. апертурой.
Планетарная туманность GJJC 1 находится в 1' к югу от центра скопления. Она образует очень маленькую компактную группу с двумя звездами 15-ой звёздной величины, всего в 2" к северу от него. Несколько наблюдателей сообщили об успешном наблюдения с использованием 500 мм.  или более крупных телескопов, но все, что можно увидеть, является центральной частью туманности, которую легко принять за центральную звезду. Требуется увеличение более 600х и отличное качество атмосферы, чтобы различить туманность и разрешить ее от двух соседних звезд. Автору не удалось наблюдать этот объект с 500 мм. телескопом в Намибии.

1. М22. На этом крупном плане центральной части зарегистрировано около 83 000 звезд. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М22 находится примерно в два раза дальше М4, но в половину ближе, чем М13 Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

М23

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 6494
Тип: Рассеянное скопление
Класс: III1m
Расстояние: 2050 с.л. (K2005),
                   2050 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 20 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  17h 56.8min
Склонение: -19° 1'
Звёздная величина: 5,5
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 35'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

М 23 был открыт Шарлем Мессье вместе с соседними объектами M24, 25 и 26, все в ночь на 20 июня 1764 года. Мессье писал об этом скоплении: "Звезды скопления расположены очень близко друг к другу, 15' в диаметре".
70 лет спустя Джон Гершель сообщил: "Звезда 10-ой звёздной величины, в центре красивого рассеянного скопления из 60 или 70 звёзд, 10-11 зв. в. и одна 9-ой или 10-ой. Они располагаются по линиям и аркам. Оно рыхлое и беспорядочное и небо вокруг него имеет точечный вид". Адмирал Смит был еще более восторженным по поводу наблюдения М23 и писал: "Это элегантный фонтан телескопических звёзд по всему полю зрения при умеренном увеличении. Большая часть скопления наклонная, в направлении к югу, юго-западу, и северу, северо-востоку, со звездой 7-ой величины с краю".

Астрофизика

М23 находится на расстоянии всего в 2050 световых лет, что ставит это скопление на полпути между нами и рукавом Стрельца, ближайшим спиральным рукавом в направлении к центру Галактики. Настоящий диаметр скопления равен примерно 20 световым годам.
Самая яркая звезда в кластере имеет магнитуду 9,2 m и спектральный класс B9. Большинство звёзд скопления 9-11 зв.в., спектральных классов A, F и G. Это предполагает возраст рассеянного скопления в 300 миллионов лет.
Сандерс и Шрёдер каталогизировали в общей сложности 177 звёзд в качестве вероятных членов скопления, находящихся в области диаметром 34'. Оценка разных наблюдателей классификации конденсации по Трёмплеру, дают разные значения, как I2r, II2r или III1m.

Наблюдения

В большинстве стран Европы и на севере США M23 не виден невооруженным глазом, но его можно увидеть южнее. Бинокль показывает рыхлое скопление к юго-востоку от звезды 6-й звёздной величины. Около 40 звезд 9–12 m, распределенных в диаметре 25', покажет маленький телескоп. Некоторые наблюдатели связывают видимые звёздные цепи и группы с китайскими храмами или летучими мышами.
Как минимум две двойные звезды в М23 - интересные объекты для средних телескопов. Они хорошо разделены, но слабые спутники потребуют больших апертур.

1. Негатив М23 и обозначения двойных звёзд.
2. Таблица двойных звёзд в М23.
3. М23 является рассеянным звёздным скоплением с 200 звёздами-членами. Дитмар Бёкер
4. М23 и его ближайший соседи М24, М25, М17, и М18 образуют один из самых красивых регионов ночного неба. Джим Мисти, Роберт Гендлер.

[Alex Ch]

рис. 3 и 4

[Alex Ch]

М24

Малое звёздное облако Стрельца
Степень сложности: 1(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: -
Тип: звёздное облако
Класс: -
Расстояние: 12 000 - 16 000 с.л.
Размер: -
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 16.9min
Склонение: -18° 29'
Звёздная величина: 2,5
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 90'х30'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

Когда 20 июня 1764 года, Шарль Мессье отметил: "Большая туманность, в которой находятся несколько звезд разной величины: рассеянный свет над этим скоплением, делится на несколько частей. 1°30' в диаметре", он не имел в виду NGC 6603, как полагали многие более поздние наблюдатели.
Восьмьюдесятью годами позже, Джон Гершель описал более корректно: "Блестящая концентрированная часть Млечного Пути, почти в виде шаровидного скопления. Звезды 14-ой и 15-ой величины". Последнее замечание явно относится к NGC 6603, которое, находится внутри М24. Смит дал похожее описание:  "Прекрасное звездное поле, в густо усеянной звездами части Млечного Пути, занимает большое пространство со значительным количеством звездной пыли".
В 1905 году Агнес Клерк прокомментировала: "Видна невооруженным глазом как
тусклое облачко возле µ Стрельца и названа Секки "Delle Caustiche" (Каустическая Долина) из-за своеобразного расположения звезд в лучи, дуги, кривые и переплетенные спирали".
Изучая фотопластинки в 1918 году, Кёртис описал соседние темные туманности, которые были открыты Барнардом в 1913 году: "Две темные туманности, с более крупной западной частью, размером около 14'х8', наблюдается разительный контраст, между плотной частью Млечного Пути и пустыми местами".

Астрофизика

Обозначение M24 было дано Малому звездному облаку Стрельца, которое следует отличать от Большого облака Стрельца к югу от M8. M24 не содержит никаких других каталоговых имен, поскольку не имеет физической идентичности. В действительности, это просто большое количество звезд на значительном диапазоне расстояний от 12 000 до 16 000 световых лет, видимых на площади 1,5°х0,5°, проходящее сквозь плотные завесы межзвёздной пыли, что делает их похожими на облака из звёзд.
Окно в M24 замечательно тем, что открывает вид через наш локальный спиральный рукав, так и спиральный рукав Стрельца-Киля, в которой мы находим довольно много соседних объектов Мессье, глубоко в следующий спиральный рукав Нормы, к галактическому центру.
Обычно, область которую мы можем наблюдать вблизи плоскости Галактики, ограничивается всего несколькими тысячами световых лет, потому что в среднем межзвёздное поглощение равно 1 звёздной величине на 1000 световых лет. Но фактическое поглощение, сильно варьируется из-за неравномерного распределения межзвёздных пылевых облаков и в направлении М24, мы можем видеть дальше, чем половина расстояния до центра Галактики. Еще более прозрачная область к югу от звезды μ Sgr [Стрелец], которая называется «Окном Бааде», дает нам представление о внутреннем галактическом балдже, на расстоянии 30 000 световых лет. Оно даже позволяет рассмотреть  шаровые скопления позади галактического центра, который находится всего в 4°.
В пределах М24 мы можем найти рассеянный кластер NGC 6603, лежащий на расстоянии 12 000 световых лет и диаметром 18 световых лет. Этот очень компактный объект, напоминает M11, но находится более чем в 2,5 раза дальше в спиральном рукаве Нормы. Его свет уменьшен от межзвездного поглощения всего на 1,5 звездных величины. Возраст этого далекого рассеянного скопления оценивается в 200 миллионов лет.
Глубина обзора в районе М24 демонстрируется на примере двух различных объектов находящихся рядом. Двойная звезда Burnham 639, 10' к югу от NGC 6603, находится в спиральном рукаве Стрельца-Киля, на расстоянии 7800 световых лет. Более яркая звезда магнитудой 6,4 m, гравитационно связана со спутником 7,9 зв.в., на расстоянии 18" (с позиционным углом 52°). Еще ближе к нам находятся два компактных темных облака B92 и B93 на северном краю M24. Они принадлежат нашему спиральному рукаву и обозначают, так сказать, вход в смотровой туннель всего в нескольких сотнях световых лет.
Еще один объект переднего плана, находящийся на расстоянии 4100 световых лет, это крошечная планетарная туманность NGC 6567 к востоку от звездного облака M24, а так же южнее переменная типа δ Цефея, WY Стрельца с периодом 21.85 суток и изменением яркости между 7.5 и 8.6 зв.в.. Другие объекты в М24, включают в себя рассеянное скопление Collinder 469 на расстоянии  4700 световых лет, с 32 определёнными и 14 предполагаемыми членами кластера и Markarian 38 (Biurakan 5) на аналогичном расстоянии, с 12 вероятными звёздами-членами.

Наблюдения

М24 легко определяется невооруженным глазом, как небольшое, яркое и вытянутое звездное облако. Оно занимает центральное место среди девяти представителей каталога Мессье видимых невооруженным глазом, в богатой объектами области Млечного Пути.
Вряд ли найдется другой объект Мессье, столь впечатляющий в простой бинокль. Под темным небом, даже бинокль 8х30, покажет богатство этого огромного звёздного облака прямоугольной формы. Два наиболее впечатляющих примера темных туманностей, B92 и B93, заметны у северного края M24. Больше темных облаков находятся на востоке и юго-востоке.
При использовании больших биноклей 20х100, две темных туманности внутри M24 выделяются особенно хорошо. Они кажутся чернильно-черными с диффузными, размытыми границами.
Только B92 имеет всего одну звезду в своей темной области. Недалеко от северного края М24, есть две темные полосы, пересекающие звездное облако, разделяя его на длинные острова. Они образовались независимо около B92 и распространяются оттуда на юго-запад. Сама М24 распадается на мириады звезд, самые яркие из которых достигают 8-ой звёздной величины. Видимая плотность звезд, является одной из самых высоких на всём небе, выделяя M24 на общем фоне. LDN 294, 318 и 325 образуют комплекс темных облаков вдоль южной и восточной окраин М24. Восточный край особенно впечатляет, прямым разрезом, длиной в 3°.
Звездное скопление 11-ой звёздной величины NGC 6603 в восточной части M24 легко теряется из виду в небольшие телескопы. Его разрешение требует апертуры от 200 мм., так как самые яркие звезды кластера только 14 зв.в.. С 350 мм. телескопом, можно рассмотреть, компактное скопление из 80 звезд, в диаметре всего 10'.

1. M24. Через «туннель» в Млечном Пути, наш взгляд достигает половины расстояния до центра Галактики, в то время как окружающие темные пылевые облака скрывают все звезды на расстоянии в несколько тысяч световых лет. Филипп Келлер.
2. Негатив М24 с обозначением объектов.

[Alex Ch]

М25

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: IC 4725
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3m
Расстояние: 2020 с.л. (K2005),
                   2020 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 17 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 31.6min
Склонение: -19° 15'
Звёздная величина: 4,6
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 30'
Первооткрыватель: де Шезо, 1746

История

M25 было обнаружено швейцарским наблюдателем Жаном Филиппом де Шезо в 1745 или 1746 годах. Однако, Мессье об этом не было известно, в то время, когда де Шезо посылал письмо в Парижскую академию наук с сообщением о своих открытиях, оно было только зачитано на собрании и не опубликовано в печати. Следовательно, Мессье сделал независимое открытие этого "скопления малых звезды" 20 июня 1764 года и писал: "Звезды этого скопления несколько сложны для наблюдения с простым 3-х футовым рефрактором, без заметной туманности. 10' диаметром".
Позже Адмирал Смит заметил: "Это рыхлое скопление больших и малых звезд в Млечном Пути. Сконцентрированная часть скопления принимает дугообразную форму и обильно рассыпана на юге, сверху, где в центре находится симпатичная кучка крошечных мерцающих огоньков, вокруг которых много звездной пыли".
Гершели заметили M25. Следовательно, несмотря на наблюдения Смита и других, оно не получило обозначение NGC. В 1866 году, Юлиус Шмидт заново открыл этот кластер, наблюдая из Афин, но только в 1908 году, M25 было включено во второй Индекс Каталог (IC), как запись № 4725, после позиционного измерения Бейли.

Астрофизика

М25 имеет характерный вид рассеянного скопления, его самой яркой звездой, является U Sgr [Стрелец], классическая переменная типа δ Цефея. Её яркость регулярно меняется между величинами 6,3 m и 7,1 m, с периодом 6,75 суток (Ирвин, 1956). Эта звезда даёт оценку расстояния в 2020 световых лет, при физическом размере скопления в 17 световых лет.  Эта оценка располагает M25 в промежуток между нашим местным спиральным рукавом (рукав Ориона-Лебедя) и следующим, внутренним спиральным рукавом Стрельца-Киля, скопление находится примерно на 150 световых лет ниже галактической плоскости.
M 25 насчитывает около 220 известных звёзд-членов, которые страдают на 1,6 звёздной величины и значительного покраснения от межзвёздного поглощения. Общая масса скопления была оценена в 2000 солнечных масс, а возраст оценивается от 30 до 100 миллионов лет.
Вторая по яркости звезда в скоплении, находится северо-восточнее и имеет светимость 6,8 m, имея очень подходящий красный спектр для фотометрии U Стрельца. M25 содержит еще одну переменную, V3508 Стрельца (7.7–8.0 зв.в.), которая относится к типу γ Кассиопеи, а также пять горячих звезд  с эмиссионными линиями бериллия (Be).
Классификация кластера меняется от автора к автору, особенно поразительны их разные оценки конденсации по Трёмплеру. Классы I2p, I3m и IV3r были предложены для M25.

Наблюдения

M 25 можно увидеть невооруженным глазом в 5° к востоку от M24. Бинокли - хороший выбор для наблюдения этого рассеянного скопления, они разрешают около дюжины звезд.
С небольшим телескопом лучше всего использовать небольшие увеличения. Это позволит рассмотреть 30' кластер, насчитывающий 50 звёзд, с уплотнением к центру. Две изогнутые звездные цепи проходят через скопление с востока на запад.
Большие апертуры, покажут желтый цвет яркой доминирующей звезды вблизи центра, переменной U Стрелеца. Она также является двойной (Burnham 966), со спутником магнитудой 9,6, находящимся на расстоянии 66,5" с позиционным углом 253°.

1. В М25 доминирует цефеида U Стрельца. Дитмар Бёкер

[Alex Ch]

М26

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6694
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II3m
Расстояние: 5160 с.л. (K2005)
Размер: 12 с.л.
Созвездие: Щит
Прямое восхождение:  18h 45.2min
Склонение: -9° 24'
Звёздная величина: 8,0
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 8'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

Шарль Мессье открыл М26, 20 июня 1764 года и описал звёздное скопление: "С трёхфутовым телескопом их невозможно разрешить, требуется хороший инструмент. Это скопление не содержит никакой туманности. 2' в диаметре". Время от времени, открытие М26 приписывают Лежантилю в 1749 году, но это не так. В то время как француз описал положение М26, он фактически наблюдал "Туманность Кирха" М11.
М26 не пользовался популярностью у более поздних наблюдателей. Джон Гершель охарактеризовал его как: "Заметно большой, довольно богатый, довольно сжатый, звёзды от 12 до 15 звёздной величины", в то время как Смит сообщал: "Маленькое и грубое, но яркое скопление звёзд. Основные члены этой группы, лежат почти в вертикальном положении с экваториальной линией".

Астрофизика

М26, довольно среднестатистическое рассеянное скопление и одно из наименее изученных объектов Мессье. Находится на расстоянии около 5200 световых лет и имеет физический диаметр около 12 световых лет. самая яркая звезда в скоплении всего 10,3 звёздной величины, спектрального класса B8. Светимость снижена от межзвёздного поглощения пылью на 1,8 m.
При возрасте около 90 миллионов лет, считается довольно молодым.
По данным Грубиссича, по крайней мере 69 звёзд можно отнеси к скоплению. В исследованиях 1940 года, Каффи заметил, что в 3' от центра, видно меньше звёзд скопления, скорее всего это связанно с межзвёздным облаком пыли, находящимся перед кластером. Различные классификации по Трёмплеру были даны для M26: II2r, I1m и II3m.
Интересным членом кластера, является звезда типа R Северной короны FH Щита. Её яркость может упасть на короткое время, без какой либо видимой причины, от нормального значения в  13.4 m, до 16.8 m. Эти события вызваны спорадическим образованием облаков околозвездной пыли во внешней атмосфере этой очень холодной сверхгигантской звезды. Всякий раз, когда это происходит на видимой стороне, видна лишь малая часть от нормальной светимости.

Наблюдения

При наблюдении в бинокль, М26 кажется слабой маленькой туманностью в звездном поле, вблизи южного края облака Щита. Чтобы разрешить это скопление на отдельные звезды, нужна более мощная оптика.
В 50 мм. рефрактор M26 слабо впечатляет, только пять звезд видны рядом с самым ярким членом скопления. Лучший вид достигается с апертурой 120 мм., оно покажет от 15 до 20 звезд на туманном фоне.
Телескопы от 300 до 350 мм., покажут от 30 до 40 звезд кластера. Более высокие увеличения необходимы для того, чтобы самая яркая звезда 10-ой величины выделялась среди других. Становится заметна беззвездная пустота к северу от центра, вокруг нее сгруппированы более яркие звезды. Визуальный размер скопления - 8'.

1. На негативе отмечена звезда FH Sct.
2. М26, невзрачное звездное скопление в галактическом спиральном рукаве Стрельца. Стефан Бинньювис.

[Alex Ch]

А вот и продолжение! 

М27

Туманность Гантель
Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6853
Тип: Планетарная туманность
Класс: III+II
Расстояние: 1150 с.л.(2004),
                   1350 с.л.(1999)
Размер: 3 с.л.
Созвездие: Лисичка
Прямое восхождение:  19h 59.6min
Склонение: -22° 43'
Звёздная величина: 7,4
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 8,4'х6,1'
Первооткрыватель: Мессье, 1764

История

Открытие М27 Шарлем Мессье 12 июля 1764 года, было первым открытием планетной туманности. Он описал свою находку словами: "Туманность без звезд, её хорошо видно с помощью простого 3,5 футового рефрактора, она имеет овальную форму и не содержит никаких звезд, 4' в диаметре".
Уильям Гершель был первым, кто узнал необычную форму гантели, но полагал, что это был "двойной слой звезд очень большой протяженности, один конец которого обращен к нам." Позже его сын Джон, дал туманности её популярное название: "туманность в форме гантели". Он продолжил свое описание:  "С эллиптическим контуром, завершенным слабым туманным светом. Прохождение оси симметрии через центры двух главных масс от 30° до 60°. Диаметр эллиптического свечения заполняет пространство, почти равное расстоянию между осями (7' или 8'). Не поддается разрешению, но я вижу в ней четыре отчетливые звезды: 1-я 12-ой величины на юге около края; 2-я 12-ой или 13-ой величины, почти диаметрально противоположна; 3-я 13-ой величины на севере предшествующей четверти и 4-я 14-ой или 15-ой величины около центра". В более позднем описании Джон Гершель назвал М27 "формой, напоминающей песочные часы, с овальным контуром и гораздо менее плотной туманностью. Центральную массу можно сравнить с позвонком или гантелью. Южная голова более плотная, чем северная."
Адмирал Смит с энтузиазмом говорил о "великолепии и исключительности объекта, это одна из тех удивительных загадок, которые остались от Бога."
Лорд Росс подробно изучил М27 в свой огромный телескоп. Ирландский аристократ писал: "Для этого требуется чрезвычайно хорошая ночь и довольно высокое увеличение, тогда видно, что она состоит из бесчисленных звезд, смешанных с туманностью, и когда мы переводим взгляд от телескопа на Млечный Путь, сходство настолько поразительно, что невозможно не чувствовать довольно сильное убеждение, что туманность в обоих случаях происходит от одной и той же причины". Конечно, он не мог догадываться, как ошибался под впечатлением от увиденного.
Генрих д'Арре описал M27 как «Очень большая и яркая, два объекта с переходом между ними. В яркой южной части, можно заметить эксцентрично расположенное светлое пятно, северное часть не такая яркая» Прошло более 100 лет с момента открытия, пока Уильям Хаггинс смог объяснить природу этой туманности, используя тогда новый метод спектроскопии: «Свет этой туманности, после прохождения через призмы, оставался сосредоточенными в яркой линии. Эта линия казалась туманной по краям. Никаких следов других линий, как и слабого непрерывного спектра обнаружено не было». Это наблюдение ясно показало, что M27 не состоял из слабых неразрешенных звезды, а из светящегося газа.
В 1918 году, Кёртис описал M27 так: «Гантель» Туманность в Лисичке. Один из «гигантов» планетарного класса, имеющий большое значение в теориях планетарных туманностей из-за лёгкой видимости внутренних деталей».

Астрофизика

С точки зрения видимой яркости планетарных туманностей, М27 занимает второе место по величине 7,4 m, сразу после гораздо близкой туманности NGC 7293 "Улитка" 7,3 m, но с гораздо более высокой поверхностной яркостью. В качестве учебного примера объектов своего класса, туманность "Гантель" может быть самой изученной планетарной туманностью, за исключением M57 туманности "Кольцо".
Маленькая центральная звезда, которая вызывает ионизацию окружающей туманности, имеет величину всего 13,5 m, но относится к очень горячим звёздам, спектрального класса (O7, 85,000K). Имеет компаньона 17-й величины, на расстоянии от центральной звезды в 6,5" с позиционным углом 214°, найден в начале 1970-х годов Кедвортом. Обе звезды находятся на расстоянии около 2500 а.е..
Морфология туманности сложна. Самая внутренняя эллиптическая оболочка, которая окружает центральную звезду, имеет размеры 1,2' на 0,8' и удлинена с позиционным углом в 130°. Перпендикулярно ему, наблюдается часть туманности в виде "песочных часов" размером 4,5' на 2,5'. Сами же "песочные часы" встроены в более слабый эллипс (8,4 'на 6,1' с позиционным углом 125°), который был документально подтверждён Джоном Гершелем.
Квиттер и коллеги в 1991 году, обнаружила слабый, 15,5' на 13,3' ореол с той же ориентацией, что и яркая центральная часть. Папамасторакис позже сообщил об уточнении размера ореола до 17'. Поверхностная яркость внешнего ореола, примерно в 1000 раз меньше, чем у основного компонента туманности, и она деформируется с позиционным углом в 60° в результате движение М27 в межзвездной среде.
Сравнивая изображения Hα/Hβ М27 с изображением туманности в имиссионной линии OIII, наблюдаются отличия во внешнем виде и размере.
Физический диаметр М27 может достигать 6 световых лет, если для расчёта применяется расстояние более 1350 световых лет, которое является результатом измерений параллакса космического телескопа Хаббла для центральной звезды. Это говорит о очень большом размере М27.
Внутренняя область туманности "Гантель" выглядит очень неровной и полной узлов, это видно на фотографии космического телескопа им. Хаббла, сделанной в 2001 году. Эти субструктуры имеют размеры от 20 до 60 миллионов километров (то есть, доли астрономической единицы) и содержат около трех масс Земли каждая. Они находятся возле неровной границы, между горячим ионизированным газом, идущим изнутри и прохладной, нейтральной внешней оболочкой в форме тора (бублика). Расширяющаяся ионизация обнажает более устойчивые холодные комки, которые происходят из более раннего, богатого пылью звёздного ветра бывшего сверхгиганта.
Самая сильная ионизация во внутренней туманности обнаруживается в двух структурах, которые выходят из центральной звезды в направлении на 70 ° и 240 ° и могут указывать на ось вращения центральной звезды. Эти структуры имеют достаточную плотность, чтобы быть непрозрачными, и они отбрасывают «тени», промежутки ионизации, на внешние области туманности.
Внешняя туманность расширяется со скоростью 2,3" за столетие. Она представляет собой остатки звёздного ветра бывшего холодного супергиганта, скопившиеся за несколько десятков тысяч лет.
Внутренние области двигаются быстрее на 6,8" в столетие и проталкиваются в более медленную, прохладную оболочку. Если не считать появления горячей центральной звезды, последние оценки говорят, что возраст М27 около 9000 лет. Это делает туманность "Гантель" моложе, чем более далекая М57 "Кольцо".

Наблюдения

М27 очень хороший объект для телескопов всех размеров. Даже 30 миллиметровый бинокль показывает эту туманность в виде небольшого облачка света. Вид с 50 миллиметровым бинокуляром, даже намекает на форму песочных часов.
В телескоп апертурой 65 мм., M 27 выглядит вытянутым с позиционным углом в 30 ° с закругленными концами на длинной оси песочных часов и диффузными границами к северо-западу и юго-востоку. На юго-западном крае есть более яркая звезда и внутри туманности видны две слабые звезды. Самая яркая часть туманности - это асимметричная пирамида в южной половине песочных часов, которая проходит от центра к юго-восточному краю. Область к востоку от центра имеет пятнистую окраску, а северная половина туманности является самой яркой на краях. Слабые расширение туманности лучше всего видно при малом увеличении с помощью светофильтра для туманности. Они простираются в обе стороны вдоль малой оси песочных часов. С этими «ушками», M27 имеет визуальную протяженность 5'× 6', без них только 5'× 3'.
В больших телескопах "уши" настолько очевидны, что более яркие песочные часы теперь определяют только малую ось, в то время как "уши" формируют большую ось в направлении 120°. 350 миллиметровый телескоп показывает в общей сложности 14 звезд в туманности. Они включают яркую звезду 10-й величины в юго-западном углу, которая теперь видна внутри M 27. Самая яркая часть туманности начинается от точки 20" к западу от центральной звезды 13-й величины и доходит до юга, где она расширяется и сливается с южным краем. Туманные нити тянутся отсюда на восток и запад, окружая центральную часть. Северная часть М27, имеет гораздо более сложную структуру и содержит больше звезд. Наиболее заметна яркая, изогнутая нить на северо-восточном крае, а также яркая граница, которая начинается от 3' к северу от центра и поворачивает на юго-запад. Есть также отдельные темные области, непосредственно к югу и востоку от центральной звезды, а также к северу от звезды 10-й величины, упомянутой выше.
Слабо видна нитевидная структура "ушей", та, что на востоке, кажется немного более слабой. Оба становятся очень яркими с узкополосным фильтром (OIII), который увеличивает видимый размер M27 до 9'×6', удлиненный с углом 115°. Темное прерывание овального края видно на юго-западе. Даже самая яркая нить слабого гало, протянувшаяся на 3' к западу от главной туманности, может быть еле различима.
Переменная звезда NSV 24959 находится на северо-западном краю M27. Она была обнаружена Леосом Ондрой в 1991 году, просто путем сравнения различных изображений туманности на титульных страницах различных астрономических журналов. Это переменная звезда типа Мира Кита с предполагаемым периодом 213 дней и изменением яркости по меньшей мере между 14,3 и 15,1. Окончательная оценка его типа и его статуса как подтвержденной переменной все еще ожидается. Летом 2005 года в области M27 была обнаружена еще более слабая переменная. Вероятно, это карликовая нова типа WZ Стрелы, которая изменяет яркость между значениями 15,5 и 22,5.

1. Таблица размеров туманности "Гантель"
2. М27. Туманность Гантель - самая яркая планетарная туманность в каталоге Мессье. Филипп Келлер.
3. М27. Только длинные фотоэкспозиции показывают слабый ореол. Джеральд Реман, Майкл Ягер.
4. М27. Часть из юго-западного квадранта туманности. Кислород обозначен синим цветом, водород - зеленым, а комбинированные линии серы и азота - красным. Космический телескоп  им.Хаббла.
5. М27 350 миллиметровый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.
6. М27 исторические зарисовки. Биндон Стоуни и Лорд Росс (1849), Джон Гершель (до 1833), Уильям Лассель (1862), Герман Карл Фогель (1885).

[Alex Ch]

рис. 4,5,6.

[Alex Ch]

М28

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6626
Тип: Шаровое скопление
Класс:  IV
Расстояние: 34480 с.л. (2001)
Размер: 100 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение:  18h 24.5min
Склонение: -24° 52'
Звёздная величина: 6,8
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 10'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

Шарль Мессье, обнаружил М28 27 июля 1764 года, всего в 3° от уже известного М22. Он отметил в ту ночь: "Она не содержит ни одной звезды, круглая, ее нельзя легко наблюдать с помощью простого 3,5 футового рефрактора и 2 дюйма в диаметре."
Несколько лет спустя Уильяму Гершелю удалось разрешить М28 на отдельные звезды и ему пришлось опровергнуть характеристику Мессье. Его сын Джон описал его как "Сильно сжатое шаровое скопление, не очень яркое, но довольно богатое, звезды 14-15-й величины." Смит согласился с тем, что звезды скопления очень малы.

Астрофизика

М28 и М22 имеют физический диаметр 100 световых лет, но М28 находится более чем в три раза дальше, на расстоянии 34500 световых лет. Его общая масса оценивается в 500 000 солнечных масс.
М28 одно из шаровых скоплений галактического балджа. Несмотря на близость к галактическому центру, где раньше всего образовались тяжелые элементы, М28 демонстрирует такое же низкое содержание металлов, как и шаровые скопления, расположенные дальше в галактическом гало. Возможно, изменения в орбите вокруг центра галактики, привели М28 из гало на его нынешнее место.
Шепли заметил эллиптическую форму этого скопления и определил отношение осей как 9:10. Хогг измерил среднюю магнитуду 25 самых ярких звезд скопления, равную 14,7.
В 1949 году, Джой открыл переменную звезду скопления с периодом 19 дней, принадлежащую к типу W Девы. Другая переменная в M28, это V2342 Стрельца класса RV Тельца,с периодом в 92 дня. Эта звезда, расположенная в 1' к юго-востоку от центра скопления, меняет свою яркость между величинами 13.1 и 13.8 m. Кроме того, в M28 известны 13 переменных типа RR Лиры, очень характерных для шаровых кластеров, а также четыре красные нерегулярные переменные. Особый интерес представляет миллисекундный пульсар (см. М4) с периодом 3 мс, открытый в 1987 году. Только недавно, десять пульсаров были обнаружены в М28 с помощью радиотелескопа в Green Bank. В настоящее время, M28 имеет самую большую известную популяцию пульсаров из всех скоплений Мессье.

Наблюдения

Его очевидная близость к популярному М22, обрекает М28 быть редко наблюдаемым объектом Мессье, хотя его самые яркие отдельные звезды достигают солидной величины в  12 m. Отдельные звёзды скопления разрешаются уже при использовании апертуры в 100 мм., однако, не ближе 2' от центра. С большими апертурами, создаётся зрительное впечатление звёздных цепочек с большими промежутками между ними. Наиболее заметная цепь звёзд направлена на север, начинается от ядра. В сочетании со второй изогнутой цепью дальше на западе, они создают впечатление ножниц, которые заканчиваются звездой 12-й величины в 1.7' к северу от центра кластера. Общий визуальный размер M28 достигает 5' с 350 мм. телескопом.
Значительно меньшее и более слабое шаровое скопление NGC 6638 (9,1 m) находится в 1,5° к юго-востоку от М28. Оно заметно с апертурами от 50 мм. или более.

1. М28 в три раза дальше своего соседа по небу, М22. Бернд Флах-Уилкен.

[Alex Ch]

М29

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Наименование: NGC 6913
Тип: рассеянное скопление
Класс: I2mn
Расстояние: 3740 с.л. (K 2005)
                   5220 с.л. (2004)
Размер: 10 с.л.
Созвездие: Лебедь
Прямое восхождение: 20h 23.9min
Склонение: +38° 32'
Звёздная величина: 6,6
Поверхностная яркость: -
Видимый размер: 10'
Первооткрыватель: Мессье 1764 г.

История

М29 был найден Шарлем Мессье 29 июля 1764 года и описан как "Скопление семи или восьми очень маленьких звезд, которые видны в простом 3,5 футовом рефракторе, в виде туманности." Это замечание продемонстрировало, насколько плохи были хроматические линзы времен Мессье.
Джон Гершель, уже используя большие рефлекторы, позже охарактеризовал
М29 как "Грубое скопление из 8 крупных звезд (10-й звездной величины) и дюжины или двадцати меньших в округлой форме. Адмирал Смит нашел его привлекательным с меньшей апертурой и отметил как: "Аккуратный, но маленький звёздный кластер". Описание Кёртиса (1918) фотографического внешнего вида является, напротив, очень сухим: "Скопление больших и маленьких звезд, бедное, мало сжатое".

Астрофизика

M29 не является довольно очевидным рассеянным скоплением. Однако если оно не находилось прямо в Млечном Пути и не страдало от межзвёздного поглощения в 3,5 раза (Хилтнер, 1954) - которое пропускает только 5% его света, на его месте мы бы увидели блестящий кластер 3-й величины в нашем небе. Поглощение, на самом деле, показывает мелкомасштабную структуру, настолько, что некоторые звезды к северу и югу от центра скопления тускнеют на целых 5 звёздных величин!
Вместе с соседними скоплениями IC 4996 и Be 86, M29 принадлежит к той же ассоциации молодых и горячих звезд класса OB1, которые придают звездному облаку Лебедя большую часть своей яркости. Дополнительные члены этой ассоциации включают переменные P Лебедя, 44 Лебедя и серповидную туманность NGC 6888, которая является редкой оболочкой звездного ветра Вольфа-Райе.
Пять самых ярких звезд М29 - голубые сверхгиганты со спектральными классами B0 и B1 и светимостью в 160 000 Солнц. По крайней мере, две из них являются переменными: HD 194378 (V2031 Лебедя) - это затменная двойная звезда с изменениями яркости между величинами 8.5 m. и 8.7 m. Тем не менее, Бош (Boeche) и др. утверждали, что на самом деле, это не физический член скопления. HD 229221 (V1322 Лебедя) - это переменная типа γ Кассиопеи, которая меняет свою яркость между величинами 8.8 m. и 9.7 m. HD 229239, третья по яркости звезда в M29, также может быть переменной. Эти горячие звезды явно указывают на очень молодой возраст скопления. Мэсси и коллеги оценили его в 4-6 миллионов лет.
Герц насчитал 229 звёзд, вероятных членов скопления, которые образуют область ядра, размером 5' и корону в 32'. В классификации по Трёмплеру, несколько авторов дают существенно разные оценки. В литературе мы находим классификации III3pn, II3m и I2mn, где «n» относится к расширению туманности вокруг γ Лебедя, в частности к ветви DWB 51, расположенной всего в 20' к западу от M29.

Наблюдения

М29 можно увидеть невооруженным глазом как слабую "звезду", но для детального наблюдения потребуется бинокль. Компактное скопление тогда можно рассмотреть как узел звезд, в то время как разрешить на отдельные звезды возможно с небольшим телескопом при увеличении 50x. Небольшой телескоп показывает характерный рисунок М29, который выглядит как уменьшенная версия Плеяд, несмотря на некоторое отсутствие яркости. Число звезд в скоплении увеличивается с дюжины 100 мм. телескопе до примерно вдвое большего числа в 350 мм. апертуру. Стоит упомянуть слабые звезды внутри яркого узора в виде коробочки, которые, как кажется, образуют цепочку в направлении с севера на юг.
Туманность DWB 51, входящая в комплекс γ Лебедя, находится в 50' к северо-западу от M29 и видна с помощью 350 мм. телескопа и узкополосного фильтра.

1. М29 сильно страдает от межзвездного поглощения. Стефан Хойц, Вольфганг Райс.
2. M29 находится в богатой части Млечного пути, недалеко от γ Лебедя. Стефан Бинньювис.