Автор Тема: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky  (Прочитано 9946 раз)

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
М47

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2422
Тип: Рассеянное скопление
Класс: III2m
Расстояние: 1600 с.л. (K2005)
                   1620 с.л. (Hipparcos, 1999)
Размер: 14 с.л.
Созвездие: Корма
Прямое восхождение:  7h 36.6min
Склонение: -14° 29'
Звёздная величина: 4,4
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 30’
Первооткрыватель: Годиерна, 1654

История

M47 был открыт до 1654 года сицилийским астрономом Джованни Батиста Годиерной. Он однозначно описал свою находку как «туманность между двумя собаками». Наблюдения Годиерны были забыты до 1984 года, когда была найдена брошюра с его заметками о наблюдениях.
Следовательно, Шарль Мессье сделал независимое открытие M47 19 февраля 1771 года. Он отметил в ту ночь: "Звёздное скопление, недалеко от предыдущего (М46). Звёзды крупнее, скопление не содержит туманности». Однако при расчете положения Мессье допустил ошибку, связанную со знаком и, следовательно, M47 стал недостающим объектом для многих последующих наблюдателей. Освальд Томас наконец идентифицировал M47 с NGC 2422 в 1934 году - вполне возможно, по счастливой случайности. В 1959 году Т.Ф. Моррису было поручено окончательно разрешить это дело, проверив расчеты Мессье и обнаружив его ошибку. Интересно, что пропавший M47, "призрачный объект", получил свой собственный номер NGC: 2478.
Уильям Гершель не знал этой истории, когда он независимо обнаружил M47 4 февраля 1785 года. Его сын Джон позже описал это скопление: «Большое, довольно богатое, разбросанное скопление». Смит увидел «великолепное поле больших и малых звёзд, расположенных в форме напоминающей ромб», а также заметил самую яркую (7-й звёздной величины) звезду скопления с компаньоном на расстоянии около 20". Преподобный Уэбб описал M47: «Большая широкая группа, видимая невооруженным глазом, слишком большая даже для увеличения 64х».

Астрофизика

Рассеянное скопление М47 визуально разительно отличается от М46, его видимого соседа на небе, который на самом деле в три раза дальше. Следовательно, эти два кластера не являются физической парой.
M47 содержит по крайней мере около 50 звезд в области диаметром 30', некоторые источники предполагают 117 членов. Физический диаметр довольно скромный, от 12 до 15 световых лет.
Классификация по Трёмплеру M47 отличается от автора к автору, как и у других кластеров. Были предложены II3m, I3m, и III2m.
Уолленквист заявил, что средняя плотность звёзд составляет 0,2 звезды на кубический световой год, а в самом центре она достигает 3,5. Однако скопление не выглядит таким богатым, потому что в большом количестве слабых членов преобладают несколько ярких звёзд скопления, все голубые гиганты. В этом M47 напоминает Плеяды. Самая яркая звезда М47 имеет звёздную величину 5,7, что соответствует светимости 1250 Солнц. Межзвёздное поглощение равное 0,2 m., вызванное межзвездной пылью в направлении М47, довольно мало – около 0,5 m. были бы нормальным для этого расстояния.
Остается неясным, являются ли два красных гиганта в поле М47, каждый из которых имеет около 200 солнечных светимостей, истинными членами кластера или нет. С учетом этой неопределенности оценки возраста для кластера делятся на два варианта: около 100 миллионов или около 30 миллионов лет соответственно.
Самая яркая из нескольких звезд с линиями излучения Be в M47 - HD 60856, к юго-западу от центра скопления, яркостью 8,0 m.. Другим примечательным объектом кластера является KQ Кормы с очень большой амплитудой изменения светимости - около 5 звёздных величины! На фотографиях прекрасно видно, что эта звезда - насыщенный красный гигант. В завершении стоит отметить, двойную звезду Σ1121, пара 7,9-звёздной величины с разделением 7,4", прямо в центре скопления.

Наблюдения

M47 можно воспринимать как скопление звёзд невооруженным глазом, поскольку самые яркие представители кластера заметно выше предельной величины для очень темного ночного неба. Самые впечатляющие виды открываются в бинокль: голубые звёзды скопления придают ему великолепия. При наблюдении с помощью телескопов с увеличением более 50х кластер теряет эту особенность. Вместо этого подчеркиваются пустоты между несколькими яркими звездами. Заметны лишь несколько коротких изогнутых звездных цепочек.                                                       
Даже маленькие телескопы разрешают двойную звезду в центре скопления. Самая яркая звезда скопления на западе от M47 - тоже двойная звезда с компаньоном 9,5 m. (Σ1120) на расстоянии 19” - та, о которой говорил Смит. Еще три двойные звезды находятся в пределах досягаемости любительских телескопов (рис 1.)
Слабое рассеянное скопление NGC 2423 находится в 40' к северу от центра M47. В бинокль 10х50 оно выглядит как туманность, но телескоп показывает рыхлое скопление 11-й звёздной величины и более слабых, рассеянных на 15', с одной выделяющейся яркой звездой 9 m.. В реальности NGC 2423 находится в два раза дальше, чем более крупное M47 размером 30'. В широком поле зрения кластеры создают приятный контраст. Так же недалеко находится М46, всего в 1,5° восточнее.

1. Таблица двойных звёзд в М47.
2. М47 и М46 образуют интересную (но не физическую) пару рассеянных кластеров. М47 напоминает Плеяды удалённые в три раза, в то время как М46 является одним из самых богатых скоплений каталога Мессье, не смотря на расстояние в десять раз большем, чем Плеяды. Стефан Бинньювис.
3. Негатив М47 с обозначением объектов.
« Последнее редактирование: Март 21, 2020, 12:33:54 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #76 : Февраль 03, 2020, 15:51:21 »
М48

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2548
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I3r
Расстояние: 2510 с.л. (K2005)
                   2540 с.л. (CMD, 2005)
                   2510 с.л. (с учётом собственного движения, 2002)
Размер: 22 с.л.
Созвездие: Гидра
Прямое восхождение:  8h 13.8min
Склонение: -5° 45'
Звёздная величина: 5,8
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 30’
Первооткрыватель: Мессье, 1771

История

M48 был обнаружен Шарлем Мессье 19 февраля 1771 года. Он описал этот объект как «скопление очень слабых звезд без туманности». Как и в случае с М47 той же ночью, он ошибся в своих расчетах и обозначил координаты объекта на 5° севернее истинного положения. Таким образом, M48 считался одним из потерянных объектов Мессье и кластер был известен только как NGC 2548,  до тех пор, пока в 1959 году Т.Ф. Моррис не указал на его идентичность с отсутствующим объектом Мессье.
Следовательно, Иоганн Элерт Боде сделал независимое открытие этого звездного скопления в 1782 году. В его маленьком звездном атласе мы находим этот объект на его истинном месте, а также "Мессье 48" с его ошибочными координатами, 5° севернее. Еще одно независимое открытие M 48 было сделано сестрой Уильяма Гершеля Каролиной в 1783 году. Она увидела «красивое скопление очень сжатых звёзд, довольно богатое, диаметром 10' или 12'».
50 лет спустя Смит написал о M48: «Великолепная группа, расположенная в богатой, покрытой далёкими звёздами области, она заполняет поле зрения и имеет несколько небольших пар, главным образом 9-й звёздной величины». Примерно в то же время Джон Гершель хвалебно писал: «Прекрасное скопление, которое заполняет все поле; звезды от 9-й и 10-й до 13-й величины и ни одной тусклее, но вся область неба, на которой оно расположено, усеяна бесконечно мелкими точками света».
Лорд Росс полагал, что скопление «пронизано темными полосами и пустотами», в то время как Мёдлер насчитал около 100 звезд и написал: «Без четких границ, так что некоторые звёзды лежат далеко от центра. В более плотной части есть заметная двойная звезда». Бреннер также назвал M48 «очень красивым объектом» и упоминает двойную звезду «около середины, с 7” расстоянием между компонентами».

Астрофизика

М48 находится на расстоянии 500 световых лет от галактического диска и в 2500 световых годах от нас. Это примерно в шесть раз больше расстояния до Плеяд.  Если измерять диаметр М48 с учётом дальних компонентов, то он достигает 54', но основная, центральная часть имеет около 30', что соответствует физическому диаметру 22 световых года.
M48 состоит по меньшей мере из 80 членов, но недавние исследования говорят, что 323 звезды с вероятностью 30% являются членами кластера, а 165 звёзд с вероятностью более 70%. Среди них есть три оранжевых гиганта спектральных классов G и K. В своих ядрах эти эволюционировавшие звезды уже сжигают гелий. Самая яркая звезда из них магнитудой 8,2 m., так же является и самой яркой звездой кластера. Однако, самая яркая звезда главной последовательности имеет спектральный класс A1 и звёздную величину 8,8. Таким образом, возраст кластера оценивается в 300 миллионов лет.
Здесь мы также обнаруживаем разногласия по вопросу классификации по Трёмплеру. Классы I2m, I2r и I3r можно найти в литературе.

Наблюдения

М48 находится в западной части длинного созвездия Гидры, недалеко от зимнего Млечного Пути. В отличных условиях это большое рассеянное скопление довольно легко увидеть невооруженным глазом. На характер скопления уже намекает вид в бинокль 10х50: центральный узел из звёзд окружен ореолом тусклых светил.
Небольшой телескоп дает ещё более ясное представление об этом двойном характере кластера: центральная область 20' на 10', вытянутая с позиционным углом 30°, состоит из более ярких звёздных пар и коротких цепочек. Она заключена в слабое свечение более тусклых звёзд, диаметром почти в 1°. Окраины М48 кажутся вытянутыми с позиционным углом 120°, под прямым углом к центральной области.
В центре скопления имеется значительное количество звёздных пар и невозможно определить, какую двойную имели в виду Мёдлер и Бреннер: h 2435 (9.6/9.7 m., разделением 6.9", позиционный угол 207°) или Burnham 904 (9.2/10.8 m., разделением 3.3", позиционный угол 183°). Наилучший вид, независимо от апертуры, достигается при малых увеличениях от 15 до 50х.

1. Включая окраины скопления, M48 почти в два раза больше диска полной Луны. 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #77 : Февраль 04, 2020, 14:00:57 »
М49

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4472
Тип: Галактика
Класс:  E4
Расстояние: 53.1 млн с.л.  (V2004)
                   50.3 млн с.л.  (2000)
                   46.9 млн с.л.  (PN, 2000)
                   54.4 млн с.л.  (SBF, 2000)
Размер: 157 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение:  12h 29.8min
Склонение: +8° 0'
Звёздная величина: 8,4
Поверхностная яркость: 22.1 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 10,2'х8,3'
Первооткрыватель: Мессье, 1771

История

М49 стала первой из скоплений галактик Дева, замеченных человеком. Шарль Мессье открыл её 19 февраля 1771 года и охарактеризовал как «туманность». В 1779 году через скопление Девы прошла комета, яркость которой была сравнима с яркостью M49. В тот раз итальянский наблюдатель Ориани совершил независимое открытие М49, Мессье к тому времени ещё опубликовал свое открытие галактики. Адмирал Смит в своем Бедфордском каталоге позднее перепутал даты этих двух наблюдений, что привело к частым ложным цитатам Ориани как первооткрывателя М49. Смит отметил в своем наблюдении M49: «Яркая, круглая и четко очерченная туманность. При увеличении в 93 крата, в поле зрения есть только две телескопические звезды, и туманность, имеющая жемчужный вид». Его соотечественник и современник Джон Гершель посчитал М49 «чрезвычайно ярким».
Несколько лет спустя Д'Арре считал, что он видел «бесчисленные группы звезд при увеличении 147х, на периферии туманность может быть разрешена на звёзды 13-й и 14-й звёздной величины». Очевидно, не зная истинной природы М49, Д'Арре посчитал, что наблюдал шаровое скопление. Наверняка подобные толкования не были редкостью в начале визуальных наблюдений, когда астрономы еще не были подвержены влиянию фотографических изображений объектов.
Кёртис внимательно изучил фотографии M49 и написал: «Очень яркое ядро не является звездным, что хорошо заметно при 3-минутной экспозиции. Почти круглое, 2' в диаметре, быстро исчезающий к краям. Никакой структуры не видно, хотя спиральный характер подозревается около центра на коротких экспозициях».

Астрофизика

M49 - вторая по яркости галактика скопления Девы, и она образует его второй центр. Она лишь немногим меньше М87 и имеет радиальную скорость 1000 км/с в направлении основного центра скопления Девы. Внешний диаметр M49 составляет около 160 000 световых лет, в пределах которого более яркая центральная область занимает примерно 85 000 световых лет.
M49 имеет более желтый оттенок, в отличии от большинства галактик в скоплении Девы, что указывает на больший средний возраст ее звёзд и отсутствие газа и пыли для образования новых.
Она была классифицирована как эллиптическая галактика типа E4, несмотря на свидетельства наличия некоторой спиральной структуры в самой внутренней, обычно чрезмерно засвеченной центральной области. Арп включил М 49 в свой атлас пекулярных галактик как объект № 134. Он рассматривал слабую галактику UGC 7636 на юго-востоке как взаимодействующий спутник. В 1998 году в UGC 7636 было обнаружено несколько голубых объектов - молодых массивных звёзд возрастом всего 100 миллионов лет, а в 1994 году был обнаружен хвост длиной 5'. Оба открытия являются существенным доказательством взаимодействия, что в будущем UGC 7637, вероятно, будет разорван приливными силами М49.
Более ранние оценки считали M49 самым массивным объектом скопления Девы, но, согласно современным данным, M87 рассматривается как основная галактика. Тем не менее, видимое (светящееся) вещество только в M49 насчитывает около 200 тысяч миллионов солнечных масс, и это, вероятно, только «верхушка айсберга». Включая невидимую «темную материю», М49 может иметь в десять раз больше массы. В его центре находится массивная черная дыра, насчитывающая около 500 миллионов солнечных масс. Кроме того, на рентгеновских снимках Chandra и ROSAT обнаружен хвост горячего газа, направленный от M49 на нашу линию прямой видимости, который отражает правильное движение этой галактики относительно межгалактического газа скопления Девы.
Система шаровых скоплений, окружающих М49, оценивается в впечатляющие 5700 объектов, найденных на угловом расстоянии 23' от ядра галактики. Есть любопытная особенность: кажется, она состоит из двух разных возрастных групп. Некоторые авторы, соответственно, высказывали предположения о слиянии галактик в далеком прошлом, от которого M49 мог унаследовать шаровые скопления двух разных эпох образования. Другие авторы скорее рассматривают это просто как вопрос двух типов металличностей, а не разных возрастов.
До сих пор была обнаружена одна сверхновая в М49: 1969Q достигла звёздной величины 13.0 в июне того года и стал лишь немногим слабее, чем звезда переднего плана к востоку от ядра галактики. В северо-западной части M49 есть переменная звезда IL Девы типа RR Лиры находящаяся в нашем галактическом гало.  Она достигает максимальной яркости 19,0 m. и имеет координаты 12h 29min 41s, +8° 0' 55".

Наблюдения

M49 яркий объект и его легко увидеть в бинокль 10х50. Тем не менее, он не демонстрирует внутреннюю структуру даже в больших телескопах. Маленький рефрактор покажет круглое яркое ядро с большим ореолом диаметром около 3'.
Звезду магнитудой 12,5, 45" к востоку от центра галактики, можно увидеть при наблюдениях в большие апертуры. Очень маленькая, компактная галактика NGC 4467 (14,5 m.), 4,2' к западу от ядра M49, является самой яркой из нескольких галактик-компаньонов (рис. 2) и единственной видимой с помощью 350-мм. телескопа.

1. М49, рисунок, 350-миллиметровый телескоп системы Ньютона. Рональд Стоян.
2. Таблица галактик вокруг М49.
3. M49 центральная галактика южной части скопления Девы. Стефан Хойц, Вольфганг Райс.
4. Негатив М49 с обозначением объектов.
« Последнее редактирование: Февраль 04, 2020, 14:31:08 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #78 : Февраль 04, 2020, 15:27:10 »
М50

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: невооруженный глаз
Обозначение: NGC 2323
Тип: Рассеянное скопление
Класс: II3r
Расстояние: 2870 с.л. (K2005)
                   3260 с.л. (CMD, 2003)
Размер: 13 с.л.
Созвездие: Единорог
Прямое восхождение:  7h 2.7min
Склонение: -8° 23'
Звёздная величина: 5,9
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 15’
Первооткрыватель: Кассини, 1711

История

Вполне возможно, что Джованни Доменико Кассини обнаружил это рассеянное скопление в 1711 году, согласно сообщению его сына, опубликованному после смерти отца. Шарль Мессье, должно быть, искал эту «туманность» в 1771 году, но только 5 апреля 1772 года он по счастливой случайности нашел «скопление маленьких звёзд, различной яркости», так как он случайно наткнулся на нее, наблюдая комету того года. Боде, ничего не знавший о работе Мессье, искал скопление Кассини в 1774 году и обнаружил «небольшое звёздное скопление под брюхом единорога, на туманном фоне, с четырьмя маленькими звездами на западе».
Шестьдесят лет спустя Джон Гершель прокомментировал M50: «Превосходный кластер, заполняет все поле, неравномерно круглый, звезды от 11 до 15 звёздной величины, не сжатый посередине, разбросанные звёзды простираются по окружности диаметром 30’». Д'Арре же, напротив, рассматривал М50 как «скопление маленьких звезд» и видел «красную звезду вблизи одного края». Адмирал Смит отмечал: «Неправильной круглой формы и очень богатое, занимающее своими многочисленными выбросами большое поле, и состоящая из звезд от 8-й до 16-й звёздной величины».
Лео Бреннер рекомендовал М50 как «великолепный объект для малых телескопов» и оценил его диаметр в 30'.

Астрофизика

Рассеянное скопление М50 находится на расстоянии около 2900 световых лет от нас и лежит всего в 70 световых годах ниже галактической плоскости. Его видимый размер 15' на 20', соответствует физическому диаметру около 13 световых лет, в то время как плотная внутренняя область 10' равна 8 световым годам. Классификации Трёмплера не согласуются друг с другом, и для M50 были даны значения I2m, II3m, II3r.
Клария с коллегами определили 109 вероятных членов скопления среди 175 звёзд в области М50, в то время как Валленквист обнаружил только 50 вероятных звёзд скопления. Недавние исследования, однако, снижаясь до гораздо более слабой предельной звёздной величины 23, предполагают 2050 звезд-членов.
Самая яркая звезда скопления - красный гигант спектрального типа K3 с яркостью 7,8 m., находящийся в 7' к югу от центра скопления. В отличие от этого, вторая по яркости звезда (8,3 m.) – голубая, её можно найти в северо-восточной части скопления.
Вопреки более раннему мнению, M50 не принадлежит к довольно молодой ассоциации CMa-OB1, которая физически связана с туманностью IC 2177 и звездным скоплением NGC 2353. Согласно ранним оценкам, возраст M50 составлял около 78 миллионов лет, но недавно они были пересмотрены в сторону увеличения, и теперь оцениваются в более 100 миллионов лет.

Наблюдения

В хороших условиях M50 виден даже невооруженным глазом. 10×50 бинокль демонстрирует яркое скопление с проблесками около 10 звёзд на туманном фоне. М50 выглядит слегка вытянутым с позиционным углом 45°, его самая яркая звезда находится южнее, немного снаружи скопления.
При наблюдениях в небольшие телескопы, 50 звезд 8-й звёздной величины и более тусклые нерегулярно сгруппированы. В большие телескопы можно насчитать до 150 звёзд. Внешние элементы кластера, кажется, организованы в группы и петли. Пустоты без звезд уменьшают яркость скопления.
Скромные телескопы покажут оранжевую звезду к югу от центра скопления. А 350-мм. телескоп продемонстрирует еще одну вблизи восточной границы скопления. Кроме того, стоит упомянуть две двойные звезды, подходящие для небольших телескопов: h 748 состоит из двух звезд 8,5/10,6 m., разделенных на 6,8" с позиционным углом 173° и Barton 392 слабее, с величинами 11,5 m. и 11,6 m., разделённых 4,2" (позиционный угол 217°).

1. Негатив М50 с обозначением объектов.
2. Согласно современным исследованиям, M50 может содержать более 2000 звезд. 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #79 : Февраль 05, 2020, 19:04:44 »
М51

Галактика Водоворот
Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 5194-5
Тип: Галактика
Класс:  Sc / Irr
Расстояние: 26.8 млн с.л.  (2003)
                   27.1 млн с.л.  (1996)
Размер: 87 000 с.л./ 43 000 с.л.
Созвездие: Гончие Псы
Прямое восхождение:  13h 29.9min
Склонение: +47° 12'
Звёздная величина: 8,4
Поверхностная яркость: 22.0 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 11,2'×6,9'/5,6'×4,5'
Первооткрыватель: Мессье 1773/Мешен 1781

История

Эта знаменитая спиральная галактика была открыта Шарлем Мессье 13 октября 1773 года, когда он следил за кометой того же года. Очевидно он заметил только более яркое из двух ядер (NGC 5194), так как его первоначальная заметка, воспроизведенная во второй версии каталога, гласит: «очень слабая туманность без звёзд». Более поздняя, написанная от руки записка Мессье отдаёт честь Пьеру Мешену, как первооткрывателю второго ядра (NGC 5195) в ночь на 21 марта 1781 года. Соответственно, в его третьем издании каталога говорится: «Она двойная, каждая с ярким центром, отдалённым друг от друга на 4' 35”. Две атмосферы соприкасаются друг с другом. Одна слабее другой».
Иоганн Элерт Боде совершил независимое открытие М51 в ночь на 5 января 1775 года. Он описал галактику как «маленькую слабо светящуюся туманность, вероятно, вытянутой формы», что в значительной степени верно, при визуальных наблюдениях в небольшой современный телескоп. Поэтому, хотя он и не выделил NGC 5195 в качестве отдельного объекта, он был первым, кто заметил свет из галактики-компаньона.
В 1833 году Джон Гершель увидел «очень яркое круглое ядро, окруженное на расстоянии туманным кольцом». Сегодня данное наблюдение считается первым намеком на спиральную природу галактики. Сам Гершель думал, что М51, это далекий Млечный Путь. Однако по-настоящему знаменитые наблюдения М51 были сделаны третьим графом Россом из замка Бирр в Ирландии. В сентябре 1843 года с помощью небольшого телескопа он ещё не мог увидеть «кольцо Гершеля». Но в 1845 году лорд Росс направил свой новый гигантский телескоп на М51 и отметил: «Спиральная структура, с последовательным увеличением становится более сложной. Связь спутника с большой туманностью не подлежит сомнению. Самая заметная из спиральных туманностей». Голод в Ирландии, охвативший всю страну, повлиял тогда на астрономическую деятельность лорда, и его следующее наблюдение M51 датируется 26 апреля 1848 года, когда он увидел «спиральность главного ядра очень ясно, также спиральную структуру в меньшем ядре».
Для сравнения, Генрих Д'Арре имел в своем распоряжении только скромную апертуру в 11 дюймов, когда он записал: «Ядро А очень большое и яркое, оно окружено ярким двойным кольцом, которое становится ярче с позиционным углом 37° и 98°. Ядро B большое и становится ярче к центру».
Первые фотографии, демонстрирующие всю красоту этой галактики и ее спиральную структуру, были сделаны в 1889 году. Кёртис дал подробное описание М51 в 1918 году, по результатам анализа фотографий с длительной экспозицией: «Красивая спираль М51 в Гончих Псах. Включая очень слабую материю к северу от NGC 5194, едва заметную в любой из очень многочисленных опубликованных зарисовках, она занимает площадь около 12'х6' с позиционным углом в приблизительно 30°. Звездообразное ядро в NGC 5194, и спиральные обороты показывают множество звёздных конденсаций. Туманность-спутник NGC 5195, имеет яркое удлиненное ядро и более диффузный вид, без заметной спиральной структуры с несколькими разрывами, которые предполагают эффекты поглощения».

Астрофизика

NGC 5194 и NGC 5195, которые вместе образуют объект №51 каталога Мессье, представляют собой наиболее популярный пример пары взаимодействующих галактик на нашем небе. Меньшая галактика NGC 5195 обращается вокруг большой спирали NGC 5194 с наклоном к галактической плоскости в 73°. В настоящее время спутник находится примерно в 500 000 световых лет позади северного спирального рукава главной галактики, а последняя сближение произошло около 400 миллионов лет назад.
Данное событие не прошло без последствий для обеих галактик. NGC 5194 демонстрирует ярко выраженные спиральные рукава, после приливного взаимодействия с NGC 5195 запускаются один за другим процессы усиленного звездообразования в спирали. Некоторые из более чем 1000 каталогизированных областей звездообразования и молодых звездных скоплений, видимых в виде красных и синих узлов, не старше 10 миллионов лет. Яркой особенностью являются спиральные рукава, которые асимметрично изогнуты и вытянуты в сторону компаньона. На снимках с длительной выдержкой, NGC 5195 демонстрирует приливные хвосты, в которых звезды были ускорены до очень эксцентрических орбит, которые ведут их далеко за пределы галактики.
Космический телескоп "Хаббл" не только позволил очень точно измерить расстояние до М51, но и сделал снимки в высоком разрешении центра основной галактики. Центральная область в 120 световых лет известна как источник ультрафиолетового и радиоизлучения, а также как объект Seyfert-2 (см. М77) и имеет структуру поглощения в форме буквы «Х».  Она содержит объект размером всего 5 световых лет, но примерно в миллион раз ярче Солнца, который скорее всего является аккреционным диском чёрной дыры. Наблюдения с помощью планетарной камеры HST, предоставили доказательства существования скрытого в пыли ядра галактики с массивным центральным звёздным скоплением. Из внутреннего диаметра в 45 световых лет излучается эквивалент 23 миллионов солнечных светимостей. Радионаблюдения показали биполярную структуру ядра с северной дугой и южным газовым облаком, которое нагреваться джетом из ядра.
Вытянутая овальная область размером 11"х16" (1500×2100 световых лет) вокруг центра имеет светимость 100 миллионов Солнц и массу около 40 миллионов солнечных. Здесь выделяются красные гиганты, возраст которых составляет 5-8 миллионов лет. На снимках HST, Ламерс и его коллеги (2002), также обнаружили 30 голубых точечных источников, расположенных вдоль спиральных рукавов, яркостью между 21,4 и 24,3 m., в пределах 1000 световых лет от ядра. Предположительно, это одиночные звезды с массой от 12 до 120 солнечных. Бик и др., обнаружили 877 звёздных скоплений в пределах от 3000 до 10 000 световых лет от ядра, но нет четких свидетельств усиленной активности звездообразования, которая должна была быть вызвана близким столкновением с NGC 5195 400 миллионов лет назад. По мнению Ламерса и его коллег, имеющегося в настоящее время газа хватит еще на 200-400 миллионов лет дальнейшего звездообразования.
Основная галактика, NGC 5194, имеет общий диаметр 87 000 световых лет, что делает ее немного меньше по размерам, чем наша Галактика, но она содержит только 10% от массы Млечного Пути. Спутник NGC 5195, был классифицирован как неправильная галактика типа M82 (I0). Однако недавние исследования, указывают, что это спиральная галактика с баром (SB0psc или SB0a (r)). Последнее сближение привело к большому звездному взрыву, который поглотил большую часть газа и плотных молекулярных облаков в этой галактике. Следовательно, в настоящее время в NGC 5195 мало звезд моложе спектрального класса B5. Её центральная область, диаметром 120 световых лет, покрыта спиральным рукавом NGC 5194 и подвергается межзвёздному поглощению от 1,3 до 2,0 звёздных величин.
M51, или Arp 85 в каталоге взаимодействующих галактик, образует центр тяжести группы галактик на расстоянии около 27 миллионов световых лет. Помимо M63, членами группы являются NGC 5023 и 5229, а также UGC 8313, 8331 и 8683.
До сих пор в М51 наблюдались три сверхновые. SN 1945A взорвалась в NGC 5195, и достигла 14-й звёздной величины 8 апреля 1945 года. Американские астрономы-любители Армстронг и Паккетт обнаружили сверхновую 2 апреля 1994 года, всего в 2000 световых годах от ядра NGC 5194. Совсем недавно, 27 июня 2005 года, немецкий любитель Вольфганг Клер стал счастливым первооткрывателем еще одной сверхновой в этой галактике (2005cs), на этот раз в 40" к югу от ядра, яркостью 14,0 m..

Наблюдения

Два ядра М51 можно разглядеть в бинокль 10х50. С помощью малого телескопа обе галактики выглядят как небольшие туманности, с разделением в 6'.
В 120-мм. Рефракторе, M51 яркий и довольно впечатляющий своей двойной структурой объект, но в остальном остается непримечательным. Основная галактика NGC 5194, покажет яркую широкую центральную часть, окруженную ореолом рассеянного света размером 3', без какого-либо намека на спиральную структуру. NGC 5195 имеет размер всего в 1', она видна как туманность со звездообразным центром, слегка вытянутым в направлении север-юг.
Требуется апертура 200 мм. при среднем увеличении, чтобы увидеть первые признаки спиральной структуры M51. С 350-миллиметровым телескопом она становится действительно впечатляющей и четко очерченной. Благодаря симметрии и асимметрии своих спиральных рукавов двойная галактика приобретает уникальный вид. Один рукав с несколькими яркими, рассеянными пятнами начинается на юге, изгибаясь на северо-восток. Затем он направляется прямо на NGC 5195, только чтобы резко отклониться западнее, всего в 2' к югу от её ядра. Там рукав выглядит ярче всего и его можно проследить еще на 3' к юго-западу, прежде чем он исчезнет в рассеянном фоновом свечении.
Другой спиральный рукав начинается в 1,5' к западу от ядра, явно обособленный от него. Двигаясь на юг, он сначала проходит мимо звезды переднего плана, а затем описывает полукруг вокруг ядра, сохраняя расстояние от него в 3'. Он хорошо отделен от другого спирального рукава тёмным провалом, пока, наконец, не заканчивается в 2,2' к востоку от центра галактики. Слабый участок спирали, направленный на юг, заметен на юго-западном краю галактики.
В ядре NGC 5194 можно различить три уровня яркости в 350-миллиметровый телескоп, с размерами 20", 1' и 2', слегка вытянутыми с позиционным углом в 10°. В отличие от этого, ядро галактики-спутника NGC 5195, остается по внешнему виду практически звездообразным. Оно включено в яркий сигарообразный бар длиной 1,7’ с позиционным углом 175°. На западе бар соединён с полукруглым ореолом, который выглядит немного ярче в середине и на краю. Восточнее бара есть только слабая структура, которая нацелена на NGC 5194, но не соединяется с её приближающимся спиральным рукавом. Этот "мост", как и приливные хвосты вокруг NGC 5195, требуют больших апертур или долгой фотоэкспозиции. Из множества слабых звезд переднего плана, 350 мм. телескоп с уверенностью покажет только одну, расположенную в 2' к юго-западу от ядра NGC 5194.
Две слабые галактики лежат за M51, требуют апертуры более 350 мм. для визуального наблюдения. Тонкая игла IC 4277 находится в 4' северо-восточнее от ядра NGC 5195 и IC 4278 можно найти в 5' к югу от него.

1. M51. Впечатляющая центральная область галактики демонстрирует многочисленные звездные скопления и HII-области. Космический телескоп имени Хаббла.
2. M51. Ядро галактики имеет своеобразную структуру в форме буквы «Х». Космический телескоп имени Хаббла.
3. M51 - это прототип взаимодействующей пары галактик, состоящей из объектов NGC 5194 (внизу) и NGC 5195 (вверху). Роберт Гендлер.

« Последнее редактирование: Февраль 11, 2020, 12:49:05 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #80 : Февраль 05, 2020, 19:05:28 »
4. Негатив М51 с обозначением объектов.
5. М51, исторические зарисовки. Джон Гершель (до 1833 года, слева), С. Хантер и лорд Росс (1864 год, в центре), Герман-Карл Фогель (1885 год, справа).
6. М51, исторические зарисовки. Лорд Росс (1845, слева), Уильям Лассел (1862, справа).
7. М51, рисунок. 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #81 : Февраль 17, 2020, 15:02:10 »
М52

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 7654
Тип: Рассеянное скопление
Класс: I2r
Расстояние: 4630 с.л. (K2005)
                   4470 с.л. (2001)
Размер: 22 с.л.
Созвездие: Кассиопея
Прямое восхождение: 23h 24.8min
Склонение: +61° 36'
Звёздная величина: 6,9
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 16'
Первооткрыватель: Мессье, 1774

История

M52 - еще одно случайное открытие Шарля Мессье, сделанное во время его наблюдения за кометой. Французский наблюдатель отметил 7 сентября 1774 года: «Скопление очень маленьких звёзд, которые нельзя увидеть без ахроматического рефрактора, смешанное с туманностью».
50 лет спустя Джон Гершель описал это скопление и заметил «красноватую звезду 9-й звёздной величины в предыдущей (западной) части довольно богатого скопления звёзд 13-й звёздной величины, все отдельные, диаметром 6', немного более сжатые в Южной следующей (юго-восточной) части».
Его соотечественник адмирал Смит описал М 52: «Этот объект имеет несколько треугольную форму, с оранжевой звездой 8-й звёздной величины на вершине, что придает ему сходство с птицей без распростертых крыльев. Ему предшествуют (восточнее) две звезды 7-й и 8-й звёздной величины, а за ними следует (западнее) еще одна такой же яркости, это поле исключительной красоты при умеренном увеличении». С помощью своего большого телескопа, лорд Росс подсчитал, что в скоплении насчитывается около 200 звёзд.
Кёртис, сославшись на фотографический вид скопления, написал: «Очень разреженное, рассеянное скопление диаметром 16’, со звёздами 12-16 звёздной величины».

Астрофизика

После M11, M52 является одним из самых богатых рассеянных кластеров в списке Мессье. В 1959 году Валленквист насчитал 193 члена скопления в радиусе 9’. Более поздние источники указывают 130 звёзд скопления и 30 звёзд поля до 14-й звёздной величины, плюс более 6000 звёзд скопления и примерно столько же звёзд поля до величины 19,5 m..  Плотность звёзд в центре скопления составляет около одной звезды 15-й звёздной величины (или ярче) на квадратную секунду дуги или в абсолютном выражении, 1,5 звезды на кубический световой год.
Желтый гигант спектрального класса G8, является самой яркой звездой скопления с магнитудой 8,2 m.. Самая яркая голубая звезда главной последовательности (B7) имеет величину 11,0 m..  M52 содержит пять известных переменных и горячую Of-звезду с эмиссионными линиями в спектре. Межзвёздное поглощение колеблется в небольших пределах и уменьшает светимость звёзд скопления до 1 звёздной величины, что затрудняет точные оценки.
В литературе приводится довольно широкий диапазон оценок возраста, от 25 до 165 миллионов лет. Возможно, что М52 сформировалось не в одной, а в двух последовательных фазах звездообразования. Для скопления были предложены значения расстояния от 3000 до 7000 световых лет. С более поздними измерениями 4500 световых лет (Пандей и коллеги, 2001) или 4600 световых лет (Харченко и коллеги, 2005), мы получаем физический диаметр кластера в 22 световых года.

Наблюдения

М 52 можно заметить как маленькую круглую туманность даже с очень маленьким биноклем. Небольшой 50-мм. рефрактор начинает разрешать самые яркие скопления звезд.
Апертура 120-мм. показывает около 60 звёзд, почти одинаково слабых (между 12-й и 14-й звёздной величины), распределенных на площади диаметром 10'. Это придаёт рассеянному скоплению однородный и богатый вид. При более высоком увеличении становится заметен оранжевый оттенок самой яркой звезды в западной части скопления. Другая желтоватая звезда находится в 10' к юго-востоку от М52.
350-миллиметровый телескоп показывает около 100 звёзд скопления, многие из которых находятся довольно близко друг к другу. Западный регион кластера менее богат на звёзды. Визуальная протяженность скопления достигает 15'.
Так же в 20' к юго-востоку от М52 находится еще один, гораздо более бедный галактический кластер: Czernik 43. Большие телескопы продемонстрируют в нём около 10 звезд на туманном фоне.
Галактическая эмиссионная туманность «Пузырь» вокруг звезды BD+60°2522, находится в 35' к юго-западу от M52. Он довольно популярен у астрофотографов, а визуальным наблюдателям понадобиться узкополосный фильтр, чтобы увидеть намек на него с помощью телескопов от 100 мм. и более. Наблюдаемая в 350-миллиметровый телескоп, эта туманность впечатляет, её самая яркая часть прикреплена к яркой звезде и напоминает чётко очерченный пузырёк, открытый с южной стороны, диаметром чуть менее 1'. К северу от звезды лежит неоднородная, диффузная туманная область размером 5'.

1. М52 с Czernik 43 (левее) и NGC 7635. Стефан Бинньювис.
2. М52. Жёлтый гигант - самая яркая звезда из 6000 членов скопления. Роберт Гендлер.
« Последнее редактирование: Февраль 18, 2020, 10:50:08 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #82 : Февраль 17, 2020, 18:41:24 »
М53

Степень сложности: 2(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 5024
Тип: Шаровое скопление
Класс:  V
Расстояние: 61270 с.л. (R2005)
Размер: 230 с.л.
Созвездие: Волосы Вероники
Прямое восхождение:  13h 12.9min
Склонение: +18° 10'
Звёздная величина: 7,7
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 13'
Первооткрыватель: Боде, 1775

История

М53 был обнаружен рано утром 3 февраля 1775 года Иоганном Элертом Боде в Берлине (Германия). Боде описал его как «яркий и круглый». Шарль Мессье не знал о наблюдении Боде и 26 февраля 1777 года независимо открыл M53 как «туманность без звезд». Позже он сравнил его с M79 и прокомментировал: «круглый и заметный».
Лишь несколько лет спустя Уильяму Гершелю удалось с помощью своих великолепных самодельных рефлекторов разрешить это шаровое скопление на отдельные звёзды. Он сравнил М53 с М10 и с восхищением писал: «Один из самых красивых объектов, которые я помню, наблюдал на небесах. Скопление проявляется в форме сплошного шара, состоящего из маленьких звёзд, сильно сжатых в одну вспышку света, окруженных большим количеством свободных, окружающих его звёзд, отчётливо видимых в общей массе». 14 марта 1783 года он обнаружил соседнее, но гораздо более слабое шаровое скопление NGC 5053.
«Самое красивое, сильно сжатое скопление» - так прокомментировал М53 позже Джон Гершель.
Он определил яркость отдельных звёзд в виде величин от 12 до 20 m. и сказал, что «внешний вид указывает на круглую массу довольно равномерной плотности».
У лорда Росса сложилось впечатление, что М53 «был сжат не до одной точки, а, по-видимому, до четырех или пяти различных точек в пределах небольшой области», и он оценил диаметр всего в 3'. Однако, Кёртис оценил размер кластера по фотоизображению в 10'.

Астрофизика

М53 находится на довольно большом расстоянии от нас в 63000 световых лет, как и от центра Галактики. Его реальный размер намного больше, чем у более близкого М13. М53 имеет диаметр 230 световых лет и около 750 000 солнечных масс. Его огромная орбита ведет М53 через внешнее галактическое гало и один оборот занимает около миллиарда лет. Он достигает максимального расстояния от центра Галактики в 100 000 световых лет, но в настоящее время M53 приближается к нам со скоростью 70 км/с.
Согласно Шепли, М53 имеет V класс концентрации. Самые яркие звезды достигают величины 13,8 m., Сойер-Хогг вычислила среднюю величину в 15,1 m. для 25 самых ярких звёзд скопления, а горизонтальная ветвь начинается с 16,9 m.. Звёзды М53 имеют очень низкое содержание металлов, характерное для шаровых скоплений галактического гало, которые образовались из почти первородного газа. В скоплении присутствуют 59 известных переменных типа RR Лиры и 8 переменных типа SX Феникса. Последние принадлежат к 151 зарегистрированной голубой отставшей в M53 (см. M30).
В 1989 году радиотелескоп Аресибо обнаружил в М53 пульсар с периодом 33 миллисекунды. Сдвиги сигнала показывают, что он вращается вокруг другой звезды с периодом в 256 дней. После своего образования в сверхновой типа Ia этот миллисекундный пульсар должен был получить дополнительный угловой момент при взаимодействии со своей звездой-спутником в тесной двойной системе. В шаровых скоплениях такой партнер может быть впоследствии утерян при близких контактах с другими звёздами (см. М13). Довольно медленное вращение пульсара М53 предполагает его возраст в миллиард лет.
В 1° восточнее от М53 находится очень слабое шаровое скопление NGC 5053. Он необычен своей очень низкой звездной плотностью, довольно малой металличностью и отсутствием плотного ядра. Имея меньшее расстояние в 53 500 световых лет, NGC 5053 не является реальным соседом M53 в пространстве, но он действительно намного меньше в абсолютном выражении, с диаметром 160 000 световых лет и имеет только 40 000 солнечных светимостей. Его самые яркие звёзды, как и звезды М53, имеют магнитуду 13,8 m., звёзды горизонтальной ветви достигают 16,7 звёздной величины, а общая яркость этого скопления составляет всего 9,5 m..

Наблюдения

В бинокле 10х50 М53 выглядит как небольшой туманный шар, такое же впечатление сохраняется при использовании небольшого рефрактора.
С апертурой 120 миллиметров, заметна круглая туманность с ядром. Некоторые наблюдатели описывают центральную область треугольной формы. Для разрешения отдельных звёзд требуются большие апертуры от 150 до 200 миллиметров.
350-мм. телескоп полностью разрешает M53 на отдельные звезды, туманный фон остается только в яркой и компактной центральной области. На окраинах шарового скопления распределение звёзд становится нерегулярным и принимает рассеянный характер. К северо-востоку от центра скопления находится звезда переднего плана магнитудой 11,5 m..
Слабое шаровое скопление NGC 5053, расположенное в 1° юго-восточнее, уже можно рассматривать как слабое туманное свечение в большой бинокль 20х100, при хороших условиях наблюдения. В 350-миллиметровом телескопе проявляется большая рассеянная масса. Она демонстрирует мелкие крапинки отдельных звёзд, центральная конденсация не заметна.
Яркая звезда α Волос Вероники в 1° юго-западнее от M53 является двойной (Σ1728) с двумя равными компонентами 5,2 m., с периодом обращения 25,8 года. Мы наблюдаем плоскость орбиты почти с ребра. Следовательно, в 2003 году разделение составляло всего 0,3", в 2010 году оно увеличится до 0,65". Аналогично, позиционный угол быстро меняется от 12° до 192°.
Гораздо легче наблюдать двойную звезду - Σ648, всего в 6.2' к юго-востоку от M53. У нее две звезды величиной 9.5 m., разделенные 87".

1. M53 намного больше и массивнее, чем M13. Стефан Бинньювис, Жозеф Пёпсел.
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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #83 : Февраль 18, 2020, 12:49:35 »
М54

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6715
Тип: Шаровое скопление
Класс:  III
Расстояние: 84650 с.л. (RRLyr, 2002)
Размер: 300 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение: 18h 55.1min
Склонение: -30° 28'
Звёздная величина: 7,2
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 12'
Первооткрыватель: Мессье, 1778

История

Мессье обнаружил М54 24 июля 1778 года, скорее всего во время поиска М55, который уже был указан в каталоге Лакайля. Он охарактеризовал M54 как «очень слабую туманность с ярким центром, без звёзд».
Джон Гершель, напротив, обнаружил, что М54 легко распознать даже с его более слабым левым глазом, но он наблюдал с помощью гораздо более мощного телескопа и из Южной Африки. Он отметил: «Разрешается на звезды 15-й звёздной величины с несколькими выбросами 14-й величины». Другие исторические наблюдатели очень мало уделяли внимания этому самому южному объекту Мессье, который трудно наблюдать в северных широтах.
Кёртис в 1918 году охарактеризовал это скопление основываясь на фотоизображении: «Сильно конденсированное шаровое скопление, 2’ в диаметре».

Астрофизика

M54 является уникальным среди шаровых скоплений в каталоге Мессье, поскольку оно единственное, которое гравитационно связано не с Млечным Путём, а с карликовой эллиптической галактикой SagDEG.
Эллиптическая карликовая галактика Стрельца была открыта совсем недавно, в 1994 году, в ходе исследования плотности звёзд Млечного Пути. Она имеет координаты 18h 55.1min и -30° 29', и занимает площадь 3,2° на 8,2°. Это наша ближайшая галактика-спутник, даже ближе, чем Магеллановы Облака, но она находится сразу за самыми плотными частями Млечного Пути. Близость к нашей Галактике определит её судьбу: сильные приливные силы ведут к её распаду. Орбита карликовой галактики вокруг нашего галактического центра привела к десяти близким встречам, последнее из которых произошло около 200 миллионов лет назад. Она, вероятно, не переживёт следующего, который должен состояться всего через несколько десятков миллионов лет. На самом деле, удивительно, что SagDEG вообще сохранилась так долго, было высказано предположение, что она может содержать дополнительную массу в виде темной материи. Помимо M54, шаровые скопления Arp 2, Terzan 7 и 8, а также Palomar 12 все принадлежат SagDEG, но последний, возможно, уже принадлежит Млечному Пути, оторван от карликовой галактики приливными силами. Местонахождение M54 совпадает с одной из двух концентраций в SagDEG. С его расстоянием в 85 000 световых лет М54 примерно в три раза дальше, чем его видимые соседи М69 и М70, а его физический размер составляет внушительные 300 световых лет, больше только Омега Центавра! Кроме того, имея около 1,5 миллионов солнечных масс, M54 уже содержит 1/40 всей массы, еще оставшейся в SagDEG.
М54 имеет очень концентрированный внешний вид и был охарактеризован Шепли как кластер III класса. Самые яркие отдельные звёзды имеют лишь 15,5 звёздную величину из-за большого расстояния, а горизонтальная ветвь начинается с величины 17,7 m.. Большинство из известных 211 переменных - это звёзды RR Лиры, две полурегулярные красные переменные демонстрируют периоды 77 и 101 дней.

Наблюдения

M54 считается самым слабым шаровым скоплением в каталоге Мессье, а его южное положение на небе делает его еще более трудным объектом для наблюдения. 10х50 бинокль покажет только слабую, не резкую звезду.
В любительских телескопах М54 выглядит как сильно сконцентрированный туманный шар с ядром почти звездообразного вида. Несколько звёзд переднего плана 12-й звёздной величины имитируют разрешение на отдельные звёзды скопления. Реальное разрешение, хотя и частичное, достигается с помощью 350-миллиметрового телескопа, но не в ярком центре. Визуальная протяженность остается небольшой, всего 2'.

1. M54 является наиболее удаленным шаровым скоплением в каталоге Мессье. Оно принадлежит не Млечному Пути, а карликовой галактике SagDEG. Райнер Спаренберг, Волкер Роберинг.
« Последнее редактирование: Февраль 29, 2020, 14:55:18 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #84 : Февраль 18, 2020, 16:00:39 »
М55

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 30 мм.
Обозначение: NGC 6809
Тип: Шаровое скопление
Класс:  XI
Расстояние: 19300 с.л. (RRLyr, 2001)
                   19660 с.л. (RR Lyr, 1999)
Размер: 110 с.л.
Созвездие: Стрелец
Прямое восхождение: 19h 40.0min
Склонение: -30° 57'
Звёздная величина: 6,3
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 19'
Первооткрыватель: Лакайль, 1752

История

M55 был открыт между 1751 и 1752 годами Николя Луи де Лакайлем, когда он проводил исследование южных звезд в Южной Африке. Он зарегистрировал это шаровое скопление как свой 14-й объект в классе "туманность без звезд" и сравнил его с туманным ядром большой кометы.
Мессье надеялся повторить наблюдение Лакайля 29 июля 1764 года для своего первого каталога, но он не смог найти этот самый южный объект. Однако почти ровно через 14 лет, 24 июля 1778 года, он наконец добился успеха, сразу после того, как в ту же ночь случайно обнаружил М54. Он отметил о М55: «Туманность, которая представляет собой беловатое пятно около 6' в длину, её свет ровный и кажется, не содержит звезд».
Знаменитый австралийский наблюдатель Джеймс Данлоп также не смог разрешить это шаровое скопление на отдельные звёзды. Он описал M55 как «красивую большую круглую яркую туманность, диаметром около 2’, с небольшим сгущением к центру». Только Уильям и Джон Гершель разрешили скопление на звёзды и увидели большую часть М55 в 10'.
Кёртис дал такое описание, согласно фотографиям: «Красивое шаровое скопление, 10' в диаметре. Фон слабых звёзд менее плотный к центру, чем в большинстве скоплений подобного типа».

Астрофизика

Обладая большим угловым диаметром 19', M55 является по -видимому одним из самых больших шаровых скоплений на нашем небе. Тем не менее, с расстоянием чуть более 19 000 световых лет, он имеет довольно средний физический диаметр в 110 световых лет. Его средняя масса была оценена в 250 000 солнечных, а светимость равна 100 000 светимостей Солнца.
М55 - шаровое скопление галактического балджа. Оно никогда не удаляется более чем на 20 000 световых лет от центра Галактики, а минимальное расстояние может достигать 5000 световых лет. Его орбита имеет наклон 60° к галактической плоскости и один оборот занимает около 100 миллионов лет. Возраст M55 оценивается в 12,5 миллиардов лет, что является типичным значением для шаровых скоплений.
M55 - почти наименее концентрированный объект такого рода в каталоге Мессье, Шепли присвоил ему XI класс. Обладает более слабой концентрацией только М71. Это объясняется тем, что во время многих прохождением М55 через плотную внутреннюю область галактического балджа оно должно терять много своих звёзд.
Самые яркие звёзды в М55 достигают поразительной яркости 11,2 m.. Сойер-Хогг определила среднюю светимость в 13,6 m. Для 25 самых ярких звёзд скопления. В этом шаровом скоплении было обнаружено около 40 переменных, в том числе 15 звезд типа RR Лиры и три затменных переменных звезды. Кроме того, 24 из 74 признанных «голубых отставших» являются переменными типа SX Феникса.
В 1996 году Матео и Мирабель обнаружили, что значительная часть звёзд в этой области на самом деле принадлежит карликовой галактике SagDEG, которая находится всего в 9° восточнее от M55 (см. M54). К ним относятся 3 звезды типа RR Лиры, которые на большом расстоянии в 85 000 световых лет не являются физическими членами M55, а расположены далеко позади него.

Наблюдения

О'Мера сообщил о наблюдениях этого скопления невооруженным глазом, но похоже подобное наблюдение возможно в южных частях земного шара. Бинокль 10х50 демонстрирует не только большой видимый размер, но и относительно низкую поверхностную яркость M55.
При хороших условиях наблюдения это шаровое скопление может быть разрешено на отдельные звёзды при помощи 100-миллиметрового телескопа. Слабая концентрация центральной области очень заметна и её довольно легко разрешить. Большие апертуры дают визуальный диаметр в 12'. Скиф и Глин Джонс сообщали о темном заливе в юго-восточной части скопления. Однако лучшее впечатление о огромном количестве звёзд 17-й звёздной величины и более слабых, а также о полном большом диаметре M55, даст только хорошая астрофотография.

1. М55 - очень разряженное шаровое скопление. Даниэль Вершац.
« Последнее редактирование: Март 16, 2020, 17:37:31 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #85 : Февраль 18, 2020, 18:10:23 »
М56

Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6779
Тип: Шаровое скопление
Класс: X
Расстояние: 27390 с.л. (2003)
Размер: 55 с.л.
Созвездие: Лира
Прямое восхождение: 19h 16.6min
Склонение: +30° 11'
Звёздная величина: 8,4
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 7'
Первооткрыватель: Мессье, 1779

История

Шарль Мессье обнаружил М56 19 марта 1779 года, в ту же ночь, когда он сделал независимое открытие кометы, которая ранее была найдена Боде, без его ведома. 23-го, когда он вновь наблюдал M56, чтобы измерить его положение, отметил: «Туманность без звёзд, имеет небольшую яркость, рядом с ней находится звезда 10-й звёздной величины». Пять лет спустя, в 1784 году, Джону Гершелю удалось разрешить это шаровое скопление на отдельные звёзды, доказав тем самым ошибочность заметок Мессье. Гершель описал М56 как «Плотно сжатое скопление, круглое, склонное к треугольной форме, ярче к середине, звёзды 12-14-й звёздной величины».
Наблюдая при помощи 280-миллиметрового рефрактора, Д'Арре отметил: «Звёздное скопление, которое содержит большое количество звёзд, ни одна из которых не ярче 12–13-й звёздной величины. С увеличением в 356х разрешается на мельчайшие звёзды». Преподобный Уэбб даже предположил, что разрешил М56 своим скромным 9,5-мм. рефрактором.
Описание Кёртиса фотографического внешнего вида гласит: «Довольно яркое, сконцентрированное скопление, 3' в диаметре. Шарообразное».

Астрофизика

M 56 представляет собой слабо концентрированный шаровой кластер, класса X по Шепли. Только М55 и М71 ещё менее концентрированы. Шепли был первым, кто заметил слегка эллиптическую форму М56 с позиционным углом в 45°.
М56 имеет очень эксцентричную, но с малым наклоном орбиту вокруг центра Галактики, с расстоянием апоцентра в 40 000 световых лет. С периодом в 125 миллионов лет, оно приближается к центру Галактики всего на несколько тысяч световых лет. В настоящее время расстояние М56 от нас составляет 27 000 световых лет, так как оно находится на внешней части своей орбиты. В 2000 году был обнаружен хвост рентгеновского излучения, который тянется за шаровым скоплением. Похоже, это указывает на взаимодействие между кластером и газом галактического гало, через которое он движется.
При массе всего в 200 000 солнечных, M56 имеет только треть массы M13. Его самые яркие звёзды достигают величины 13,0 m., и Сойер-Хогг определила среднюю звёздную величину 15,3 для 25 самых ярких звёзд скопления, горизонтальная ветвь начинается с величины 16,2 m.. Самая яркая звезда скопления - переменная типа RV Тельца. Есть еще пять известных переменных такого типа в M56, другие были найдены в Омега Центавре, M2, M5, M10 и M28. Переменная достигает максимальной величины 13,0 m. и была открыта в 1940 году Дэвисом, её период составляет 90 дней. По меньшей мере еще 13 переменных были обнаружены в M56, включая две следующие самые яркие звёзды скопления примерно 13-й звёздной величины. Даже окрестности скопления достаточно богаты переменными: еще шесть были найдены на расстоянии 10' от центра М56.

Наблюдения

При взгляде в бинокль 10х50, М56 выглядит как маленький туманный шар. Это впечатление становится более отчетливым в небольшой телескоп, который также покажет близкую звезду 10-й звёздной величины на западе.
В 120-миллеметровый рефрактор можно увидеть проблески первых отдельных звезд, но шаровое скопление все еще не разрешается полностью. Его эллиптическая форма остается незаметной. От 150 до 200 миллиметров апертуры полностью разрешают M56 на отдельные звезды, а 250 миллиметров - относительно позволяет разрешить центральную часть. 350-мм. телескоп демонстрирует широкую центральную область диаметром 5’, без какого-либо действительного ядра, полностью разрешенную, с видимыми цепочками звёзд, идущими на запад. К югу от центральной области М56, на туманном фоне можно заметить полукруг из более ярких звёзд. Это могут быть звёзды обширного поля окружающего Млечного Пути.

1. М56 в десять раз дальше, чем его известный сосед, М57. 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #86 : Февраль 19, 2020, 17:44:33 »
М57

Туманность Кольцо
Степень сложности: 3(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 6720
Тип: Планетарная туманность
Класс: IV
Расстояние: 2300 с.л.(1997)
Размер: 0.9 с.л.
Созвездие: Лира
Прямое восхождение: 18h 53.6min
Склонение: +33° 2'
Звёздная величина: 8,8
Поверхностная яркость: -
Видимый диаметр: 86”х62”
Первооткрыватель: Даркье, 1779

История

Туманность Кольцо в Лире была лишь второй планетной туманностью, которую удалось обнаружить. Комментарий к М57, данный его первооткрывателем Антуаном Даркье де Пелепуа, привел к наименованию этого класса объектов. В январе 1779 года он писал: «Она очень тусклая, но идеально очерченная, размером с Юпитер и похожа на угасающую планету». Вскоре Шарль Мессье узнал о наблюдениях Даркье и сам стал искать эту туманность. Его запись от 31 января 1779 года гласит: «Кажется, что эта круглая масса света состоит из очень слабых звёзд. Даже с лучшими телескопами их невозможно рассмотреть, есть только подозрение, что они есть». Наблюдая сегодня с помощью небольшого телескопа, мы можем легко согласиться с описанием Даркье, хотя впечатление Мессье безусловно нас удивит. Однако, не имея никакого представления об истинной, газообразной природе M57, исторические наблюдатели пытались разрешить её на отдельные звёзды вплоть до конца девятнадцатого века.
Великий наблюдатель Уильям Гершель заметил: «Среди небесных диковин следует выделить эту туманность, которая имеет в середине правильное, концентрическое, тёмное пятно и вероятно, представляет собой кольцо из звёзд. Она имеет овальную форму, причем более короткая ось соответствует более длинной как примерно 83 к 100. Свет имеет отчётливый вид, на северной стороне можно заметить три очень слабые звезды, а также одну или две в южной части. Края более длинной оси кажутся менее яркими и не столь четко очерченными, как остальные». Таким образом, даже Гершель поддался ошибочному впечатлению, что M57 состоит из звёзд.
Богатый немецкий астроном-любитель Фридрих фон Хан построил обсерваторию рядом со своим замком в Ремплине (на севере Германии) и использовал 450-миллиметровое зеркало, сделанное Гершелем. В 1803 году он сообщил: «Несколько лет назад внутренняя часть кольца была настолько прозрачной, что в его середине я смог разглядеть небольшую телескопическую звезду. Теперь там появились слабые, тонкие облака и маленькая звезда больше не видна». С этим первым упоминанием центральной звезды в М57 родился миф о её переменности.
Иоганн Иероним Шрётер, еще один немецкий покупатель прекрасных больших зеркал Гершеля в то время, был фактически первым, кто упомянул туманность внутри яркого кольца M57, он очень точно описал её как «подобная небу в свете Луны». Позднее, в 1830 году, Джон Гершель подтвердил это наблюдение и заметил: «Края выглядят изогнутыми и спутанными, как звёзды не в фокусе. Внутри не совсем темная. Она наполнена слабым, но довольно заметным туманным светом, я не помню, чтобы его заметили предыдущие наблюдатели».
Лорд Росс увидел замечательную деталь в своем гигантском телескопе в 1844 году: «Нити, исходящие от края, становятся более заметными при увеличении в определенных пределах, что поразительно характерно для скопления». В 1850 году, после очередного наблюдения Туманности Кольцо, он написал: «В нем есть довольно яркая звезда, к юго-востоку от центра, и еще очень маленькие звёзды. В кольце, особенно на внешней стороне малой оси, есть несколько маленьких звёзд, но все еще много туманности, которую нельзя увидеть как отдельные звёзды». Кроме того, он заметил «пряди и облачка внутри, ровность снаружи прерывается расходящимися отростками, видимыми лучше всего вокруг малой оси».
Ряд наблюдателей девятнадцатого века сообщили о том, что туманность распадается на слабые звёзды. Последним ярким примером был Анджело Секки, который думал, что видел «кольцо звёзд, сверкающих, как алмазная пыль». Мы можем с сегодняшней точки зрения, объяснить некоторые из этих утверждений основываясь на истинной тонкой структуре туманности. Только первые спектроскопические наблюдения Уильяма Хаггинса в конце концов убедили визуальных наблюдателей, что М57 это газовое кольцо.
Таким образом, подробное описание М57 сделанное Холденом с помощью 650-миллиметрового рефрактора в 1875 году, гласит: «Северный край малой оси очень хорошо определён, около северного конца малой оси имеется яркое пятно. Иногда видна звезда внутри кольца. Во внутренней части видны блестящие пятна. Туманные нити ветвятся от южного конца малой оси, они могут простираться до 30", очень слабые. Можно видеть два более ярких пятна на севере, предшествующих (северо-западной) и на юге, следующих за (юго-восточной) частью кольца, вероятно, существует третье пятно на юге, предшествующее (юго-западной) части».
В 1861 году Д'Арре сообщил о другой слабой звезде рядом с центральной звездой. Четыре года спустя Г. Шульц описал пять звезд внутри кольца, поздние наблюдатели - до одиннадцати, но ни одна из этих дополнительных звезд не является реальной. Надежное визуальное наблюдение было сделано великим Эдвардом Эмерсоном Барнардом в 1894 году с апертурой 1 метр, он увидел только «Компаньон 17-й величины, в 8,5" к северо-западу от центральной звезды внутри туманности».
В 1937 году на фотографии с длительной экспозицией Дункан обнаружил слабый внешний ореол M57. "Отростки", замеченные лордом Россом на внешней стороне кольца, на самом деле принадлежат внутренней, более яркой части этого ореола.

Астрофизика

M57, возможно, самая популярная планетарная туманность. Яркое центральное кольцо имеет размеры 86” на 62”. Оно окружен слабым внутренним ореолом размером около 156" на 136" и очень слабым внешним ореолом диаметром примерно 3,8'. Поверхностные яркости этих трех морфологических компонентов образуют соотношение 5000:5:1. Ранние исследования давали большие расстояния для M57, до 4100 световых лет (Кудворт, 1974). С другой стороны, 1000 световых лет было предложено Квоком (2000). Но Харрис и его коллеги (1997) получили улучшенный геометрический параллакс центральной звезды и рассчитали достоверное расстояние в 2300 световых лет. Из этого следует, что физический размер кольца составляет 0,9 светового года, в то время как внешний ореол имеет диаметр 2,5 светового года.
Более ранние модели М57 описывали его внешний вид в пространстве в виде биполярного цилиндра, более плотного в середине, который мы видим вдоль его длинной оси. Кольцо М57 - это просто проекция туманного объекта, который, если смотреть со стороны, напоминает туманность Гантель М27. В 1994 году Брайс, Бэлик и Мейберн опубликовали более точную модель, в которой основное тело туманности М57 имеет вид не цилиндра, а эллипсоидальную форму с открытыми полюсами и углом наклона в 45°. Даже эта самая плотная часть M57, согласно лабораторным стандартам, имеет очень низкую плотность газа. Окружающий внутренний ореол был бы с двумя полюсами и наклоненным на 30°, встроенным в сферическое внешнее гало. Герреро и его коллеги усовершенствовали эту модель в 1997 году для внутреннего гало, которое они описывают как просто возбужденную ультрафиолетовым излучением внутреннюю область одного внешнего ореола, которая формируется биполярным выходом УФ-фотонов из полярных отверстий внутренней туманности.
В 2000 году японские астрономы измерили нитевидные узлы во внутреннем и внешнем ореолах. Они обнаружили типичные размеры от 1,2" до 3,2", из которых они определили продолжительность существования от 400 до 1200 лет для этих хрупких структур. Они представляют собой пузыри, образованные горячим и быстрым ветром от центральной звезды, где он сталкивается с медленно расширяющимся газом гало. Последний представляет собой оболочку холодного ветра, которая разгонялась всего лишь от 10 до 15 км/с около 20 000 лет назад, когда звезда была ещё красным гигантом. Центральная эллипсоидальная часть M57, которая представляется нам в виде кольца, расширяется со скоростью 50 км/с и выталкивается изнутри наружу горячим звёздным ветром. Его расширение эквивалентно примерно 1" в столетие. Это устанавливает нижний предел возраста M57 около 10 000 лет. Вероятно она старше планетарных туманностей М27 и М97.
Центральная звезда очень горячая и компактная. Это горячее ядро бывшего красного гиганта. Она имеет около одной солнечной светимости, с температурой от 100 000 до 120 000 К и в основном излучает в ультрафиолетовом спектре. На самом деле, цветные фотографии хорошо показывают последовательно уменьшающуюся степень ионизации окружающего газа: сине-фиолетовую в центре, зелёную (OIII) вдоль внутренней стороны кольца и красную (Hα) самого кольца M57.

Наблюдения

М57 можно увидеть в бинокль 10×50, но оно представляет собой слабую звёздочку. В небольшие телескопы, с малым увеличением, M57 выглядит как не резкая звезда. 
Увеличение примерно в 100х покажет его знаменитый вид, похожий на кольцо дыма. Даже под освещенным Луной городским небом, 60-миллиметровый рефрактор способен на это. Однако кольцо кажется довольно круглым, восприятие овальной формы улучшается на фоне более тёмного неба. Это происходит потому, что слабые концы на главной оси этой туманности теряются на ярком фоне. Это происходит потому, что слабые концы на главной оси этой туманности теряются в ярком фоне.
120-миллиметровый рефрактор с большим увеличением, демонстрирует яркое овальное кольцо с коэффициентом удлинения 1:1.26 с позиционным углом в 60°. В 1' южнее от центра туманности, за пределами кольца, находится отчетливая звезда 12-й звёздной величины. Яркие части туманности образованы более тонкими сторонами кольца на малой оси, в то время как более широкая части вдоль главной оси, видны тусклее. К северо-западу и юго-востоку от центра яркость кольца кажется несколько неравномерной, но никакой отчетливой структуры не видно. Наблюдая с малым увеличением, туманный диск кажется бледно-голубоватым.
Используя хороший 350 мм. телескоп, можно рассмотреть центральную звезду, но она требует отличного неба и большого увеличения, примерно в 500 крат. На западе от туманности расположена звезда 14-й звёздной величины. Северная сторона M57, кажется самой яркой. Эта слегка пятнистая структура тянется западнее, где распадается. Следовательно, западный конец имеет сходство с «ушами» М27. Южная часть кольца не так ярко освещена, как северная, но очень хорошо видна на его восточном краю. Здесь проявляется внешний край, который создает впечатление спиральной структуры. Небольшие расширения, подобные пламени по периметру кольца, можно увидеть на севере и более отчетливо, на юге. Также на юге видна небольшая выпуклость. Внутренняя часть кольца наполнена однородным светом. Общий размер кольца равен 90"×62", с шириной 12" на малой оси и 25" на главной оси.
С классическими, чувствительными к синему фотоплёнками, М57 слабее (9,7 m.), чем визуально (8,8 m.), а голубоватая центральная часть увеличена до 60” диска. Напротив, красное изображение (которое включает Hβ) подчеркивает кольцо до 90" и демонстрирует его тёмным внутри. Однако любое визуальное восприятие его цветов, красного и синего, требует действительно больших апертур. Есть сообщения о наблюдении цвета туманности с 625-750-миллиметровыми телескопами.
Современные визуальные наблюдатели не сообщают о каких-либо наблюдениях клочков туманности лорда Росса во внутренней части кольца. То же самое относится к фотографически зафиксированному 170" ореолу и его 216" окраинам. Его чрезвычайно низкая поверхностная яркость около 16 величины на квадратную минуту дуги, в отличие от 9,5 mag/arcmin2 самого кольца, потребовала бы самой темной из ясных ночей на большой высоте.
Видимость центральной звезды (15,8 m. по данным Харриса и др.) уже 200 лет является предметом споров. Это сильно зависит от качества изображения, так как размер её диска должен быть достаточно мал, чтобы достичь поверхностной яркости выше, чем у окружающего туманного фона. Требуется по крайней мере 300 мм., а еще лучше 400 мм. апертуры и увеличение более 400х. Чтобы иметь возможность обнаружить центральную звезду, наблюдатель должен различать слабые звезды около 16,5 m. за пределами М57. О наблюдениях второй звезды внутри кольца сообщают любители с 500 и 625-миллиметровыми телескопами. Есть ещё две звезды перед ярким кольцом на юго-востоке М57, однако, до сих пор о их наблюдении не упоминалось. На фотографиях с большими выдержками видны многочисленные слабые звезды примерно 20-й звёздной величины.
Безусловно, самая яркая и самая известная галактика вблизи кольцевой туманности - это спиральная галактика с небольшим баром IC 1296 (14,8 m.) в 5' к северо-западу от M57. Кратная звезда 1.2' к северу от центральной звезды известна фотографам как хороший тест качества изображения.

1. M57. Туманность расширяется со скоростью около 1” в столетие. Космический телескоп имени Хаббла.
2. М57. Туманность Кольцо. Стефан Бинньювис, Жозеф Пёпсел.
3. М57. Туманность Кольцо рассматривается в качестве учебного примера планетарной туманности. Стефан Бинньювис, Жозеф Пёпсел.
« Последнее редактирование: Февраль 19, 2020, 17:46:52 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #87 : Февраль 19, 2020, 17:49:27 »
4. М57. Внешняя структура гало. Стефан Бинньювис, Жозеф Пёпсел.
5. Негатив М57 с обозначением близлежащих объектов.
6. Негатив М51 с обозначением близлежащих звёзд.
7. М57, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #88 : Февраль 22, 2020, 14:56:51 »
М58

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4579
Тип: Галактика
Класс: SBc
Расстояние: 62.5 млн с.л.  (V2002)
Размер: 107 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 37.7min
Склонение: +11° 49'
Звёздная величина: 9,6
Поверхностная яркость: 21.9 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 5,9'х4,7'
Первооткрыватель: Мессье, 1779

История

Шарль Мессье открыл М58, когда наблюдал комету того же года, 15 апреля 1779 года. Он охарактеризовал этот объект как «очень слабую туманность». Он охарактеризовал этот объект как «очень слабую туманность». В 1830 году Джон Гершель оценил размер 5’ на 4’ и описал M58 как «довольно пёстрая, как со звездами», что может быть первым намёком на спиральную структуру этой галактики. Лорд Росс даже заметил бар «немного вытянутый на юг, предшествуя (юго-западнее), на север, следуя (северо-восточнее)». Д'Арре воспринимал центральную область как немного эллиптическую, 100" на 80".

Астрофизика

M58 является членом скопления галактик в Деве и находится на расстоянии 63 миллиона световых лет. Эта галактика имеет внушительный диаметр в 107 000 световых лет и содержит (300,000 solar masses?) 300 000 000 солнечных масс.
M58 - одна из четырех спиральных галактик с перемычкой (SBb или SBc) в каталоге Мессье, остальные три - M91, M95 и M109. Некоторые авторы рассматривают M58 как переходный тип между нормальной спиралью (тип Sab, согласно Моузу и др.) и спиральной галактикой с баром. Талли классифицировал её как SABc.
Центральная область М58 содержит активное галактическое ядро и была классифицирована как LINER Филиппенко и Сарджентом в 1985 году (см. М81). Космический телескоп "Хаббл" разрешил его, так же был измерен диаметр в 0,11”.
18 января 1988 года, Икея открыл сверхновую типа II, всего в 40" южнее ядра М58. SN 1988A достигла видимой яркости 13,5 m.. Полтора года спустя, 28 июня 1989 года, Кимеридзе обнаружил ещё одну сверхновую (SN 1988A), на этот раз в 50" к северо-западу от центра галактики, которая достигла звёздной величины в 12,2.

Наблюдения

Звезда 7-й звёздной величины к западу от M58, позволяет довольно легко найти эту галактику. В бинокль 10х50 она выглядит как округлое туманное пятно. Апертура в 120 мм., демонстрирует яркую эллиптическую галактику вытянутую с востока на запад. Яркая центральная область окружена слабым свечением.
С 350-миллиметровым телескопом, визуальный размер M58 становится 3'х2'. Становится заметно ядро почти звёздного вида, которое немного вытянуто в том же направлении, что и вся галактика.
Бар галактики смутно заметен. Относительно ядра он расположен с позиционным углом 40° и 240°. В северной части бар и ядро хорошо различимы по контрасту с соседней, отчетливо более тёмной областью. За пределами галактики можно заметить диффузную область, и спиральный рукав. Последний виден лучше всего примерно в 1' к юго-западу от ядра, где он ответвляется от бара. Однако общая картина спиральной структуры не может быть ясно воспринята. M58 остается сложным объектом для наблюдения, спирали трудно отождествить при визуальном наблюдении.

1. М58, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M58 - спиральная галактика с баром в скоплении Девы. Джим Мисти, 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

Оффлайн Alex Ch

  • Академик
  • ******
  • Сообщений: 2092
  • Могу выступить посредником в Новосибирске!
Re: Перевод атласа Atlas of the Messier Objects Highlights of the Deep Sky
« Ответ #89 : Февраль 24, 2020, 14:28:50 »
М59

Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 4621
Тип: Галактика
Класс: E5
Расстояние: 48.3 млн с.л.  (V2004)
                   47.6 млн с.л.  (2004)
                   61.3 млн с.л.  (SBF, 1999)
Размер: 76 000 с.л.
Созвездие: Дева
Прямое восхождение: 12h 42.0min
Склонение: +11° 39'
Звёздная величина: 9,6
Поверхностная яркость: 21.4 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 5,4'х3,7'
Первооткрыватель: Кёлер, 1779

История

М59 был обнаружен вместе с М60 Иоганном Готфридом Кёлером в Дрездене, Германия, 11 апреля 1779 года, когда он наблюдал комету того года. Кёлер использовал ахроматический рефрактор с фокусным расстоянием около одного метра. Следуя за кометой, Ориани и Мессье независимо друг от друга обнаружили ту же галактику всего несколько дней спустя. В записке Мессье говорится: «Она обладает тем же свечением, что и выше [M58], такая же слабая».
В 1830 году Джон Гершель приписал М59 только крошечный диаметр 20" и охарактеризовал его как слабый и круглый. Д'Арре тоже не был в восторге от этой галактики. Его записи просто гласили: «Становится плотнее к центру, как большинство туманностей в этом регионе».

Астрофизика

Эллиптическая галактика M59 является одним из малых членов скопления Девы. Она имеет овальную форму и получила классификацию от E3 до E5. Вычислен скромный диаметр для М59, равный 76 000 световых лет. Этот, казалось бы, невзрачный эллипс, однако, скрывает интересную кинематику. Очень яркое ядро диаметром 200 световых лет вращается в противоположном направлении по отношению к остальной галактике (см. М64) и, скорее всего, состоит из молодых звёзд. Видимый размер этой области составляет всего 1". Он окружен ярким диском размером от 5" до 7". Её характерное вращение, по-видимому, указывает на существование центральной чёрной дыры или какого-то другого массивного объекта с массой 300 миллионов солнечных масс. Считается, что M59 содержит 2200 шаровых скоплений, из которых 69 были каталогизированы.

Наблюдения

М59 слабо заметна в бинокль 10х50. Небольшой телескоп покажет овальное пятно туманности со звездообразным ядром. 120-мм. Апертуры более чётко раскрывают эллиптическую форму. В 1,8' к северу от центра галактики находится звезда с магнитудой 12,1 m..
В 350-миллиметровом телескопе выделяется яркое ядро галактики. Оно почти звездообразного вида, но большие увеличения показывают его удлинение с позиционным углом в 30°. Это ядро окружено яркой центральной областью размером всего 1,5'х1,0'. Слабое, похожее на гало свечение вокруг него дает общую визуальную протяженность M59 до 2,0'х1,5'. Однако галактика все еще слишком малого размера, чтобы «касаться» звезды 12,1 m.. Также присутствует звезда 15-й звёздной величины, всего в 1' к юго-западу от центра галактики. M59 значительно слабее, чем M60, которая находится всего в 25' восточнее.

1. М59, рисунок. Телескоп системы Ньютона 350 мм.. Рональд Стоян.
2. M59. Эта эллиптическая галактика содержит черную дыру с 300 миллионами солнечных масс. Вольфганг Райс.
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