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标题: Messier深空天体 [打印本页]

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:38
标题: Messier深空天体

类型分类的Messier天体

星云：2~11楼
星团：12~63楼
星系：64~78楼
其它：79~81楼

[ 本帖最后由跨越地平线于 2006-2-19 10:09 AM 编辑 ]

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:40
标题: 超新星遗迹 M1 (NGC 1952) 位于金牛座

赤经 05 : 34.5 （小时:分）

赤纬 +22 : 01 （度:分）

距离 6.3 （千光年）

视亮度 8.4 （星等）

视大小 6x4 （角分）

由英国业余天文学家John Bevis在1731年发现。

蟹状星云以其是超新星遗迹而闻名于世，它是一颗恒星在超新星爆炸过程中创造出来的一团气体。

这颗超新星于1054年6月4日被中国的天文学家观测到，亮度约为金星的四倍，也就是-6等。根据记载，连续23天都可以在白天看到它，在夜空中被肉眼持续观测了653天。亚历桑那州的Navaho Canyon和White Mesa以及新墨西哥州的Chaco Canyon国家公园的发现表明，这颗超新星也有可能被Anasazi印地安人记录下来；在Chaco Canyon Anazasi艺术在线网站上可以找到有关这项研究的综述。另外，德克萨斯大学的Ralph R. Robbins也发现新墨西哥的Mimbres印地安人也可能描述过这颗超新星。

1054年的这颗超新星现在按照变星规则命名为金牛座CM。它是少数几个位于我们的银河系内的历史上被观测到的超新星之一。

星云状遗迹在1731年被John Bevis发现，并且被标记在他绘制的大布列颠天文图册（Uranographia Britannica）上。1758年8月28日，当时正在寻找首次按预言回归的哈雷彗星的Charles Messier独立地发现了它，最初他认为这是颗彗星。当然，很快他就意识到它完全没有位移，于1758年9月12日将它标记下来。正是这个天体的发现促使Charles Messier开始编纂他的星云表。也正是这个天体的发现，使他产生了用望远镜搜寻彗星的想法，因为这个天体在他的小折射望远镜中跟一颗真正的彗星（1758 De la Nux, C/1758 K1）非常相似（参见他的记录）。1771年6月10日，Messier从一封信中知道了Bevis先前的发现，并且承认了Bevis的最早发现权。

尽管Messier星云表当初是为了防止人们把这些天体与彗星弄混而编的，可直到1835年哈雷彗星第二次按预言回归时，仍然有人把M1错当成了哈雷彗星。

这个星云因为1844年左右Ross爵士绘制的一幅素描而被命名为“蟹状星云”。在最早期的观测中，Messier，Bode和William Herschel正确地描述了这个星云是不能被分解成恒星的，但是William Herschel却认为这是个星团，可以被更大的望远镜分解出来。John Herschel和Ross爵士错误地认为它“刚好可以被分解”成恒星。他们和其他人，包括1850年代的Lassell，显然将其中的纤维结构误认为可以分辨的恒星了。

19世纪末，由Winlock等人进行的早期光谱观测揭示了这个天体的气体本质。M1的第一张照片是1892年用20英寸望远镜拍到的。最早的详细光谱分析是1913到1915年间由Vesto Slipher完成的；他发现光谱中的发射线是分裂的；这在后来被认为是多普勒效应的结果，其中一部分星云正在接近我们（这样谱线就会蓝移）而另一部分则远离我们（谱线红移）。Heber D. Curtis根据Lick天文台的照片，在他的描述中将这个天体暂时归类为行星状星云（Curtis 1918），这种观点到1930年就被否定了；但这种错误的分类方式仍然出现在许多最新的手册中。

1921年，Lowell天文台的C.O. Lampland在比较用42英寸反射望远镜得到的精细照片时发现，星云的各部分都有明显的运动和变化，亮度也在变化，其中星云中心那对恒星附近的几块小区域内的变化更是非常戏剧化（Lampland 1921）。同一年，Wilson山天文台的J.C. Duncan比较了相差11.5年拍摄的照片，发现蟹状星云以每年平均0.2"的速度膨胀，追溯这一运动可以发现这个膨胀始于大约900年前（Duncan 1921）。同样在这一年，Knut Lundmark发现这个星云与1054年超新星有关（Lundmark 1921）。

1942年，根据Wilson山天文台的100英寸Hooker望远镜的观测，Walter Baade计算出精确的膨胀年龄为760年，这意味着星云是在1180年左右开始膨胀的（Baade 1942）；后来的观测将这一时间修正为1140年。实际超新星爆炸是发生在1054年，这表明星云的膨胀必须是加速的。

星云由超新星炸出的物质组成，现在已经扩散到直径大约10光年的范围内，并且仍以高达1,800千米/秒的超高速向外膨胀。它的发射线谱由两个主要部分组成，这最早是由Roscoe Frank Sanford在1919年通过分光观测发现的，参见（Sanford 1919），1930年的由Walter Baade和Rudolph Minkowski所做的照相观测也证实了这一点。首先是发射线谱（包括氢发射线），来自星云中偏红色的、构成杂乱无章的网络状结构的亮纤维部分，这与弥漫气体星云（或是行星状星云）相似。另一部分是连续谱，来自星云中偏蓝色的背景部分，是由高度偏振的“同步加速辐射”产生的。同步加速辐射是由强磁场中的高能（快速运动）电子发射出来的。这一解释最早是由苏联天文学家J. Shklovsky (1953)首次提出的，并且被Jan H. Oort and T. Walraven (1956)的观测所支持。同步加速辐射也出现在宇宙中其他的“爆发”过程中，比如不规则星系M82的活动核心和巨椭圆星系M87的奇特喷流。蟹状星云在可见光波段的这种惊人性质可以从英澳天文台（Anglo Australian Observatory）的David Malin用Palomar望远镜拍到的照片和Paul Scowen在Palomar山上拍到的照片中清楚地看出来。

1948年，蟹状星云被认证为一个强射电源，被命名和标记为金牛座A，后来被称为3C 144。星云发出的X射线也在1963年4月被Naval Research Laboratory发射的载有X射线探测器的Aerobee型探空火箭发现；这个X射线源被命名为金牛座X-1。通过1964年7月5日的月掩蟹状星云观测，以及1974年和1975年同样的观测，证明X射线是从一个至少2角分的区域内发射出来，蟹状星云通过X射线发射的能量比它在光学波段的能量高100倍左右。尽管如此，即使在可见光波段，这个星云的光度也是非常巨大的：它的距离为6,300光年（这是由Virginia Trimble (1973)精确测量得到的），这样它的视亮度对应的绝对星等就是-3.2等左右，超过太阳光度的1000倍。它在所有波段的总光度估计是太阳光度的100,000倍，也就是5*10^38尔格/秒！

1968年11月9日，一个脉冲射电源，蟹状星云脉冲星（也被称为NP0532，“NP”是指NRAO（美国国家射电天文台）脉冲星，或者PSR 0531+21），在M1中被发现。发现者是位于波多黎各的Arecibo天文台的天文学家，利用的望远镜是300米的射电望远镜。这颗脉冲星是照片中位于星云中心附近的那对恒星中右侧（西南方）的那颗。这颗脉冲星也是第一颗被发现的光学波段脉冲星，是亚历桑那州Tucson市Steward天文台的W.J. Cocke，M.J. Disney和D.J. Taylor在1969年1月15日当时时间晚上9:30分（根据Simon Mitton的记录，是世界标准时1969年1月16日3:30分）利用Kitt峰上的90厘米（36英寸）望远镜发现的，他们发现它闪烁的周期与射电脉冲星的周期一样，都是33.085毫秒。这颗光学脉冲星有时也以超新星的标记法命名为金牛座CM。

现在认为，这颗脉冲星是快速旋转的中子星：它每秒钟自转大约30圈！这个周期被定得很精确，因为中子星表面的“热斑”几乎在电磁波的所有波段都放出脉冲。中子星是个致密的天体，比原子核的密度还高，把超过一个太阳质量的物质聚集在30千米的范围内。它与星云中磁场的相互作用使得旋转逐渐变慢；这也是使星云发光的主要能源；就像前面提到的，这个能源比我们的太阳要强100,000倍。

在可见光波段，这颗脉冲星的视星等为16等。这颗非常小的星星的绝对星等为+4.6等，与我们的太阳在可见光波段的光度相当！

Jeff Hester和Paul Scowen利用Hubble太空望远镜来研究了蟹状星云M1（可以参考Sky & Telescope杂志1995年1月第40页）。他们利用HST进行的持续研究为研究蟹状星云及其脉冲星的动力学和演化提供了新的证据。最近，HST的天文小组还研究了蟹状星云的核心部分。

这个天体受到了如此之多的关注,以至于将当时的天文学家分成了大致相当的两个部分：一部分人的工作与蟹状星云有关，而另一部分则是无关的。1969年6月在亚历桑那州的Flagstaff召开了一次“蟹状星云研讨会”（会议结果可参看PASP 1970年5月第82卷——Burnham）。1970年8月在Jodrell Bank天文台举行的IAU（国际天文学会）第46次研讨会也是专注于这一天体的。Simon Mitton在1978年写了一本很好的关于蟹状星云M1的小册子，至今仍然是最通俗易懂和资料最丰富的（这也是这里的许多资料的来源）。

蟹状星云可以相当容易地通过金牛座Zeta星（或者金牛座123星）找到。这颗星是公牛的“南侧尖角”，是颗3等恒星，可以容易地在毕宿五（金牛座Alpha星）的东偏东北方向找到。M1就在Zeta星偏北1度，偏西1度的地方，就在另一颗六等恒星Struve 742的偏南一点，偏西半度的位置。

这个星云可以容易地在晴朗黑暗的天空中看到，同样也很容易被非理想条件下的天光背景所掩盖。M1在7x50或10x50的双筒镜中可以刚好被看到，呈现为一个暗斑。更大一点的倍率可以看到它是个卵形星云状光斑，周围被雾气所环绕。在一架至少4英寸口径的望远镜中，一些细节会显现出来，星云的内侧可以看到一些微弱的色斑和条纹结构；John Mallas报告说，在最好的条件下，有经验的观测者可以看到它们遍布星云的内侧。爱好者们可以证实Messier的印象，M1在小仪器中看起来确实像一颗没有彗尾的暗彗星。只有在最佳条件下，用更大的望远镜，至少16英寸口径以上，纤维状和精细结构才能被看到。

由于蟹状星云离黄道只有1度半的距离，所以经常会发生与行星会合的现象，偶然会被行星遮掩，也会发生被月亮掩食的现象（前面提到过几次）。

M1刚好位到银河中。金牛座Zeta星是颗奇特的仙后座Gamma型变星，是颗快速自转的、光谱型为B4 III的恒星，向外喷出一层膨胀的气体壳层，它还有一颗暗弱的分光伴星，公转周期约133天。在赤经上比M1早两分钟（即半度）的地方就是恒星Struve 742，也叫ADS 4200。这是一颗目视双星，两颗伴星A星（7.2等，光谱型F8，黄色）和B星（7.8等，白色）相距3.6”，方位角为272度，相互旋转一圈需要大约3000年。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:43
标题: 行星状星云 M27（NGC 6853），类型3a+2，位于狐狸座

赤经 19 : 59.6（小时:分）
赤纬 +22 : 43（度:分）
距离 1.25（千光年）
视亮度 7.4（星等）
视大小 8.0x5.7（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

哑铃星云M27是被发现的第一个行星状星云。1764年7月12日，Charles Messier发现了这个迷人的新型天体，并且将其描述为一个卵形的不含恒星的星云。“哑铃”这个名字可以追溯到John Herschel对这个天体的描述，他还把它比喻为“双筒枪管”。

我们碰巧是在接近赤道平面的视角上观测这个天体（在我们图片中几乎从左到右分布）；这与另一个更暗的Messier行星状星云M76的视角相似，那个星云被称为小哑铃星云。如果从靠近极点的视角看去，星云可能就会是个环形，也许看上去就像是环状星云M57。

这个行星状星云的确是天空中同类天体中，给人留下最深印象的一个，它的明亮部分角直径将近6角分，还有一个延伸超过15'的暗晕，是月亮视直径的一半（Millikan 1974）。它也是最亮的行星状星云之一，它的视星等被估计为7.4等，只比最亮的，位于宝瓶座的，7.3等的螺旋星云NGC 7293稍暗一点，然而由于后者的视面积更大，表面亮度比M27低得多（M27的亮度由Stephen Hynes估计）；有些与众不同的是，这个行星状星云的照像星等只比视星等稍暗一点（7.6等）。笔者（hf）惊讶于即使在中等良好的条件下，这个天体也能在他的10X50双筒镜中表现得如此良好！

根据来自Pulkowo的苏联天文学家O.N. Chudowitchera的测量结果（L.H. Aller，Glyn Jones和Vehrenberg也提到了这个结果），星云的明亮部分很明显以每世纪6.8角秒的速度向外膨胀，由此估计星云的年龄为3,000到4,000年，即发生在三、四千年前的外壳层喷射应该是可以被观测到的（事实上外壳层的喷射发生在更早的时间，因为光线必须经过大约1000光年距离才能传到我们这里）。她估计星云距我们只有约490光年。而Burnham测得的星云膨胀速度是每世纪1.0角秒，由此估算出其年龄约为48,000年。

M27的中心恒星相当明亮，亮度为13.5等，表面温度约为85,000 K，是颗超热青色亚矮星（因此Sky Catalog 2000给出它的光谱型为O7）。Yerkes天文台的K.M. Cudworth发现它可能有一个暗淡的（17等）黄色伴星，相距6.5"，方位角为214度（Burnham）。

与大部分行星状星云一样，M27的距离非常不确定（因此其真实大小和本征亮度也不确定）。Hynes给出的距离约为800，Kenneth Glyn Jones认为是975，而Mallas/Kreimer则是1250光年，还有其他的距离估计从490到3500光年不等。目前，一项利用Hubble太空望远镜进行的测量工作正在展开，其目的是得到更准确、更可靠的哑铃星云的距离。

按照我们提供的1200光年的距离数据，这个气体星云的本征亮度约为太阳的100倍（绝对星等约为-0.5等），中心星约为+6等（太阳的1/3），伴星为+9到9.5等（几乎比太阳暗100倍），以上都是电磁波的可见光波段的数据。星云比恒星明亮得多，这一事实表明恒星的大部分能量集中在电磁波的高能波段，这一波段的辐射是不可见的。这些能量被星云吸收，将其中的气体激发，最终被星云以可见光的形式重新辐射出来。事实上，对几乎所有的行星状星云来说，大部分可见光集中在一个谱线上，即5007埃的绿光（参见我们的行星状星云简述）！

通过比较哑铃星云M27的照片，Leos Ondra在星云的最外侧发现了一颗变星，他称其为Goldilocks变星。这颗变星在我们的一些照片上也可以看到，例如Jack Newton，Peter Sutterlin和David Malin的INT照片（相当暗），还有John Sefick拍摄的一张照片。网页中的其他照片中都看不到这颗恒星，这证明了它的亮度变化。

M27以西约2度有一个不起眼的疏散星团NGC 6830，包含了约20-30颗相当疏散的恒星；这个星团的距离约为5500光年。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:44
标题: 行星状星云 M57（NGC 6720），类型4+3，位于天琴座

赤经 18 : 53.6（小时:分）
赤纬 +33 : 02（度:分）
距离 2.3（千光年）
视亮度 8.8（星等）
视大小 1.4x1.0（角分）

由Antoine Darquier de Pellepoix在1779年发现。

著名的环状星云M57经常被认为是行星状星云的原型，是北半球夏夜的精品。最近的研究已经证明，它极有可能真的是围绕在中心恒星周围，辐射着亮光的物质环，而不是一个球（或者椭球）壳，这刚好与John Herschel早期的假设相同。如果我们从其赤道平面上进行观测，那它看起来就会更像哑铃星云M27或者小哑铃星云M76，而不是现在我们所熟悉的样子：我们刚好是从它的极轴方向看见它的。

这与Kenneth Glyn Jones书中所表达的想法完全相反。天文学家们对M57进行了深度暴光观测，比如George Jacoby在Kitt峰国立天文台拍摄的深度暴光照片，对此进行的研究甚至暗示，星云的整体形状与其说是环状，还不如说更像是一根轴线沿着视线方向分布的管子，即我们正在俯视一根由恒星核燃烧生命晚期抛射出来的气体所组成的管子。最后，这些观测还发现了证据，证明这些赤道环或赤道管朝着两极方向有瓣状延伸，就像在M76的深度暴光照片中看到的那样，不过应该与NGC 6302这样的行星状星云更为相似，详细情况请参见Sun Kwok（2000）所写的综述。

深度暴光观测还显示出一个延伸超过3.5角分的物质晕（Hynes的数据为216角秒，引自Moreno & Lopez, 1987），这些是恒星早期星风的遗留物。这个物质晕是1935年由J.C. Duncan发现的（Duncan, 1935）。

我们的彩色照片（由Palomar山200英寸的Hale望远镜拍摄）表明，随着距离中心恒星（温度高达100,000到120,000 K）越来越远，环中物质的电离度也越来越低。最内侧的区域只发出紫外辐射，因而看起来是黑色的；而在可见星云环的内侧，电离氧和电离氮发出的绿色禁忌辐射是主要的颜色；在环的外侧，只有发出红光的氢元素能够被激发。

中心恒星是在1800年由德国天文学家Friedrich von Hahn（1742-1805）利用焦距20英尺的折射望远镜发现的。这是一颗行星大小的白矮星，亮度约为15等。其前身是一颗类似太阳的恒星，很可能一度比太阳质量还大，在演化到Mira变星阶段末期时，它外侧的包层被星风吹走。目前它的温度超过100,000 K，不过很快就会开始冷却，它会以白矮星的形式继续发光达几十亿年，最终会演变成寒冷的黑矮星。

与大多数行星状星云一样，环状星云M57的距离也非常不确定。不过就这个星云来说，人们可以利用它每世纪将近1角秒的膨胀速率和它径向速度之前的关系来估测距离。不过这些结果都建立在对星云形态错误的假设之上，他们都假设星云是球形的。因此，直到最近为止，人们只能基于不同的理论假设和模型，给出粗略的估计。下列的距离值就是不同的估算结果：4,100光年（K.M. Cudworth 1974；Mallas/Kreimer），1,410光年（Kenneth Glyn Jones），2,000到2,500光年（Vehrenberg），2,000光年（Sky Catalogue 2000.0），“大于2,000光年”（Murdin/Allen的《宇宙目录（Catalogue of the Universe）》），5,000光年（Chartand/Wimmer的《天空指南（Skyguide）》），3,000光年（WIYN），以及1,000到2,000光年（Sun Kwok, 2000）。更准确的距离值仍待确定（比如利用Hubble太空望远镜测量其视差），不过最近美国海军天文台（USNO）利用增强CCD技术测量了M57中心恒星的三角视差，结果为2,300光年（Harris et.al. 1997，也可参见STScI/Nasa, Jan 1999）。

根据前面给出的每世纪1角秒的膨胀速度，基于膨胀速度恒定的假设，可以粗略估计出星云的年龄。它的视大小为60x80角秒，这表明它已经膨胀了大约6,000到8,000年。

与大部分行星状星云一样，环状星云的视星等比照像星等明亮得多，前者为8.8等，而后者仅有9.7等；这是大部分光线都集中在少数几条特定谱线之中的必然结果（参见我们行星状星云网页上的讨论）。按照2,300光年的距离，它的视绝对星等相当于-0.3（照像绝对星等为+0.5），即固有亮度约为我们太阳的50到100倍。甚至连14.7等、只有行星大小的中心恒星绝对星等也达到+5到6等，几乎不比我们的太阳暗多少。星云1.4角分的视直径对应的真实直径为0.9光年（5.5万亿英里或者8.8万亿公里，即60,000天文单位），物质晕的直径延伸达2.4光年。

星云物质的质量被估计太阳的0.2倍，密度约为每立方厘米10,000个离子。它的化学成份如下：每含一个氟原子（Fl)，环状星云中就包含了425万个氢原子（H），337,500个氦原子（He），2,500个氧原子（O），1,250个氮原子（N），375个氖原子（Ne），225个硫原子（S），30个氩原子（Ar）和9个氯原子（Cl）。它正以每秒20到30公里的速度膨胀，以每秒21公里的速度接近我们。

由芬兰天文学家拍摄的M57照片上显示了一颗重叠在星云环上的恒星（前景星或者背景星）。

对天文爱好者来说，辨认出环状星云暗淡的中心恒星始终是一项挑战。可以参考Tom Polakis的M57邻近恒星光度测量数据和Brian Skiff的M57场恒星光度测量网页。

M57是被发现的第二个行星状星云（1779年1月），比最早发现的行星状星云M27晚了15年。Antoine Darquier de Pellepoix (Darquier)最先发现了环状星云，并且将它形容为“暗淡的星云，但是轮廓非常清晰；与木星一样大小，看起来像颗变暗的行星。”仅仅几天之后，Charles Messier就发现了它，并且将它记录在案。可能是Darquier将星云与行星的比较影响了William Herschel，他发现这类天体与他最新发现的行星——天王星非常相似，因此给这类天体取名为“行星状星云”。Herschel形容M57为“穿孔的星云，或者恒星环；”这是第一次对环状形态的描述。奇怪的是，“行星状星云”这一名称的发明者并且没有将这个最典型的代表算入此类天体之中，而是将它形容为“天堂的异物”，当作是一个特殊的天体。Herschel还辨认出一些重叠在环上的恒星，并且正确地认为“[它们]全都不属于它。”

M57介于天琴座Beta和Gamma星之间，位于Beta到Gamma星连线的三分之一处，非常容易寻找。用双筒望远镜就能看到一个恒星状天体，不过由于它非常小，因此很难辨认出来。使用较小的望远镜，在大约100倍的放大率下，环状开始显现出来，可以看见中心部分较暗；一颗12等恒星位于行星状星云东侧，距离中心约1'。如果能够看出颜色，环状星云看起来会有点偏绿，这并不出乎意料，因为它的大部分光线都集中在少数绿色的谱线之中。即使在小望远镜中，也可以看出它略呈椭圆形，主轴的方位角约为60度。随着望远镜口径的增加，在良好的观测条件下，可以看到越来越多的细节，不过即使在最大的仪器中，中心恒星也只有在最佳观测条件下，或者借助滤镜的帮助，才出显现出来。在大口径的望远镜中，在极佳的条件下，可以在星云背景中看见几颗非常暗淡的前景星或者背景星。

在M57周围的恒星中，天琴座Beta（渐台二）是一颗著名的食双星，两颗子星的光谱型分别为B7和A8，亮度在3.4和4.4等之间变化，变光周期为12.91天。天琴座Gamma（渐台三，英文名Sulaphat在阿拉伯文中是“乌龟”的意思）是一颗3.2等的巨星，光谱型为B9 III型，它有一颗12等的伴星，角距13.8"，方位角为300度。大小为0.4'、亮度为14.4等的星系IC 1296位于M57西北4'的位置，可以用大型望远镜找到。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:45
标题: 行星状星云 M76（NGC 650），类型3+6，位于英仙座

由Pierre Mechain在1780发现。

行星状星云M76是由Pierre Mechain在1780年9月5日发现的，他将它报告给Charles Messier，后者在1780年10月21日对其进行了观测，测定了它的位置，并且将它加入了他的星表。尽管Mechain发现它是一个不含恒星的星云，但Messier认为它是由小恒星和些许星云物质所组成的，这大概是受到了前景或背景恒星的欺骗。Rosse爵士错误地怀疑自己已经检测到这个星云中的一些旋臂结构。1866年，William Huggins，光谱学的先驱，发现它的光谱是气体光谱，显示出氰的谱线。天体摄影先驱Isaac Roberts发现，这并不是一对星云，而是一个单独的星云，并且第一次怀疑它是一个从侧面看到的宽边环状物。1918年，Heber D. Curtis首次正确地将它归类为一个行星状星云。

M76是较暗的Messier天体之一。它以小哑铃星云（最普遍的）、软木塞星云、蝴蝶星云和杠铃星云而著称，并且它被赋与了两个NGC编号，因为它曾被怀疑是一个双星云，由两个相互接触的子星云所组成。这个假说是由William Herschel提出的，他在1787年11月12日，将“第二个子星云”编号为H I.193。NGC 651是星云的东北部分。

M76的外观在某种程度上与哑铃星云M27有些相似。很有可能，星云的主体（亮棒，或者木塞）是一个明亮的、略呈椭圆的环，我们是从侧面看见这个环，与它的赤道平面只偏差了几度。这个环似乎在以大约42公里/秒的速度膨胀着。沿着垂直于这个平面的轴线，气体膨胀明显迅速得多，形成了较低表面亮度的蝴蝶“翅膀”。

尽管星云的明亮部分直径约为65角秒（更精确地说，‘木塞’约为42x87"，‘翅膀’为157x87"），这个星云还被一个暗淡的晕所包围着，它覆盖了一片直径290角秒的区域（Millikan, 1974）；这些物质大概是中央恒星在它仍处于红巨星的演化阶段时，以星风的形式抛射出来的。今天的中央恒星亮度为16.6等，温度高达大约60,000K，它可能将会像一颗白矮星那样，在未来的数百亿年时间里，逐渐冷却下来。

对行星状星云来说，习以为常的是，M76的视星等（Don Machholz个人估计为9.6，Hynes为10.1；笔者认为这很接近于自己的感觉）要比照相星等（大多数数据来源都一致认为是12.2等）明亮得多。这是因为大多数可见光都集中在一条谱线上，即二次电离氧的绿色5007埃禁忌谱线[O III]（参阅我们的行星状星云网页）。

对行星状星云来说，并非不同寻常的是，它的距离了解得较少，估计介于1,700和15,000光年之间（后者来自于Kaufmann的《Universe》；Kenneth Glyn Jones给出的数值是8,200）。因此，木塞的真实大小也介于0.34x0.72和3.1x6.4光年之间，而翅膀的范围介于1.3和11.3光年之间，暗晕则延伸到2.4和21光年之间。（我们3400光年的距离对应的大小分别为0.68x1.44、2.6和4.8光年，而根据Kenneth Glyn Jones的距离数值，木塞为1.7x3.5，翅膀为6.2，暗晕则为11.5光年）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:46
标题: 弥漫星云 M8 (NGC 6523)，发射星云，位于人马座

赤经 18 : 03.8（小时:分）

赤纬 -24 : 23（度:分）
距离 5.2（千光年）
视亮度 6.0（星等）
视大小 90x40（角秒）

星团NGC 6530由Flamsteed在1680年左右发现。礁湖星云由Le Gentil在1747年发现。

与其他弥漫星云一样，星云物质中形成的由年轻恒星组成的星团总是先被发现，位于M8东侧的年轻疏散星团NGC 6530在1680年左右就被Flamsteed发现了，在1746年又被De Cheseaux再次看见，直到1747年Le Gentil才发现了星云。Abbe Nicholas Louis de la Caille在1751-1752年将其编入他的星表，标记为Lacaille III.14。当Charles Messier在1764年5月23日将这一天体编入星表时，首先描述的是星团，然后才提到星云物质围绕在人马座9周围；他测量的原始位置也更接近现在星团的位置，而不是星云的位置。然而，现在人们通常把星云当成“Messier 8号天体”。

按照Kenneth Glyn Jones的说法，礁湖星云的视大小延伸达90x40角分，即3x1 1/3倍满月的直径。M8的距离还有点不确定，如果我们的数据——5,200光年是正确的话，其真实长度就相当于约140x60光年；最新给出的距离数据是4850（Glyn Jones）和6500光年，但是David J. Eichler给出的结果是5,200光年（Eichler 1996）。

礁湖星云中存在着一些被称为“球体（globules）”（Burnham）的暗星云，成为最值得注意的特征之一[参见放大的图片]。这些“球体”的直径大约为10,000AU（天文单位），是正在坍缩的原恒星的星云。在DSSM的M8图片中也可以看到一些细节。其中一些比较明显的“球体”被编入了E.E. Barnard的暗星云表：Barnard 88（B 88），类似彗星状，从北向南延伸（从上到下），位于我们的图片中左侧上边缘附近；更小的B 89位于星团NGC 6530的区域；窄长形的暗云B 286位于星云的南侧边缘（图片的下边缘）。按照David Eichler的说法，这个星云的厚度可能与前面提到的真实长度相当。

在礁湖星云最明亮的部分，可以见到一个不同寻常的结构，按其形状被称为“沙漏星云”（参见我们的细节照片）。这个结构是由John Herschel发现的，是由处于形成过程中的恒星形成的；沙漏星云在非常年轻的高温恒星的强烈激发下，发出明亮的发射线，其主要的辐射来源是高温恒星Herschel 36（9.5等，光谱型O7）。靠近这一结构的礁湖星云中最明亮的恒星，人马座9（5.97等，光谱型O5）也提供了大量高能辐射，使得星云受激发光。

Hubble太空望远镜被用于研究礁湖星云M8中的沙漏星云区域，结果于1997年1月公布。

即使对业余天文摄影爱好者来说，礁湖星云星也一个壮观的天体，Brad Wallis和Robert Provin用他们杰出的照片证明了这一点，Andjelko Glivar博士也用Celestron 8望远镜拍到了精美的图片。

与礁湖星云M8联系在一起的年轻疏散星团 NGC 6530被归类为Trumpler型“II 2 m n”（参见《Sky Catalog 2000》等书），这意味着它是分离的，只有微弱的中心聚集度，它的恒星亮度分布范围适中，数目也适中（50-100颗恒星），与星云物质相联系（显然与礁湖星云联系在一起）。由于它的成员星发出的光都因为星际介质的吸收而略微偏红，这个星团可能刚好位于礁湖星云的前方。其中最亮的恒星是一颗6.9等的高温O5型星，Eichler给出了它的年龄为2百万年。Woldemar Götz提到这个星团中包含着一颗奇特的Of型星，即超高温的明亮O型恒星，其光谱中带有奇特的电离氦和电离氮的谱线。

这个星云向东方延伸的暗淡部分（我们照片的顶端，超出照片以外）拥有自己的IC编号，即IC 4678.

M8位于非常显眼的人马座银河区域。由DSSM拍摄的另一张照片显示出礁湖星云M8和三裂星云M20，以及他们周围繁多的恒星和暗星云。我们还有更多M8和M20区域的照片，其中一些还包括了附近的疏散星团M21。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:47
标题: 弥漫星云 M17（NGC 6618），发射星云，位于人马座

赤经 18 : 20.8（小时:分）
赤纬 -16 : 11（度:分）
距离 5.0（千光年）
视亮度 6.0（星等）
视大小 11.0（角分）

由Philippe Loys de Cheseaux在1745-46年发现。

Omega星云M17，也被称为天鹅星云，马蹄星云，或龙虾星云（南半球的称呼），是恒星形成区域，受到年轻恒星的高能辐射激发而发光。与许多其他的发射星云不同，这些恒星在光学图像中并不明显，而是隐藏在星云之中。星云中的恒星形成过程不是正在进行，就是刚刚停止。一个由35颗明亮，但被遮挡的恒星组成小星团深埋在星云物质中。

Omega星云的颜色是红色，有些类似粉红色。这种颜色来自于高温的氢气，它们被星云中刚形成的致热恒星激发而发出红光。然而，其中最明亮的区域的确是白色的，并不像一些人认为的，是由过度曝光产生的。这种现象显然是高温气体的发射线与反射自这一区域中明亮恒星的光线相互混合的结果。星云中包含了大量地黑暗的遮光物质，形成了明显的暗斑。这些物质被隐藏的年轻恒星加热，发出明亮的红外光。

气体的总质量估计为太阳的800倍左右，足够形成一个明显的星团，比猎户座星云M42所含的气体更多。虽然明亮的星云看起来只有15光年大小，但总的气体云，包括低亮度的物质，似乎延伸到40光年以外。对距离的估计分布在相当大的范围之内，但现代的数据都介于5,000和6,000光年之间，比它的近邻，M16和鹰状星云，距离我们更近——很明显，这两个恒星形成区域实际上相当靠近，位于银河系的同一条旋臂内（人马臂或人马-船底臂），可能是同一块巨大的宇宙星际介质云的一部分。

与许多弥漫星云一样，这个天体的总亮度很难估计，不同的资料来源给出不同的结果。尽管较早的资料来源结出的估计都在7.0等左右，可能是因为这些都是在北半球观测的结果，现代星表列出它的视亮度更高一些：Don Machholz认为是6.6等，Sky Catalogue 2000.0则是5.0等，Uranometria 2000.0的深空观测指南给出的数据是6.0等（我们采用的是这个数据）；不论如何，对于北半球纬度不高的地方来说，在良好的观测条件下，可以用肉眼看见这个天体。

M17是由De Cheseaux发现的，但当时并不广为人知，因此Charles Messier在1764年6月3日独立地重新发现了它，并且将其标记在星表中。

Omega星云或者天鹅星云M17与它的近邻——M16一样，很容易寻找。一种方式是利用白色巨星盾牌座Gamma来定位，它的亮度为4.70等，光谱型为A2 III；从牛郎星（天鹰座Alpha星）沿着天鹰座Delta和Lambda星就能找到这颗恒星；M16就在它西南方2度稍多一点的地方。另外，在双筒望远镜的帮助下，从恒星密集区M24向北方移动，经过其东北边缘的一对6等和7等恒星，向北移动1度，找到小疏散星团M18，M17就在它的北方1度的位置。

在极好的条件下，M17可以刚好用肉眼看到，它的表面视亮度为6.0等。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:48
标题: 弥漫星云 M20（NGC 6514），发射及反射星云，位于人马座

赤经 18 : 02.6（小时:分）
赤纬 -23 : 02（度:分）
距离 5.2（千光年）
视亮度 9.0（星等）
视大小 28.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

Charles Messier在1764年6月5日发现了这个天体，将其描述为一个由8到9等恒星组成的星团，被星云物质包裹。

三裂星云M20以其三叶状的特征而闻名。也许是这个形状使得William Herschel标记这个星云时分配了四个不同的编号：H IV.41（标记于1786年5月26日）和H V.10、H V.11、H V.12（记录于1784年7月12日）。通常他很小心地避免将Messier天体编入他自己的星表中。他标记这个天体可能的原因是Messier仅仅将其形容为一个“星团”。“三裂”这个名字最早是被John Herschel用来描述这个星云的。

产生三裂特征的暗星云被Barnard编号为Barnard 85（B 85）。

一个年轻的星团位于红色的发射星云的中心附近，它们被蓝色的反射星云包围着，这在星云的北侧边缘尤其显著。这个星云的距离相当不确定，数据介于2,200光年（Mallas/Kreimer；Glyn Jones认为是2,300）和7,600光年（C.R. O'Dell 1963）之间。Sky Catalog 2000的数据为5,200光年，WEBDA数据库则是3,140，Jeff Hester的Hubble新闻稿（STScI-PRC99-42）中给定的距离为“大约9,000”光年。

与其他星云类似，亮度估计上也有较大出入：Kenneth Glyn Jones认为是9.0等，而Machholz估计为6.8等。其中的亮度可能部分来自于激励星云发光的恒星，ADS 10991，这是个总星等为7的三合星系统（子星分别是A：7.6，B：10.7，C：8.7）。三颗恒星温度都极高；子星A的光谱型为O5或O6。这一相当明亮的三合星的存在，使得星云的亮度估计变得相当困难。

在天空中，三裂星云位于更大的礁湖星云M8西北方将近2度的地方，因此这两个星云成了广角摄影的理想目标，比如这些M8和M20天区的图片，以及这一天区的大幅DSSM图片。它更接近疏散星团M21，出现在我们M21照片的左上方边缘处。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:49
标题: 弥漫星云 M42（NGC 1976），发射和反射星云，位于猎户座

赤经 05 : 35.4（小时:分）
赤纬 -05 : 27（度:分）
距离 1.6（千光年）
视亮度 4.0（星等）
视大小 85x60（角分）

由Nicholas-Claude Fabri de Peiresc在1610年发现。

猎户座大星云距离我们大约1,600（或者1,500）光年，是天空中最亮的弥漫星云，肉眼可见，对任何口径的望远镜来说，从最小的玻璃镜到最大的地基天文台，甚至是Hubble太空望远镜，这都是一个值得观测的天体。

它是一块大得多的气体和尘埃云的主要部分，这片气云延伸超过10度，占据了猎户星座的一大半天区。这片巨大的气云的真实大小为好几百个光年。它在在长时间暴光的照片中可以被看到（参见Burnham的照片），除了猎户座大星云位于中心外，还包含了下面比较著名的天体：Barnard环，马头星云区域（也包含了NGC 2042，即猎户座B），和M78附近的反射星云。除了可见光波段的许多令人印象深刻的深度暴光照片之外，猎户座大星云在红外光波段也有着异常壮丽的表现。

猎户座大星云本身仍然是天空中一个巨大的天体，延伸达66x60角分，覆盖的区域相当于满月面积的四倍。相应的真实直径约为30光年。它也是最明亮的深空天体之一，用肉眼就可以清楚地看见。Ptolemy，以及后来的Tycho Brahe和Johann Bayer都将其中最明亮的恒星作为一颗亮星而记入星表——后者将其标为猎户座Theta星，Galileo也在1610年初用他的望远镜首次观测这片天区，发现了一些暗星，直到1610年，法国律师Nicholas-Claude Fabri de Peiresc（1580-1637）将它的望远镜转向这一区域，才发现这是个星云。笔者对于此前一直没有关于其星云本质的任何记录而感到非常疑惑。这个星云在1611年被Lucerne的天主教会天文学家Johann Baptist Cysatus（1588-1657）独立地重新发现，他还将其与同年他观测到的一颗彗星进行了比较。已知最早的猎户座大星云的素描是由Giovanni Batista Hodierna绘制的。所有这些发现显然都在一段时间内被遗忘了，因此最后这一发现被归功于Christian Huygens一个人，他在1656年独立地重新发现了这个星云，Charles Messier也在1769年3月4日，独立地发现，并将它加入自己的星表。

由于Messier所知的猎户座大星云的素描与星云留给他的印象相去甚远，他亲自给这个天体绘制了一幅精细的素描，为了“有助于再次辨认它，如果它不随时间变化的话”（就像Messier在他的星表简介中声称的那样）。

从此，这个华丽的天体持续地影响着天文学家们。它是1774年William Herschel用他自己制造的6英尺焦距反射望远镜观测的第一个深空天体。1789年，他用他的40英尺焦距的望远镜进行了观测，出于先知式的灵感，他将它描述为“一片未成形的炽热的薄雾，未来太阳的混沌原料。”1880年，M42成为第一个被成功拍摄下来的星云，是由Henry Draper完成的。

这个星云的北侧边缘，被一条明显的暗带切开，在我们的照片可看得很清楚。这张照片是由英澳天文台的David Malin拍摄的。点击查看更多有关这张照片的信息。

东北侧的这一小部分最早是由de Mairan观测到的，被Charles Messier赋予了另外一个编号，M43（参见下文）。在北侧非常近的地方，还有一个更暗淡的反射星云，部分反射来自于大星云的光线。它们对Charles Messier来说并不明显，但后来被标记为NGC1973、1975和1977。这里我们收集了更多M42、M43的图片，以及更多M42、M43和NGC 1973-5-7的照片。

M42本身显然是一团非常狂暴的气体和尘埃，充满了有趣的细节，C.R. O'Dell在他的HST照片说明中将其比喻为科罗拉多大峡谷丰富多彩的地形。其中主要的特征被不同的观测者赋予了自己的名字：将M43从星云主体中分割出来的暗星云，向星云主体中延伸了很大一部分，形成了通常被称为“鱼嘴”的结构。两边的明亮区域被称为“翅膀”，而在鱼嘴的末端有一个由刚形成的恒星组成的星团，被称为“四边形星团（Trapezium cluster）”。东侧向南延伸的翅膀（我们照片中的左下方）被称为“剑”，四边形星团下方的明亮星云为“刺”，向西侧（右侧）延伸的较暗部分为“帆”。这里我们收集了一些M42的细节图片，包括了历史上的目视观测者对明亮区域的另一套命名法，还有用于图像分析的Lowell天文台拍摄的四边形星团及其邻近区域的照片。

四边形星团是已知最年轻的星团之一，其中的新恒星还在不断地形成。显然，这个星团最早在1654年之前就被Hodierna描绘成三合星（参见他的素描），Christian Huygens在1656年独立地重新发现猎户座大星云时，首次描述了这个星团。最早发现的三颗恒星通常被标为“A”、“B”和“C”星。现在看来，这显然是第二颗被认证的聚星（第一颗是大熊座的开阳星，1650年被发现为望远镜可以分辨的双星）。四边形的第四颗星，“D”星，最早在1673年被Abbe Jean Picard发现（按照de Mairan的说法），1684年被Huygens独立地发现。星团中第五颗恒星“E”在1826年被Dorpat的Friedrich Georg Wilhelm Struve用9.5英寸折射镜发现。第六颗，“F”星，1830年2月13日被John Herschel发现。第七颗，“G”星，1888年被Alvan Clark发现，当时他正在测试Lick天文台的36英寸折射镜，还有第八颗，“H”星在1888年底被E.E. Barnard用同一架望远镜发现。后来Barnard发现“H”星是由两颗16等子星组成的双星。今天我们知道“A”星和“B”星都是大陵五型的食变星：A的亮度变化介于6.73等和7.53等之间，周期为65.4325天，而B星介于7.95和8.52等之间，周期6.4705天。

猎户座大星云也是业余天文摄影家最容易和最值得拍摄的目标。

过去几十年来对猎户座大星云的研究表明，可见的星云，M42，这片围绕在四边形星团周围的高温的，光致电离的发光气体，只是位于一片大得多的稠密物质云——猎户座分子云1（OMC 1）表面上的一层薄薄的气体。我们碰巧是从接近正面的方向看到这个结构的。这个模型的最初想法是来自Munch (1958)和Wurm (1961)，1973-1974年间被几位作者充分完善（Zuckerman (1973), Balick et.al. (1974)），不久又得到了观测支持，目前一些细节仍在研究之中，参见O'Dell (2001)最近的综述，以及其中引用的文献。圣地亚哥超级计算机中心（SDSC）的可视化实验室已经基于这个模型创建了猎户座大星云的3维影像（参见M42的侧面视角模拟图）。

猎户座大星云从最早开始，在Hubble太空望远镜还没有被修复之前，就一直是首选目标。一项主要的发现是出现在这些M42的HST图片中的原行星盘，简称为“Proplyds”（即正在形成中的行星系统），这些图片被用来制作成模拟接近这些原恒星的动画[说明]。1995年11月的HST图片揭示了更多这片“星星工厂”中正在发生的复杂过程的细节。1997年1月Hubble的研究揭示了组成四边形的年轻高温的恒星与原行星盘之间有趣的相互作用：它们强烈的辐射试图破坏原行星盘，因此正在形成中的较低质量恒星就可能失去用来形成行星系统的物质。

猎户座大星云很容易寻找，因为它围绕在肉眼可见的猎户座Theta聚星或星团周围，位于猎户的宝剑中部。在还算良好的条件下，星云本身也能被肉眼瞥见，看起来就像围绕在这颗恒星周围的暗淡云气。

猎户座大星云和另两个明亮的星团——鬼星团M44和昴星团M45一起被列进Messier的列表，这有些不同寻常；Charles Messier通常只将那些容易被误认为彗星的暗淡天体加入列表。但在1769年3月4日这个夜晚，他测量了这些著名天体的位置，（Owen Gingerich如是说）‘显然是想把这些“滥竽”加进列表，使总数达到45’，为它在1771年的Memoires de l'Academie上首次发表做准备（1774年出版）。也许有人会思考为什么他不直接发表一个包含41个天体的列表，而非要增加到45个天体；一个可能的原因是，也许他想超过Lacaille发表于1755年的南天天体表，这份星表列出了42个条目。此外，Messier还测量了之前由de Mairan报告的星云的东北部分，因此它也有了自己的Messier编号：M43。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:50
标题: 弥漫星云 M43（NGC 1982），发射和反射星云，位于猎户座

赤经 05 : 35.6（小时:分）
赤纬 -05 : 16（度:分）
距离 1.6（千光年）
视亮度 9.0（星等）
视大小 20x15（角分）

1731年之前被Jean-Jacques Dortous de Mairan发现。

M43实际上是猎户座大星云M42的一部分，是被一条壮观狂暴的暗带从星云主体上分割出来的。它最早在1731年被de Mairan以“围绕着恒星的光辉”而公诸于世，他认为这“非常类似于我们太阳的大气层，如果它足够致密，足够大到可以在类似的距离上被望远镜观测到的话。”Charles Messier将它画在了他的猎户座大星云精细素描中，并且在1769年3月4日给它赋予了另外的编号，M43。此外，William Herschel也将它收入他的列表中，编号为H III.1，尽管通常他很小心地避免给Messer天体标上自己的编号。在1811年的文章中，Herschel声称他早在1774年3月4日就观测过这个星云了，1783年11月3日将它记录在案。

弥漫星云M43包围着不规则的年轻“变星云”猎户座NU（HD 37061，注意：是猎户座“N”“U”，而不是“猎户座Nu”，即这是由两个字母组成的变星编号，而不是希腊字母），亮度介于6.5到7.6等之间，光谱型为B IV。看起来M43是被这颗恒星激发而发亮的，其中也包含着它自己的，独立的小星团，其中的恒星是在猎户座大星云的这一部分中形成的。

沿着星云东部边缘延伸的黑暗结构在8英寸以上的望远镜中可以清楚地看到。星云本身即使在4英寸镜中也可以看得很清楚。Alister Ling在他最近关于使用滤镜观测猎户座大星云的评论文章中（Astronomy，1995年12月刊），提到了这个星云的逗号形状。

我们的照片是由David Malin利用3.9米的英澳望远镜拍摄的。点击查看更多有关这张照片的信息。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:51
标题: 弥漫星云 M78（NGC 2068），反射星云，位于猎户座

赤经 05 : 46.7（小时:分）
赤纬 +00 : 03（度:分）
距离 1.6（千光年）
视亮度 8.3（星等）
视大小 8x6（角分）

由Pierre Mechain在1780年发现。

M78是天空中最明亮的弥漫反射星云。1780年初被Pierre Mechain发现，1780年12月17日，Charles Messier把它加入自己的星表。它属于猎户座星云联合体，一大片以猎户座大星云M42/M43为中心的气体和尘埃云，距我们大约1,600光年。它是一片巨大的尘埃云中最明亮的部分，这片尘埃云包括了NGC 2071（东北方，我们照片的右下方），NGC 2067（靠近西北方），和非常暗淡的NGC 2064（西南方），在我们的照片中全都可以看见。再加上其他一些星云，包括猎户座Zeta附近的NGC 2024（猎户座B，有时被称为火焰星云），所有这些星云都与猎户座星云联合体的一部分——分子云LDN 1630（来自于Lynds的暗星云表）联系在一起。

作为反射星云，M78是一团星际尘埃，因为反射和散射了来自明亮蓝色恒星（早B型星）的光线而发亮，其中最明亮的恒星是HD 38563A，第二亮的是HD 38563B，两颗恒星的视星等都是10等左右。M78的反射星云本质是被Loweel天文台的Vesto M. Slipher在1919年发现的（Slipher 1919）。在这个距离上，M78延伸的尺度将近4光年。

本网页上的照片是1960年代中期，Evered Kreimer在亚历桑那州通过一架12.5英寸的牛顿反射镜拍摄的。2004年2月，当大量关心这些网页的仔细的读者在这张照片上发现了被认为是J.W. McNeil“最新”发现的星云之后，这张照片开始名声大振。

在这个星云内部以及附近，45颗带有氢发射线的低质量，类似金牛座T星的不规则变星被发现。这类恒星是主序星，它们的亮度会变化（幅度约为3等），光谱型也会变化（约为F或G型，与我们太阳的色球层相似），比同样光谱型的正常恒星明亮4到5倍，与或明或暗的星云联系在一起。也许这些是仍然处于形成过程中的，非常年轻的恒星。

红外线研究给出了这个星云中已经形成的，由年轻恒星组成的星团的更清晰图像。Kitt峰国立天文台1.3米红外望远镜，在2.2微米波长，对与M78相关的分子云——LDN1630（猎户座B）进行了研究Lada et.al. (1991)，其结果表明，大量深埋在星团内部的年轻恒星正在形成，其中包括一些质量较低的恒星。因为这篇文章，Archinal和Hynes（2003）将M78中的疏散星团称为“[LDEG91] 3”。

在M78区域发现了大量奇特的外流源；这些所谓的Herbig-Haro物体被推测为深陷在M78星云物质内部，刚刚形成的年轻恒星抛射物质的喷流。Zhao et al. (1999)的发现使得M78中已知的Herbig-Haro物体的数目达到了17。IPAC的S. Van Dyk利用2MASS红外望远镜拍摄了一幅M78及其整个区域的极佳红外照片；这些资料为更深入地研究M78中的恒星形成过程打开了窗口。

M78并不难找，可以从猎户腰带上最东侧的恒星，猎户座Zeta，即参宿一（Alnitak）开始寻找；M78位于这颗恒星以北约2度，以东1 1/2度的地方；Zeta星向北伸出的3颗5-6等的一串恒星，也许可以帮你定位。此外，它也可以在腰带最西北侧的恒星，猎户座Delta以北将近1/2度，以东3 3/4度的地方被找到。

目视时，M78就像一颗暗淡的彗星。在良好的条件下，双筒镜刚好可以看见一个非常暗的光斑。小望远镜已经可以看出它非常明亮，并且显示出两颗照亮它的恒星，分别位于西北和东南方，就像是M78紧凑的“彗头”部分中的双彗核；假想的一条又短又粗的“彗尾”似乎延伸到西南端。这一区域中的其他星云需要极暗的天空，观测起来比M78要难得多；在极好的情况下，4英寸镜子可以显示出NGC 2071，隐约感觉出M78周围的薄雾。西侧的恒星较少，表明在这一区域，暗星云似乎遮挡了背景恒星的光线。M78以东大约1 3/4度，可以找到疏散星团NGC 2112；这个星团大约9等，直径11'，位于M78后面，距离约为2800光年，要古老的多：估计约为20亿年。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:52
标题: 疏散星团 M6 (NGC 6405)，类型‘e’，位于天蝎座

赤经 17 : 40.1（小时:分）

赤纬 -32 : 13（度:分）

距离 1.6（千光年）

视亮度 4.2（星等）

视大小 25.0（角分）

由Hodierna在1654年发现。

疏散星团Messier 6被Burnham形容为“迷人的星群，其中恒星的分布勾勒出一只展翅飞翔的蝴蝶”。Ake Wallenquist，在1959年，辨认出M6中的大约80颗成员星，遍布在直径54角分的区域内。星团的主要部分充满了直径25角分的视场。M6的距离被Rohlfs等人估计为2000光年左右，Mallas/Kreimer和《Sky Catalogue 2000.0》上给出的也是这个数值，但是Burnham报告说，进一步研究表明，由于消光的作用，真正的距离可能更近，应该在1300到1470光年之间；Kenneth Glyn Jones认为是1304光年。由Archinal/Hynes和WEBDA给出的最新数据分别是1,584和1,588光年；我们在这里取其近似值1,600光年。

按照这个距离，这个星团25'的视直径对应的真实大小为12光年左右，向外扩展到25光年的空间中（对应于Wallenquist的54'）。平均密度估计为每立方秒差距0.6颗恒星。M6的年龄也不确定，Burnham估计为10,000万年，而《Sky Catalogue 2000.0》上是5,100万年，WEBDA的数据则是9,500万年。

这个星团中最亮的恒星是天蝎座变星BM，即HD 160371，一颗黄橙色的超巨星（光谱型为K0-K3 Ib），是颗半规则的SRd型变星，其视亮度在5.5和7等之间变化。它的亮度变化使得这个星团的总星等也在显著的变化。这颗恒星是在我们照片中形成明显平行四边形的那4颗亮星中最左边的那颗。最热的恒星是光谱型B4-B5的蓝色主序星。Burnham列出了M6中最明亮的恒星：
1. 6.17等，光谱型K0-K3（即天蝎座BM）；
2. 6.76等，B8；
3. 7.18等，B5；
4. 7.26等，B4；
5. 7.27等，B8；
6. 7.88等，B9。
橙色超巨星和明亮的蓝色主序星在这个星团的彩色照片中对比强烈，参见NOAO的M6彩色照片。

Trumpler将M6的类型归类为II,3,m，而《Sky Catalogue 2000.0》中给出的Trumpler类型为III,2,p，Götz和Archinal/Hynes则认为是II,3,r。

在所有Messier天体中，M6与银河中心方向的夹角最小。银河中心位于人马座，非常靠近人马、天蝎和蛇夫这三个星座的交界点。

Burnham认为Ptolemy对其近邻——M7的描述中，可能已经包括了M6，但是通常认为发现者是de Cheseaux，他首次明确地将M6辩认为“一个非常美丽的星团”。按照Kenneth Glyn Jones的说法，Hodierna在1654年以前就看到过M6，并且数出了其中18颗恒星。Lacaille在1751-52年将它包括进自己的星表，编号为Lac III.12，Charles Messier最后在1764年5月23日将其编入星表。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:55
标题: 疏散星团 M7 (NGC 6475)，类型‘e’，位于天蝎座

赤经 17 : 53.9（小时:分）

赤纬 -34 : 49（度:分）
距离 0.8（千光年）
视亮度 3.3（星等）

视大小 80.0（角秒）

Ptolemy在公元130年时就已经知道M7的存在了。

M7是最大、最明亮的星群，很容易用肉眼看到。就像Burnham描述的那样，“这个星团在无数暗淡遥远的银河繁星背景中显得非常突出。”

Ptolemy早在公元130年左右就提到了这个壮丽的星团，将其描述为“天蝎座毒刺后面的星云”。这个描述也可能包括了M6，但是并不确定。理所当然的，Ptolemy被认为是这一天体的发现者，因此笔者[hf]在几年前提议将M7命名为“托勒密星团（Ptolemy's Cluster）”，目前已经得到了一定的认可。

M7在1654年以前被Hodierna观测到，他数出了其中30颗恒星，它还被Abbe Lacaille包括在他的南天深空天体表中，编号为Lac II.14。Charles Messier在1764年5月23日将其标记为他星表中的第7号天体。

M7由大约80颗亮于10等的恒星组成，这些恒星分布在大约1.3度视直径的范围内，它的距离大约为800光年，因此对应的真实直径约18到20光年。它被归类为Trumpler I,3,m或者I,3,r型。这个星群以每秒14km的速度接近我们。最明亮的恒星是一颗黄巨星（光谱型gG8，5.6等），最热的主序星光谱型为B6（5.89等）。《Sky Catalog 2000》上的数据以及G. Meynet的日内瓦小组最新计算的结果都表明，M7的年龄估计为2亿2千万年。最近的研究认为距离应略大于1000光年，这使得其尺度增长到25光年，但是并不影响它的年龄。

Ake Wallenquist发现M7是中心聚集度最高的星团之一。M7整体的视星等被不同的小组估计为3.3和5.0等。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:56
标题: 疏散星团 M11 (NGC 6705)，类型‘g’，位于盾牌座

赤经 18 : 51.1（小时:分）
赤纬 -06 : 16（度:分）
距离 6.0（千光年）
视亮度 6.3（星等）
视大小 14.0（角分）

由Gottfried Kirch在1681年发现。

就像Robert Burnham所说的，这是“恒星最多、最致密的银河（疏散）星团之一”，初步估计M11中包含了2900颗恒星，其中亮于14等的约有500颗。位于M11中心的观测者将会看到几百颗1等的恒星！恒星如果之多，如此之密，因此它被Trumpler归类为II,2,r型（一些最新的数据将其归类为I,2,r型）。

不同资料来源给出的视直径相差相当大；E.E. Barnard估计为35'，而《Sky Catalog 2000》给出的则是14'。

野鸭星团中最明亮和最热的主序星光谱型为B8（根据《Sky Atlas 2000》），因此它的年龄被估计为2亿2千万年，但也有其他的估计（Burnham给出的数值是5千万年）。星团中也包含了许多绝对星等为-1.0左右的黄色和红色巨星，这一事实支持了较大的数值。G. Meynet的日内瓦小组最近计算的结果表明它的年龄为2亿5千万年。它以每秒22km的速度离我们而去。

M11是由柏林天文台的德国天文学家Gottfried Kirch在1681年发现的。显然是由William Derham在1733年前后首次分解为恒星。Charles Messier在1764年5月30日将其包括到他的星表中。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:57
标题: 疏散星团 M16 (NGC 6611)，类型‘e’，位于巨蛇座

赤经 18 : 18.8（小时:分）
赤纬 -13 : 47（度:分）
距离 7.0（千光年）
视亮度 6.4（星等）
视大小 7.0（角分）

星团M16（NGC 6611）由Philippe Loys de Cheseaux在1745-6年发现。星云IC 4703由Charles Messier在1764发现。

距离约为7,000光年，位于巨蛇星座，接近盾牌座和人马座的边界，处于银河系中比我们更内侧的那条旋臂上（人马臂或人马-船底臂），大片星际气体和尘埃正处于活跃的恒星形成过程之中。疏散星团M16就形成于这团气体尘埃云中。这片弥漫星云被称为鹰状星云IC 4703，受到其中大质量高温年轻恒星的高能辐射激发而发光。新的恒星仍然在不断地形成，这些形成过程发生在较暗的“象鼻”附近，从我们的照片上可以清楚地看到，在AAT的照片和其他M16的图片中也能看到。更清晰的恒星形成过程可以在1995年11月公布的哈勃太空望远镜拍摄的M16照片中看到；此外，他们还使用了一个动画来演示接近这个恒星形成区域的过程，我们还提供了一些桌面大小的图片（可以用做电脑屏幕的桌面背景）。

这个星团的年龄只有550万年左右（按照Sky Catalog 2000和Götz的数据），仍有新的恒星在鹰状星云中不断形成；因此其中存在着光谱型为O6的超高温年轻恒星。这个星团被归类为Trumpler II,3,m,n型（Götz）。M16中最明亮的恒星视星等为8.24。它的距离为7,000光年，角直径为7角分，对应的真实尺度约为15光年。星云则延伸得更远，直径超过30'，对应的真实大小约70x55光年。

有些资料认为M16的距离应该更小：Kenneth Glyn Jones认为是5,870光年。Götz认为是5,540光年。Götz声称这是本征亮度最大的疏散星团之一，其绝对星等为-8.21。

1745-6年时，De Cheseaux只发现了这个星团。Charles Messier在1764年6月3日独立地重新发现了M16，他提到这些恒星“被暗淡的光晕围绕”，可能指的就是星云。Herschel家族显然没有注意到星云的存在，因此在他们的星表以及此后的NGC星表中仅仅描述了这个星团。这个星云在1908年被编入IC II星表，编号为IC 4703，“与星团M16有关”，但是NGC 2000.0星表却错误地将这个天体归类为疏散星团。

这个星云最早可能在1895年就被E.E. Barnard拍摄到，1897年被Isaac Roberts拍摄下来。

M16很容易寻找，可以通过盾牌座Gamma星（白色巨星，4.70等，光谱型为A2 III）来定位：从牛郎星（天鹰座Alpha星）经过天鹰座Delta和Lambda星就可以找到这颗恒星；M16就在它西边大约2.5度的位置（赤经坐标相差19分钟）。也可以在双筒望远镜的帮助下，从恒星密集区M24开始寻找，向北经过一对6等和7等恒星，沿着M24北侧1度的小型疏散星团M18，再向北1度，找到壮观的Omega星云M17，最后再向北2度，即是M16的位置。

星团M16和鹰状星云用低倍率的望远镜观测，效果最好。4英寸的镜子可以看见约20颗恒星散布在由暗星和星云物质组成的不均匀背景中；在良好的观测条件下可以瞥见三个星云密集区。在极好的条件下，可以在星团的北侧隐约看见星云中的黑暗部分。鹰状星云在摄影观测中才能得到良好的效果，但更大的口径和星云滤镜（O-III）也能帮助我们在目视观测时看到一部分细节。黑色的柱状结构只有在大型的业余仪器中才能看到（12英寸以上）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:57
标题: 疏散星团 M18（NGC 6613），类型‘d’，位于人马座

赤经 18 : 19.9（小时:分）
赤纬 -17 : 08（度:分）
距离 4.9（千光年）
视亮度 7.5（星等）
视大小 9.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M18在小望远镜中观测效果最好，可以看到超过12颗相当明亮的恒星（Sky Catalog 2000列出了其中20个成员）。它的直径大约0.2度，因而显得比较松散和稀疏，所有资料来源都将其Trumpler类型定义为II,3,p,n。按照Kenneth Glyn Jones和Burnham的数据，其距离大约为4,900光年，但是其他的资料来源给出了不同的数据：Mallas是6,000，Sky Catalog 2000则是3,900光年。按照我们的数据——4,900光年，它的真实直径应该是17光年左右。

M18中温度最高的恒星光谱型为B3，因此这个星团相当年轻；它的年龄被估计为3千2百万年。从我们收集的更多M18的图片中的彩色照片上可以看到，这个星团既包含了明亮的蓝色恒星，也包含了明亮的橙黄色恒星。

M18位于Omega星云M17和恒星密集区M24之间。从这张由UK施密特望远镜拍摄的M17，M18和M24周围天区的照片上可以看出来。

疏散星团M18是由Charles Messier首先发现的天体之一，他于1764年6月3日将其编入星表。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 08:59
标题: 疏散星团 M21（NGC 6531），类型‘d’，位于人马座

赤经 18 : 04.6（小时:分）
赤纬 -22 : 30（度:分）
距离 4.25（千光年）
视亮度 6.5（星等）
视大小 13.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M21星团中的恒星向中心的聚集程度相当强。因此，Woldemar Götz将其Trumpler级别划分为I 3 r型（向中心强聚集，亮度范围大，即包含明亮和暗淡的恒星，以及恒星数量众多,rich），而按照Kenneth Glyn Jones的说法，Trumpler本人将其划分为I 3 p型（即恒星数量少，poor，或者少于50颗恒星）。

按照Burnham的说法，S.N. Svolopoulos在1953年已经证认出57颗成员恒星（使其Trumpler级别变为I 3 m），其中最明亮恒星是光谱型B0的巨星。这意味着这是个非常年轻的星团：Sky Catalog 2000估计年龄为4.6百万年，并且声称这个星团是人马座OB1星协的一部分。

由于它非常靠近三裂星云M20（它的外层星云出现在我们图片左上侧边缘），显示礁湖-三裂天区的照片上的确也包含了M21，比如这一天区的大幅DSSM图片。

这个星团的距离不同的资料来源给出了不同的结果：Mallas/Kreimer给出的是3,000光年，Burnham是2,200，而Kenneth Glyn Jones和Sky Catalog 2000都是4,250光年。有趣的是，所有的资料来源给出的三裂星云M20的距离也都不同，因此星团M21和三裂星云哪个离我们更近也还不确定。

疏散星团M21是由Charles Messier发现的，他在1764年6月5日将其编入星表。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:00
标题: 疏散星团 M23（NGC 6494），类型‘e’，位于人马座

赤经 17 : 56.8（小时:分）
赤纬 -19 : 01（度:分）
距离 2.15（千光年）
视亮度 6.9（星等）
视大小 27.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

疏散星团M23是夏季银河中又一个适合小望远镜和双筒望远镜观测的美丽天体。它是Charles Messier首先发现的天体之一；，他在1764年6月20日发现了这个星团。

这个6-7等的天体距离是2,150光年，27角分的视直径对应的尺度约为15光年（Kenneth Glyn Jones认为视直径为35'，对应于20光年）。M23被Trumpler归类为I,2,r型，而Götz则将其划分为II,2,r型，Sky Catalog 2000的数据是III,1,m型。它包含了至少约150颗已被证实的成员星。

Already Wallenquist在34'直径内统计了129颗可能的成员星，其中最明亮的五颗恒星平均星等为9.4等。他认为这是个比较古老的疏散星团。

Norman Lockyer天文台的S.N. Svolopoulos在1953年研究了M23。他在27.2'内找到了149颗成员星，按星等分布如下：

10等：12颗，11等：17颗，12等：24颗，13等：20颗，暗于13.5等：96颗恒星。

M23中最热的恒星光谱型为B9，最明亮的恒星为9.21等。M23的年龄被估计为2亿2千万年（Sky Catalog 2000）和3亿年（G. Meynet的日内瓦小组）。

M23可以很容易地在人马座Mu星以北2.5度，以西3.5度的位置上找到，大致位于这颗恒星与蛇夫座Xi星的连线上，即M9以南0.5度，以东8度的地方。这是个美丽的疏散星团，大部分恒星介于10等到13等之间。这个星团位于恒星密集的银河背景之中，边界非常不明显。西北方有一颗相当显著的6.5等白色前景恒星，距离星团中心大约18'。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:02
标题: 疏散星团 M25（IC 4725），类型‘d’，位于人马座

赤经 18 : 31.6（小时:分）
赤纬 -19 : 15（度:分）
距离 2.0（千光年）
视亮度 6.5（星等）
视大小 40.0（角分）

由Philippe Loys de Cheseaux在1745-46年发现。

尽管在最小的望远镜，甚至观剧镜中M25也是个显著的星团，但它还是只获得了一个IC编号。其中的原因不为人知，尽管它曾经在1745-46年被de Cheseaux观测到，在1764年被Charles Messier观测到（在1764年6月20日将其纳入星表），被Johann Elert Bode加进1777年星表，被Admiral Smyth观测到（1836年），被Thomas William Webb牧师观测到（1859年），但John Hershcel的确没有把它编入他的总表中。最后它在1866年被Julius Schmidt（1825-84）重新发现，在1908年被编入新总表续编第二部分，所用的位置是由Solon Irving Bailey（1854-1931）测定的。

这个星团中可以找到两颗光谱型为M的巨星和两颗光谱型为G的巨星，其中G型巨星似乎是星团的真实成员（而M型的则不是）。此外星团中还包含了一颗造父变星，人马座U，变光周期为6.74天，就像Cecilia Payne-Gaposhkin所说的，这是”我们邻近区域中”这类变星的典型周期。这颗变星是由J.B. Irwin在1956年发现的，它的成员星资格是由Radcliffs天文台的M.W. Feast通过测定其径向速度而确定的（星团成员星的平均径向速度是每秒+4千米）。

造父变星的出现与这个星团古老的年龄相一致，它的年龄可能约为9千万年（Sky Catalog 2000给出的数据为8千9百万年）。

不同的资料来源给出的星团距离罕见得一至，它的距离约为2,000光年。这样，它的40角分的视直径对应的真实大小就是23光年左右。

按照Ake Wallenquist的说法，这个星团包含了86颗可能的成员星。而Sky Catalog 2000给出它的Trumpler类型为I,2,p，Götz将它归类为I,3,m型，Kenneth Glyn Jones引证Trumpler将其分类为IV,3,r型。出入相当大！Brent A. Archinal估计它是III,3,m型（Archinal and Hynes 2003）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:02
标题: 疏散星团 M26（NGC 6694），类型‘f’，位于盾牌座

赤经 18 : 45.2（小时:分）
赤纬 -09 : 24（度:分）
距离 5.0（千光年）
视亮度 8.0（星等）
视大小 15.0（角分）

由Charles Messier在1764发现。

这个星团与它的视觉近邻M11相比，给人印下的印象不会太深。它是由Charles Messier发现的，他在1764年6月20日将其编入星表时，甚至记录道：它“在3.5英尺[焦距]的望远镜中并不显著，需要用更好的仪器。”

然而，这是一个紧密，美丽的疏散星团，其中最明亮的恒星亮度为11.9等，光谱型为B8。Burnham提到在6-8英寸的望远镜中可以看到约25颗恒星，还有70颗左右更暗的成员星，Mallas/Kreimer则认为超过90颗。它22光年的直径，在距离地球5,000光年位置上看起来视直径为15角分。Sky Catalogue 2000.0给出这个星团的年龄约为8千9百万年。

就像Kenneth Glyn Jones提到的，Indiana大学，Kirkwood天文台的James Cuffey报告了这个星团中一个明显特征，即核心周围的一个边界明显、直径3'.1的低恒星密度区。这更可能是被一片暗星际介质遮挡而产生的，而不是一个真实的恒星分布“空洞”。

M26的Trumpler类型被划归为II,2,r型（Trumpler），I,1,m型（Sky Catalog 2000），和II,3,m型（Götz）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:03
标题: 疏散星团 M29（NGC 6913），类型‘d’，位于天鹅座

赤经 20 : 23.9（小时:分）
赤纬 +38 : 32（度:分）
距离 4.0（千光年）
视亮度 7.1（星等）
视大小 7.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M29是个相当粗略，不引人注意的星团，位于天鹅座Gamma星附近的银河高密集区域，距离为7,200光年（包括Mallas/Kreimer和Burnham在内的大部分资料来源的数据，与1930年R.J. Trumpler做的早期估计相符）或者4,000光年（后者来自于Kenneth Glyn Jones和Sky Catalogue 2000.0）。Kepple和Sanner所著的《深空观测指南》中给出了另一个数值，即6,000光年——距离的不确定主要是因为对星团中星光被吸收的程度了解太少。

1954年，Yerkes天文台的W.A. Hiltner发现来自成员星的光线被星际介质严重极化，显然这个星团周围的介质密度是正常值的1,000倍，如果光线没被吸收的话，这个星团应该比现在亮3个星等！同样是在1954年，Harris报告说发现了星团成员星的异常遮掩现象（也许刚好有一团星际暗介质从视线中穿过）。

根据Sky Catalog 2000，M29是天鹅座OB1星协的成员，以28 km/秒的速度向我们接近。它的年龄被估计为100万年，其中最热的五颗恒星都是光谱型为BO的巨星。《深空观测指南》给出其中最明亮恒星的视亮度为8.59星等。其绝对星等可能令人难以致信地达到-8.2等，即太阳光度的160,000倍。星团的真实直径被估计为仅有11光年。它的Trumpler类型被划分为III,3,p,n型（即它与星云有关），尽管Götz给出了另外的结果，II,3,m型，还有Kepple/Sanner将它归类为I,2,m,n型。Sky Catalogue 2000.0列出了其中50颗成员恒星；早期，Becvar只认出了20颗成员星。

疏散星团M29是由Charles Messier最早发现的天体之一，他在1764年7月29日将它编入星表。

这个星团可以用双筒望远镜观测到。在望远镜中，低倍的效果最好。M29中最明亮的恒星组成了一个“短柄勺”的形状，就像Mallas描述的。四颗最亮的恒星组成一个四边形，另外三颗组成一个三角形，位于北侧。一些更暗的恒星围绕着它们，但整个星团显得相当孤立，尤其是在小望远镜中。而在照片中，大量非常暗淡的银河背景恒星会显现出来。

M29可以在天鹅座Gamma星，即37星（天津一）以南1.7度，略微偏东的位置很容易地找到。照相观测可以发现在M29的附近存在弥散的星云物质。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:04
标题: 疏散星团 M34(NGC 1039)，类型‘d’，位于英仙座

赤经 02 : 42.0（小时:分）
赤纬 +42 : 47（度:分）
距离 1.4（千光年）
视亮度 5.5（星等）
视大小 35.0（角分）

由Giovanni Batista Hodierna在1654年以前发现。

这个由大约100颗恒星构成的中年疏散星团（H.S. Hogg的说法）位于约1,400光年处，恒星散布在35角分大小的天区中，面积比满月还大。这个角直径对应的真实大小为14光年；Wallenquist则估计得更大一点（42'对应于18.5光年）。

这个星团被归类为Trumpler I,3,m型（Sky Catalog 2000）或者II,3,r型（Götz）。附近一颗7.3等的非成员星影响了它的外观，而最明亮的成员星只有7.9等。

M34的年龄在1957年被Van Hoerner估计为1亿1千万年，而Sky Catalog 2000给出了更现代的数值为1亿9千万年。根据G. Meynet的日内瓦小组的最新计算，这一数据最近被更新为1亿8千万年。

O.J. Eggen（1983）研究了M34和其他星团的空间运动，发现它刚好与另外几个星团速度一致，包括昴星团（M45）、NGC 2516、IC 2602、英仙座Alpha星团（Melotte 20）和天琴座Delta星团（Stephenson 1）。他将这一批星团称为“本星协”。

M34可能早在1654年以前就被Giovanni Batista Hodierna发现了，1764年8月25日被Charles Messier独立地重新发现。

疏散星团M34很容易寻找（在良好的条件下，即使用肉眼也能看到一个暗淡的云雾状光斑），它就位于大陵五星（英仙座Beta）到仙女座Gamma星连线略微偏北的位置上。即使用10x50双筒望远镜也可以将它分解为恒星，最适合用望远镜的低倍率观测。Mallas将最明亮的恒星排成的图案形容为一个扭曲的“X”，而Kenneth Glyn Jones则发现它们形成了三个明显弯曲的，从中心向外辐射出的“手臂”。大约20颗较明亮的恒星充斥着10'的区域，四周被大量更暗的边远成员恒星包裹，大口径的业余设备可以揭示出总共80颗左右的恒星。许多恒星都以双星形式出现，比较明显的有星团中心附近的光学双星h 1123（两颗光谱型为A0的恒星，亮度为由8.0和8.5等，间距20"，方位角248度，由John Herschel编号）,以及靠近东南侧边缘的Otto Struve 44（A星：8.4等，B星：9.1等，间距1.4"，方位角55度）——这对双星是Otto Struve在1840年用一架15英寸的折射望远镜发现的。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:05
标题: 疏散星团 M35（NGC 2168），类型‘e’，位于双子座

赤经 06 : 08.9（小时:分）
赤纬 +24 : 20（度:分）
距离 2.8（千光年）
视亮度 5.3（星等）
视大小 28.0（角分）

由Philippe Loys de Cheseaux在1745-46年发现。1750年以前被John Bevis独立地重新发现。

疏散星团M35是由散布在满月大小区域（30'）内的上百颗恒星组成的（其中Wallenquist数出了120颗亮于13等的恒星）；Sky Catalogue 2000.0和Uranometria 2000.0第一版给出成员星为200颗，Uranometria 2000.0第二版修正为434颗，而Cudworth（1971）数出了513颗可能的成员恒星。它的距离为2,700（WEBDA）或2,800光年（Sky Catalogue 2000.0），因此对应的真实直径约为24光年；它的中心密度约为每立方秒差距6.21颗恒星。部分学者估计了更大的直径，达到46'（H. Shapley，1930）。它正值中年，年龄约为1亿年（WEBDA给出的数值为9千5百万年，Sky Catalogue 2000.0为1亿1千万年），包含了一些后-主序星阶段的恒星（包括几颗光谱型为晚G型到早K型的黄色和橙色巨星）。其中最热的主序星光谱型为B3（Sky Catalogue 2000.0），所有资料来源都将其归类为Trumpler III,3,r型。它正以5千米/秒的速度向我们接近。

M35的发现者通常被认为是Philippe Loys de Cheseaux，他在1745或1746年观测并且记录了这个天体。它也被印在John Bevis的Uranographia Britannica一书中，这本书完成于1750年，因此这位天文学家一定是在此之前独立地发现了这一天体，可能在De Cheseaux之前，也可能在他之后。Charles Messier也承认了Bevis的发现，他在1764年8月30日记录了这一天体。

在比较良好的观测条件下，即使用肉眼也可以容易地在双子座三颗“足星”附近发现这个星团。最小的光学仪器就可以分解其中较明亮的恒星，在低倍率下展现出一副壮丽的景象，一个恒星分布相当均匀的、接近圆形的星团。在望远镜中，倍倍率和广角目镜观测M35的效果最佳。

拥有更大望远镜的爱好者可以看到它的暗淡邻居，NGC 2158（出现在我们图片的左上方）；它位于M35西南侧，间距仅15角分左右。亮度约8.6等、角直径约5角分的NGC 2158，包含了更多恒星，也更紧密，老龄是M35的10倍以上，距离是M35的5倍以上（Sky Catalogue 2000给出的数据为16,000光年左右），由于是由老年恒星构成的，它的光线主要由黄色恒星主导；最热的恒星光谱型为F0。因为这些性质，NGC 2158一度被认为是球状星团的候选者。

更向西一点，距离M35约50角分处，可以找到暗淡的疏散星团IC 2157。它的总视星等为8.4，视直径为8角分，大小与亮度都与NGC 2158相似，但包含的恒星要少得多；IC 2157是一个稀疏的星团，包含了一些极热的年轻OB恒星。广角光学设备可以在一个1.5度左右的视场中同时显示出全部三个星团。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:05
标题: 疏散星团 M36(NGC 1960)，类型‘f’，位于御夫座

赤经 05 : 36.1（小时:分）
赤纬 +34 : 08（度:分）
距离 4.1（千光年）
视亮度 6.3（星等）
视大小 12.0（角分）

早在1654年以前就被Giovanni Batista Hodierna发现。

这是Messier星表中收录的，御夫座南部三个疏散星团中的第一个（其他两个是M37和M38）。Kenneth Glyn Jones指出，早在1654年以前，全部3个天体就被Giovanni Batista Hodierna首次记录在案；然而这些发现直到1984年才为人所知，因此Le Gentil独立地重新发现了它。1764年9月2日，Charles Messier将其编入他的星表。

M36距我们约4,100光年（只有Kenneth Glyn Jones给出了另外的数值，为3,700光年），因此它12'的角直径相当于大约14光年（Wallenquist给出的视直径为19'，相当于20光年以上）。它拥有约60颗经过认证的成员星，其中最明亮的视亮度为9等，光谱型为B2；最明亮的成员星的光度约为太阳的360倍。大部分明亮恒星都在高速旋转，因为它们的谱线变宽了，类似的现象也出现在昴星团（M45）的明亮B型成员星上。如果位于同样的距离上（即比现在近10倍），这个星团会和昴星团一样明显，两者看起来非常相似。

由于它相当年轻（约2千5百万年），其中不包含红巨星，与它的邻居M37和M38形成鲜明对比，后两者与它几乎位于相同的距离上。M36被归类为Trumpler I,3,m型（Sky Catalog 2000）或I,3,r型（Götz）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:06
标题: 疏散星团 M37（NGC 2099），类型‘f’，位于御夫座

赤经 05 : 52.4（小时:分）
赤纬 +32 : 33（度:分）

距离 4.4（千光年）
视亮度 6.2（星等）
视大小 24.0（角分）

早在1654年以前就被Giovanni Batista Hodierna发现。

尽管M37是御夫座南部3个疏散星团中最明亮的，但Le Gentil在1749年重新发现M36和M38时，还是错过了这个星团，因此是Charles Messier在1764年9月2日独立地找到了这个天体。其实早在1654年以前，全部三个天体就已经被Hodierna记录下来了，直到1984年，这一事实才为人们所熟知。

M37也是三个星团中恒星最多的一个，包含了大约150颗亮于12.5等的恒星，恒星总数可能超过500颗。星团中包含了相当数量的红巨星（超过12颗），其中最热的主序星光谱型为B9V，这些事实表明，这是个经历了充分演化的星团，其年龄估计约为3亿年。它的距离测定相当不一致：Kenneth Glyn Jones认为是3,600光年，Sky Catalog 2000为4,400光年，而Götz给出的数据为大约4,100光年，Mallas为4,600光年，Burnham则是4,700光年。考虑到上述不同的距离，其24'的视直径对应的真实大小约为20到25光年。它被归类为Trumpler I,1,r型或I,2,r型。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:07
标题: 疏散星团 M38（NGC 1912），类型‘e’，位于御夫座

赤经 05 : 28.4（小时:分）
赤纬 +35 : 50（度:分）
距离 4.2（千光年）
视亮度 7.4（星等）
视大小 21.0（角分）

早在1654年以前就被Giovanni Batista Hodierna发现。

这个星团位于（前面提到的）M36西北方仅2.5度的位置上，早在1654年以前就被Hodierna默默无闻地发现，1749年被Le Gentil独立地找到。Charles Messier在1764年9月25日将它编入他的星表之中。

星团中最明亮的恒星构成的形状就像是希腊字母“π”，或者（按照Webb的说法）一个“倾斜的十字架”。在其4,200光年的距离上，20'的角直径相当于约25光年，与它更遥远的邻居M37相似。它正值中年（按照Sky Catalog 2000的数据，年龄约为2亿2千万年），包含了一颗亮度7.9等的黄色巨星，光谱型为G0，这也是星团中最明亮的成员星——相应的绝对星等为-1.5，即太阳光度的900倍。作为比较，如果将太阳放在M38的距离上，它就会暗到只有15.3等！

Kenneth Glyn Jones给出的距离明显小得多，只有2,750光年。所有资料来源都将M38的Trumpler类型给定为II,2,r型。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:08
标题: 疏散星团 M39（NGC 7092），类型‘e’，位于天鹅座

赤经 21 : 32.2（小时:分）
赤纬 +48 : 26（度:分）
距离 0.825（千光年）
视亮度 4.6（星等）
视大小 32.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M39是个非常大，却非常松散的疏散星团，位于天津四（天鹅座Alpha星）以东约9度，略微偏北处。它的距离只有大约800光年，年龄中等（估计介于2亿3千万到3亿年之间）。30颗恒星被认证为成员星，位于直径约7光年的空间中。它的视亮度为4.6等（例如，Catalogue 2000.0，Uranometria 2000的数据），对应的绝对星等为-2.5，即本征亮度是太阳的830倍。Kenneth Glyn Jones给出的视亮度仅为5.2等，而Don Machholz则估计它为5.4等，这与Mallas/Kreimer提供的亮度估计一致，他们也提到D.F. Gray对总视亮度的估计为6.0等。

M39中最明亮恒星的视星等为6.83，光谱型为A0。从颜色-星等图（CMD），即赫-罗图（HRD）上可以发现，所有的恒星都是主序星，其中最亮的恒星刚好处于向红巨星阶段转变的转折点之前。Sky Catalogue 2000.0给出这个星团的年龄估计为2亿7千万年-介于Kenneth Glyn Jones引用的两个结论——Lohmann的3亿年和Van Hoerner的2亿3千万年之间。M39正以28千米/秒的速度向我们靠近；它的自行被测定为每年0.024"，向方位角222度方向运动（根据Burnham的说法，这是由E.G. Ebbighausen在1940测定的）。

Woldemar Götz给出这个星团的Trumpler类型为III,2,m型：边界明显但却不向中心集中，恒星的亮度分布范围中等，恒星数目中等（50-100颗成员星）。Sky Catalogue 2000.0上的分类则是III,2,p型（即恒星数目较少，少于50颗成员星）。

虽然Kenneth Glyn Jones将M39当成是由Charles Messier最早发现的天体之一，他在1764年10月24日记录了这个星团，但Burnham主张这个发现“通常被归功于1750年的Le Gentil，而P. Doig（1925）引用的一份J.E. Gore所写的申明，声称这个星团大约在公元前325年就被Aristotle以彗星模样的天体而记录下来。”对Le Gentil观测的认证工作（由Bigourdan完成）被Kenneth Glyn Jones评价为“极不可靠”。

由于这个星团的角直径相当大，可达32角分，比月亮还大，因此在最低放大倍率下观测效果最好。在良好的条件下，它刚好可以用肉眼瞥见。用观剧镜和小双筒镜可以清楚地看见一个云雾状天体，7x50双筒镜可以分辨其中的恒星，小倍率下它的形状会显现出来：一个等边三角形，每个顶点上都有一颗明亮恒星，南侧三角边大致呈东西走向：一颗9等恒星位于北侧顶点上，东南和西南角上各有一颗7等恒星。中间约有25颗更暗的恒星。许多恒星成对分布。虽然松散，但却令人印象深刻，可以清楚地在密集的银河星场中定义，并且辨认出这个星团。高倍率下，星团将比望远镜视野大几倍，反而不如低倍时那么壮观。

M39并不难寻找：从天津四（天鹅座Alpha星）开始向东大约9度，可以找到4等的天鹅座Rho星，也可以利用中间的天鹅座Zeta星做过渡。M39位于Rho星以北3度，以西1/4度的位置上。它也位于4.5等的天鹅座Pi2星以西2.5度，以南1度处。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:08
标题: 疏散星团 M41（NGC 2287），类型‘e’，位于大犬座

赤经 06 : 46.0（小时:分）
赤纬 -20 : 44（度:分）
距离 2.3（千光年）
视亮度 4.6（星等）
视大小 38.0（角分）

早在1654年之前就被Giovanni Batista Hodierna发现。也许在公元前325年前后就已经为Aristotle所知。

M41位于全天最明亮的恒星——天狼星的正南方约4度的地方。包含了大约100颗恒星，包括几颗红色（或橙色）巨星，最明亮的恒星光谱型为K3，亮度6.9等，位于星团中心附近。这颗恒星比我们的太阳亮大约700倍。恒星分布在一个方圆约25或26光年的空间中，全都以34千米/秒的速度远离我们。由于距离我们大约2,300光年，因此它们散布在一个直径38角分的区域中。

M41的年龄被估计为1亿9千万年（Sky Catalog 2000）和2亿4千万年（G. Meynet的日内瓦小组）。其中的最热恒星光谱型为A0。所有资料来源都一致地将其归类为Trumpler I,3,r型。这个恒星群以34千米/秒的速度远离我们。

Helfer，Wallerstein，和Greenstein研究了M41中的K型红巨星，发现它们的化学组成与我们的太阳非常相似。

J.E. Gore提到M41“可能”在公元前325前后就被Aristotle 记录下来；这使得它成为“中世纪以前被记录下的最暗天体”（引自Burnham）。Hodierna最早在1654年之前首次将其收入星表，在1702年2月16日，John Flamsteed独立地重新发现了它，当时他写道（他星表的第965号）：“这颗恒星（大犬座12星）附近，有一个星团。”此后这个星团开始广为人知。它在1749年被Le Gentil独立地发现，显然Charles Messier也是独立发现它的，他在1765年1月16日将其加入他的星表。

我们图片右上方（东南方）那颗相当明显的恒星就是6等的大犬座12星。根据Sky Catalog 2000（卷1），这颗恒星是一颗光谱型为B7 III n的蓝巨星，距离几乎是这个星团距离的一半（1,100光年），因此并不是成员星。这颗恒星也出现在DSSM图片的左下方。

Michael Ferrio报告说，许多星表给出的M41位置在赤经上出现了1分的偏差（它们给出的赤经为06:47.0，而不是06:46.0；通过数字巡天可以证实这点）。他是在校对Uranometria 2000.0第一版时发现这个问题的。而Messier在他的原始星表中，正确地给出了这个位置，这个偏差同样出现在NGC星表中，也许Dreyer就是这个错误的源头。

这个星团很容易寻找，几乎位于天狼星正南方，角距离为4度。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:18
标题: 疏散星团 M44（NGC 2632），类型‘d’，位于巨蟹座

赤经 08 : 40.1（小时:分）
赤纬 +19 : 59（度:分）
距离 0.577（千光年）
视亮度 3.7（星等）
视大小 95.0（角分）

Aratos在公元前260年就知道这个天体了。

这个著名的星团，M44，又被称为Praesepe（拉丁语中“马槽”的意思），或是蜂巢星团（译注：在古代中国，它被称为“积尸气”，因为位于鬼宿之中，因此为被称为鬼星团）。它也是肉眼轻易可见的天体之一，因此从史前时代起，就被人们所熟知。一些古代传说与它有关：古希腊人和罗马人将这个“星云”视为马槽（希腊语为：Phatne），两头驴正在马槽旁进食，北侧的那头叫Asellus Borealis（巨蟹座Gamma；光谱型A1 V，4.7等，距离155光年），南侧的那头是Asellus Australis（巨蟹座Delta；光谱型K0 III，3.9等，距离144光年）。Erathosthenes认为这两头驴就是酒神Dionysos和丛林之神Silenus在与巨人族（Titans）的战斗中所乘的坐骑，后来因为巨人族惧怕驴的叫声而败退，希腊诸神取得了最后的胜利。作为报答，这两匹驴和马槽一起被升入天界。Aratos（公元前260年）曾提到过这个天体，称其为“小云雾”，Hipparchus（公元前130年）将这个天体纳入到他的星表中，称之为“小云块”或者“朦胧的恒星”。Ptolemy也提到了这个天体，是他的《天文学大成（Almagest）》一书中记录的七个“星云”中的一个，他将其描述为“聚集于（巨蟹）胸口的云雾”。按照Burnham的说法，它也出现在Johann Bayer的星图中（大约公元1600年），被标为“Nubilum”（“云雾状”天体）。

Galileo首次分辨出这个“朦胧的”天体，他记载道：“被称为Praesepe的星云，不只是单颗恒星，而是一团超过40颗小恒星的集合。”此后，猎户座大星云（M42）的发现者Peiresc很可能在1611年观测了这个天体，并且分辨出其中一部分恒星，Simon Marius也在1612年观测了这个星团。Charles Messier在1764年3月4日把它加进了他的星表。

利用更大的望远镜，位于星团区域内的350颗恒星中，有超过200颗被证实为星团的成员星（它们拥有同样的速度）。一部分其他恒星是前景或是背景星，另外一些则可能还没被测量过。

根据欧洲航天局的天文测量卫星Hipparcos的最新测量结果，这个星团的距离为577光年（之前估计的距离为522光年），它的年龄被估计为大约7亿3千万年。有趣的是，不论是年龄还是自身的运动方向，M44都刚好与另一个肉眼可见的著名星团毕星团相一致，然而后者并没有被包括在Messier的星表之中，也没有被包括在NGC和IC星表中，目前它的年龄被估计为大约7亿9千万年（早期估计的两个星团的年龄分别为4亿和6亿6千万年）。尽管这两个星团现在已经相距数百光年，很可能它们都起源于同一块7亿到8亿年前曾经存在过的大型弥漫气体星云之中。因此，它们的恒星组成成份也是类似的，都含有红巨星（M44中至少有5颗）和一些白矮星。

M44还包含着一颗独特的蓝色恒星。在它的成员星之中，有食双星——巨蟹座TX，拥有金属吸收线的恒星——巨蟹座Epsilon，以及几颗7-8等的盾牌座Delta型变星，都处于后主星序状态的早期。参看我们提供的M44中最明亮恒星的列表。

鬼星团被Trumpler归类为I,2,r型（按照Kenneth Glyn Jones的说洗），Sky Catalog 2000的分类为II,2,m型，Götz则将它归类为II,2,r型。

就像在有关猎户座大星云M42的描述中提到的那样，Messier将鬼星团（以及猎户座大星云M42/M43和昴星团M45一起）加入他的星表有点不同寻常，其原因也许仍然值得思考。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:19
标题: 疏散星团 M45，类型‘c’，位于金牛座

赤经 03 : 47.0（小时:分）
赤纬 +24 : 07（度:分）
距离 0.38（千光年）
视亮度 1.6（星等）
视大小 110.0（角分）

史前时代就已经为人所知了。公元前1000年到700年之间，被Hesiod提到过。

昴星团在人类历史的最早时期就被人们所熟知了。至少有6颗成员恒星可以被肉眼看见，而在中等条件下，这个数字会增加到9颗，在极清澈的黑暗天空中，这一数字会跳增至12颗以上（Vehrenberg在他的《深空奇观图册（Atlas of Deep Sky Splendors）》一书中提到，在1579年，望远镜发明之前很久，天文学家Moestlin就已经正确地画出了11颗昴星团中的恒星，而Kepler引用的观测则将这一数字增加到了14）。

现代的观测方法揭示出至少500颗恒星是属于昴星团的，大部分是暗淡的恒星，分布在超过2度（月亮直径的4倍）的天区中。与其他疏散星团相比，它们的密度相当低。这也是昴星团的年龄估计相当低的原因之一（参见下文）。

按照Kenneth Glyn Jones的说法，已知的文献中，最早提到这个星团的是公元前1000年左右的Hesiod（按照Burnham的说法，它们在当时被看成与农业季节有关）。荷马在他的《奥德赛（Odyssee）》中提到过它们，圣经也有三处涉及到昴星团。

昴星团又被称为“七姐妹”星团；在希腊神话中，这是七姐妹和她们的父母。它们的日本名字是“Subaru”，被用来命名了一款同名的汽车（译注：“Subaru”即日文中“昴”字的读音“すばる”）。它们的波斯名称是“Soraya”，是以伊朗前女皇的名字命名的。它们在旧欧洲（即英国和德国）的名字说明人们曾经将它们比喻成一只“带着一群小鸡的母鸡”。其他的文明传述着关于这个肉眼可见星团的更多其他的传说。古希腊天文学家，来自Knidos的Eudoxus（公元前403-350年）和来自Phainomena的Aratos（公元前270年）将它们单独列为一个星座：Clusterers。Admiral Smyth在他的《贝德福德星表（Bedford Catalog)》中也提到了这一点。

Burnham指出它的英文名“Pleiades”可能的起源，不是来自于希腊语中的“扬帆远航”，就是来自于“pleios”这个单词，意思是“丰满的”或者“许多的”。笔者更喜欢另一种观点，认为这个名字可能是源于神话中七姐妹的母亲，Pleione，这也是其中比较明亮的一颗恒星的名字。

按照希腊神话，星团中主要的，肉眼可见的恒星是以“父亲”Atlas（昴宿七）和“母亲”Pleione（昴宿增十二）的七个女儿的名字命名的，分别是：Alcyone（昴宿六），Asterope（昴宿三，双星，有时也被称为Sterope），Electra（昴宿一），Maia（昴宿四），Merope（昴宿五），Taygeta（昴宿二）和Celaeno（昴宿增六）。Bill Arnett制作了一幅昴星团的星图，上面标出了主要恒星的名字。这些名字还被标在本网页提供的UKS照片上。另外还可以参考我们的昴星团星图。

1767年，John Michell牧师利用昴星团，计算了在天空中的任意位置，能够找到这样一个由恒星随机排列而成的星群的概率，发现其可能性为1/496,000。因为还有更多类似这样的星群，因此他得出了正确的结论，这些星群应该是有物理联系的星团（Michell 1767）。

1769年3月4日,Charles Messier将昴星团作为第45号天体，编入了他的第一版星云星团列表之中，发表于1771年。

大约在1846年，在Dorpat工作的德国天文学家Mädler（1794-1874）注意到，昴星团中的恒星相互之间没有可以测量的相对运动；由此他大胆地得出以下的结论，这些恒星是在一个更大恒星系统的静止中心区域形成的，而这个恒星系统是以昴宿六（Alcyone）为中心的。这一结论不可避免地受到了其他天文学家的反驳，尤其是Friedrich Georg Wilhelm Struve（1793-1864）。然而，昴星团一致的本动速度证明了它们在空间中是成团运动的，进一步暗示了他们形成的是一个物理的星团。

长时间暴光的照片揭示出昴星团明显被星云物质包围，在我们的照片中清晰可见，这张照片是由David Malin利用UK施密特望远镜拍摄的，版权属于爱丁堡皇家天文台和英澳天文台。点击查看更多有关这张照片的信息。（这些星云物质也可以被短焦比，“大视场”，质量优异的望远镜看到，尤其是优良的双筒望远镜。焦比即焦距与口径之比。）

昴星团星云是蓝色的，这意味着它们是反射星云，反射着位于它们附近（或者之中）的明亮恒星的光线。这些星云中最明亮的部分，即围绕在昴宿五周围的星云，是1859年10月19日被（意大利）威尼斯的Ernst Wilhelm Leberecht (Wilhelm) Tempel利用4英寸折射镜发现的；它被收入NGC星表中，编号为NGC 1435。Leos Ondra提供了一份在线的Wilhelm Tempel传记，以及一幅昴宿五星云的素描，经同意归入到本资料库中。星云向昴宿四延伸的部分在1875年被发现（即NGC 1432），围绕着昴宿六，昴宿一，昴宿增六和昴宿二的星云在1880年被发现。完整的昂星团的复杂性，直到1885年到1888年间，巴黎的Henry兄弟和英国的Isaac Roberts发明了第一架天文照像机之后，才被揭露出来。1890年，E.E. Barnard发现星云物质有一个非常靠近昴宿五的恒星状聚集中心，它被编入IC星表，编号为IC 349。1912年，Vesto M. Slipher分析了昴星团星云的光谱，揭露了它们的反射星云本质，因为它们的光谱与照亮它们的恒星的光谱一模一样。

更多信息可以在我们的昴星团主要恒星及其对应星云的编号列表中找到。

本质上来说，反射星云很可能是分子云中的尘埃部分，与昴星团无关，只是刚好穿过昴星团而已。它并不是形成星团的星云的残余部分，这可以从以下事实中看出来，星云与星团拥有不同的径向速度，它们正以每秒6.8英里，即每秒11千米的速度相互穿越。

根据来自日内瓦的一个小组发表的最新计算结果（G. Meynet, J.-C. Mermilliod, and A. Maeder in Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98, 477-504, 1993），昴星团的年龄为1亿年。这与早期发表的“权威”年龄大了许多，以前的年龄通常在6千到8千万年之间（例如，Sky Catalog 2000给出的年龄为7千8百万年）。还有计算表明，昴星团可以以星团的形式继续存在约2亿5千万年（Kenneth Glyn Jones)；此后，它们会沿着各自的轨道分散成单颗恒星（或是聚星）。

欧洲航天局的天文测量卫星Hipparcos最近直接用视差法测量了昴星团的距离；根据这些测量，昴星团距我们380光年（此前采用的数值是408光年）。新的距离数值需要对昴星团中恒星相对较暗的视星等给出解释。

昴星团的Trumpler类型被定为II,3,r型（Trumpler，根据Kenneth Glyn Jones的说法）或者I,3,r,n型（Götz和Sky Catalog 2000），意味着这个星团似乎是独立的，向中心高度聚集或是中等聚集，其中恒星亮度的分布范围较大，成员星较多（超过100颗）。

昴星团中有些高速自转的恒星，表面的旋转速度为150到300千米/秒，这在光谱型为（A-B）型的主序星中是普遍现象。由于这种旋转，它们一定是（扁圆的）椭球体，而不是球体。这种旋转之所以能够被发现，是因为它会使得光谱吸收线变得更宽，更发散，因为相对于恒星的平均径向速度而言，位于恒星一侧的部分恒星表面正在接近我们，而另一侧却在远离我们。这个星团的快速自转恒星中最突出的例子是昴宿增十二（Pleione），这也是颗变星，亮度介于4.77和5.50等之间（Kenneth Glyn Jones)。O. Struve曾经预言这样的旋转会导致恒星抛出气体包层，1938年到1952年间，对昴宿增十二的光谱分析观测到了这一现象。

Cecilia Payne-Gaposhkin提到昴星团中包含着一些白矮星（WD）。这给恒星演化提出了一个特殊的问题：白矮星是怎么出现在一个如此年轻的星团中的？由于存在着不止一颗白矮星，因此可以相当肯定这些恒星原来都是星团的成员星，并不都是被捕获的场恒星（总之，捕获过程在这样一个相当松散的疏散星团中效率并不高）。[译注：场恒星，field stars，是指独立的，不成团的恒星。] 按照恒星演化理论，白矮星的质量不可能超过大约1.4倍太阳质量的上限（钱德拉塞卡极限，the Chandrasekhar limit），更大质量的白矮星会因为它们自身的重力而塌缩。但是如此低质量的恒星演化得极慢，需要几十亿年才能演化到最后阶段，昴星团短短1亿年的年龄显然是不够的。

唯一可能的解释是，这些白矮星曾经是大质量恒星，因此它们可以快速演化，但是一些原因（比如强烈的恒星风，邻近恒星的质量吸积，或者快速自转）使他们失去了大部分质量。结果，它们可能将大部分质量都抛入太空，形成了行星状星云。总之，最后剩下来的恒星（即原来的恒星核）质量一定低于钱德拉塞卡极限，这样它们才可能演化到稳定的白矮星阶段，从而被我们观测到。

1995年以来对昴星团的最新观测发现了几个异常类型恒星的候选者,或者说是类似恒星的天体,即所谓的褐矮星（Brown Dwarfs）。这种迄今为止仍然只是假说的天体被认为质量介于巨行星（比如木星）和小恒星（恒星结构理论指出最小的恒星，即在其生命阶段中可以通过核聚变制造能量的天体，质量最少不得低于太阳质量的百分之6到7，即60到70倍木星质量）之间。因此褐矮星的质量应该拥为木星质量的10到60倍左右。理论上，它们可以在红外光波段被观测到，直径与木星相当或更小（143,000千米），密度是木星的10到100倍，因为强得多的引力会将它们压得更紧。

即使用肉眼，在一般的条件下，昴星团也是相当容易找到的，位于明亮的红巨星毕宿五（Aldebaran，金牛座Alpha，87号星，0.9等，光谱型K5 III)西北方接近10度的位置。明显包围在毕宿五周围的，是另一个同样著名的疏散星团，毕星团（Hyades)；现在知道，毕宿五并不是毕星团的成员，只是一颗前景恒星（距离我们68光年，而毕星团的距离为150光年）。

在双筒镜或者广角镜中，这个星团是个壮观的天体，在1 1/5度的直径范围内可以显示超过100颗的恒星。对望远镜来说，即使在最低放大率下，这个星团也大到也无法在一个视场中看到全貌。星团中拥有许多双星和聚星。昴宿五星云NGC 1435需要黑暗的天空才能看见，在广角镜中观测效果最佳（Tempel是用一架4英寸望远镜发现它的）。

由于昴星团距离黄道较近（只差4度），星团被月亮掩食的现象会经常发生：这是非常吸引人的奇景，尤其对于那些只拥有廉价器材的爱好者来说（事实上，你用肉眼就可以观测它，不过即使最小的双筒镜或者望远镜都会增加观测的乐趣——1972年3月的月掩昴星团是笔者首次业余天文观测经历之一）。这样的现象可以形象地说明月亮与这个星团之间的相对大小：Burnham指出月亮可以被“塞进由”昴宿六，昴宿一，昴宿五和昴宿二“组成的四边形内”（在这种情况下，昴宿四，甚至昴宿三都会被月亮挡住）。同样，行星也会运行到昴星团附近（金星，火星和水星甚至偶尔会从其中穿过），展示出壮丽的景象。

就像在有关猎户座大星云M42的描述中提到的那样，Messier将昴星团（以及猎户座大星云M42/M43和鬼星团M44一起）加入他的星表有点不同寻常，其原因也许仍然值得思考。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:20
标题: 疏散星团 M46（NGC 2437），类型‘f’，位于船尾座

赤经 07 : 41.8（小时:分）
赤纬 -14 : 49（度:分）
距离 5.4（千光年）
视亮度 6.0（星等）
视大小 27.0（角分）

由Charles Messier在1771年发现。

M46是Charles Messier在发表了他的第一版星表（M1-M45）之后，发现的首个天体。他向科学院介绍了这一发现，并且在三天后，即1771年2月19日，将这个天体加入到他的星表中，同时加入星表的还有另外三个Messier天体，M47，M48，和M49。

这个星团的成员星极多，有150颗10-13等的恒星，总数可能超过500颗。其中最明亮的恒星光谱型为A0，每颗都比太阳明亮大约100倍以上（最明亮的恒星视亮度为8.7等）。这显示出它的年龄为3亿年左右。成团星散布在角直径为27'的范围内，星团的距离为5,400光年，对应的真实直径为30光年，按照Baade的说法，星团正以41.4千米/秒的速度远离我们，。M46的Trumpler类型被定为II,2,r型。

从我们的照片上可以看到星团中一个独特的著名特征，一个行星状星云（NGC 2438，又被称为FC 87）出现在M46的视边界之内。这个天体看上去位于星团北侧的边界附近。然而，这个星云很可能并且非星团的成员，而只是重合在星团之上，或者只是星团的一个“过客”，原因有以下三点：

NGC 2438的径向速度约为77千米/秒远离我们，与星团相差43千米/秒，即使它们的距离相同，星团也无法束缚住它。而且，Woldemar Götz得出的星团距离为4,600光年，而星云的距离仅为2,900光年左右，这意味着这个行星状星云是个前景天体。
行星状星云只能在短时间内被观测到，并且会迅速变暗；大部分行星状星云只能在短短数万年的时间内被观测到，然后它们的物质就会挥发到周围的星际空间中去了。
行星状星云是恒星演化化的晚期阶段，只在质量低于3倍太阳质量的较轻恒星中产生。然而这样的恒星至少需要演化十亿年才会抛出它们的外层形成行星状星云，这要比M46的年龄长得多（更重的恒星“会变成超新星”）。然而，最后这条论据有点靠不住，因为一些年轻的星团，比如昴星团（M45）之中，存在着相当数量的白矮星，它们只能从更重的恒星中演化而来；这些恒星一定是在演化过程中失去了它们的大部分质量，也许是在它们的红巨星阶段以强烈星风的形式吹出去，一定会经历行星状星云阶段。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:21
标题: 疏散星团 M47（NGC 2422），类型‘d’，位于船尾座

赤经 07 : 36.6（小时:分）
赤纬 -14 : 30（度:分）
距离 1.6（千光年）
视亮度 5.2（星等）
视大小 30.0 (arc min)

由Giovanni Batista Hodierna在1654年之前发现。

M47早在1654年之前就被Hodierna发现，他将其形容为“两条狗之间的星云”；然而，这一事实一直不为人所知，直到1984年时，他的著作才被人发现。因此Charles Messier在1771年2月19日独立地发现了它，并且将它形容为一个星团，其中的恒星比其视邻居M46更明亮。但是Messier在计算M47的位置时弄错了正负号，因此这是一个丢失的天体，直到1934年Oswald Thomas把它认证出来。由于Messier的这个错误，William Herschel也独立地在1785年2月4日重新发现了它，并且将它编号为H VIII.38。

Messier的这个错误位置仍然出现在许多星表中，包括John Herschel的GC星表（即GC 1594）和Dreyer的NGC星表（NGC 2478），尽管那里根本没有天体，或者就像John Herschel（在他的GC星表的注释中）记录的那样，“这个星团还没有被观测到。可能这是个非常松散，恒星极少的星团。”

疏散星团M47是个明亮的星团，在良好的条件下，用肉眼就可以瞥到一个暗淡的星云状天体。这是个由明亮恒星组成的粗略的星团，在12光年范围内包含着大约50颗恒星；按照Wallenquist的说法，星团中心部分，恒星密度约为每立方秒差距16颗恒星，而整个星团的平均密度仅为每立方秒差距0.62颗恒星（Kenneth Glyn Jones也引用了这样的说法）。它的距离约为1,600光年（数值从1,560妻1,750光年不等），因此M47中的恒星看起来在天空中分布在一个满月大小的区域内，即直径30角分。这个星团的Trumpler类型比较不统一，分别为II,3,m型（Glyn Jones)，I,3,m型（Götz），和III,2,m型（Sky Catalog 2000）。最明亮的恒星光谱型为B2型，5.7等，总的恒星成份与昴星团相似。它还包括了两颗橙色的K型巨星，每颗的光度都为太阳的200倍左右。Sky Catalog 2000估计这个正以9千米/秒的速度离开我们的星群的年龄为7千8百万年。

我们照片上最靠近中心的明亮恒星是颗美丽的双星Sigma 1121，两颗子星都为7.9等，相距7.4角秒。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:22
标题: 疏散星团 M48（NGC 2548），类型‘f’，位于长蛇座

赤经 08 : 13.8（小时:分）
赤纬 -05 : 48（度:分）
距离 1.5（千光年）
视亮度 5.5（星等）
视大小 54.0（角分）

由Charles Messier在1771年发现。

这个疏散星团由Charles Messier发现的，他在1771年2月19日将它编入星表。然而，他在简化数据时犯了个错误，在他的星表中给出了错误的位置，因此这个天体也曾经失踪过，直到1959年才被T.F. Morris证认出来。由于它曾一度丢失，于是另外两人有机会独立地重新发现这一天体：第一位是Johann Elert Bode，显然他在1782年之前就发现了它，第二位是Caroline Herschel，她在1783年独立地重新发现了它，后来这一发现被Caroline哥哥——著名的William Herschel发表，并且在1786年2月1日将其编入他的星表之中，编号为H VI.22。

M48是个相当显著的天体，在良好的条件下应该是肉眼可见的目标。最小的双筒镜，或望远镜，可以揭示出一大群恒星，约有50颗亮于13等，总数至少为80颗。更集中的核心延伸超过30角分，而外围部分可达54'，由于其距离为1,500光年（Mallas/Kreimer和Kenneth Glyn Jones都给出这个数值，而Sky Catalog 2000是2,000光年），因此对应的真实直径为23光年。M48的Trumpler类型被归类为I,2,m型（Sky Catalog 2000），I,2,r（Glyn Jones）或者I,3,r型（Götz）。

M48的年龄被估计为大约3亿年；最热的恒星光谱型为A2，亮度8.8等；它的光度大约是太阳的70倍。M48还包含着3颗光谱型为G-K的黄巨星。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:22
标题: 疏散星团 M50（NGC 2323），类型‘e’，位于麒麟座

赤经 07 : 03.2（小时:分）
赤纬 -08 : 20（度:分）
距离 3.0（千光年）
视亮度 6.3（星等）
视大小 16.0（角分）

可能是由G.D. Cassini在1711年之前发现的。1772年被Charles Messier独立地发现。

这个星团是由Charles Messier在1772年4月5日发现的，但是G.D. Cassini很可能早在1711年之前就已经发现它了（根据Kenneth Glyn Jones，和Burnham的说法）。

疏散星团M50距离我们大约3,000光年。因此它的15x20'的角直径对应的真实大小约为18光年，中心的密集部分直径只有10'，即9光年。J.E. Gore，从1893年Isaac Roberts拍摄的照像底板上，估计出其主体部分包含着大约200颗恒星。这个星团的Trumpler类型被定为I,2,m型（Glyn Jones），II,3,m型（Sky Catalog 2000）或者II,3,r型（Götz）。目视外观被Mallas和Kreimer形容为一个“心形轮廓”。

按照Kenneth Glyn Jones的说法，星团中最明亮的恒星光谱型为B8，亮度9.0等，而Sky Catalog 2000给出的光谱型为B6，亮度7.85等，其年龄被估计为7千8百万年。中心以南7'的位置上，有一颗红色M型巨星，与它周围蓝白色的恒星形成鲜明对比。这个星团还包含一些黄色巨星。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:23
标题: 疏散星团 M52（NGC 7654），类型‘e’，位于仙后座

赤经 23 : 24.2（小时:分）
赤纬 +61 : 35（度:分）
距离 5.0（千光年）
视亮度 7.3（星等）
视大小 13.0（角分）

由Charles Messier在1774年发现。

M52是位于银河密集区域中的美丽疏散星团。这是个恒星众多的星团，天文爱好者Jeff Bondono提议将这样的星团命名为“胡椒面”星团。Ake Wallenquist（1959）在9'半径内找到了193颗可能的成员星，中心附近的密度约为每立方秒差距3颗恒星。

这个星团中最明亮的主序星亮度11.0等，光谱型B7。两明黄色巨星更加明亮：最亮的那颗光谱型为F9，7.77等，另一颗光谱型为G8，8.22等。Sky Catalogue 2000.0给出的年龄仅为3千5百万年，与Woldemar Götz给出的数值刚好一致，后者还提到这个星团中有一颗奇特的Of星，即具有独特电离氦和电离氮发射线的超热恒星。

这个星团的距离还不太确定；Kenneth Glyn Jones采用的是3,000光年，Mallas/Kreimer是7,000光年，而Sky Catalogue 2000.0给出的是5,200光年（即1,600秒差距），Götz则是5,050光年。Robert Garfinkle，在他的《Star Hopping》一书中，引用的距离为3,000光年左右，Hrvey Pennington，George Kepple和Glen Sanner所著的《夜空观测者指南（Night Sky Observer's Guide）》中为3,900光年。不确定性主要来自于它的光线在向我们传播的过程，所受到的高度星际介质吸收，这种吸收很难做出适当的估计。M52的Trumpler类型被划分为I,2,r型（Sky Catalog 2000）或者II,2,r型（Glyn Jones，Götz）。

按照我们5,000光年的距离，这个星团13角分的视直径，对应的真实尺度为19光年。

疏散星团M51是由Charles Messier首先发现的天体之一，他在1774年9月7日将它记录在案，当时那一年出现的彗星刚好运行到它的附近。

爱好者可以用优质双筒镜或者寻星镜看到M52，就像一块星云状的光斑。用4英寸望远镜，可以看到一个美丽的，由众多暗恒星组成的密集星团，通常被形容为扇形或是“V”形；明亮的黄色恒星位于西南边缘。John Mallas记录了“一个半圆形中的针状内部区域”。

M52可以很容易找到，将仙后座Alpha星到Beta星的连线向西北方向延长6 1/2度，可以找到5等的仙后座4号星；M52就在这颗恒星以南接近1度，稍稍偏西的地方。

M52西南方大约35'的地方就是气泡星云NGC 7635，这是一个弥漫星云，看起来就像一个巨大，暗淡，弥散的卵形，大小约为3.5x3'，包围在光谱型为B2 IV的7等恒星HD 220057周围。它的表面亮度较低，所以很难被看到。紧挨着M52南侧的，是明显的小疏散星团Czernik 43（CZ 43），只有在较大的望远镜中才能看到。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:23
标题: 疏散星团 M67（NGC 2682），类型‘f’，位于巨蟹座

赤经 08 : 50.4（小时:分）
赤纬 +11 : 49（度:分）
距离 2.7（千光年）
视亮度 6.1（星等）
视大小 30.0（角分）

由Johann Gottfried Koehler在1779年发现。

M67是已知最古老的疏散星团之一，也是目前最古老的Messier疏散星团，Star Catalog 2000给出它的年龄为32亿年；Mallas/Kreimer采用了更高、但很可能已经过时的数据——100亿年。G. Meynet的日内瓦小组最新的估测结果为40亿年。注意：这仍然比我们太阳系的年龄要低，不过疏散星团通常解体得更快。计算表明，M67还能以星团的形态继续存在50亿年。

只有少数已知的疏散星团更为古老，其中可能包括大约50亿岁的NGC 188，它长期被认为是已知最古老的星团，以外还有NGC 6791，它大约为70亿岁（根据Götz的数据），目前是我们银河系中最古老的已知疏散星团。

处于演化后期阶段的疏散星团M67，在它的赫罗图中展示了一条演化充分的红巨星分支，而主星序则终结于光谱型为A或F的高温蓝色恒星。它包含了11颗绝对星等为+0.5到+1.5的K型巨星，还有几颗恒星散布在水平分支上。不过，在偏蓝的主星序附近，也存在着一些奇怪的恒星，所谓的“蓝色游荡者（Blue Stragglers）”就典型代表，其中最明亮的恒星光谱型为B8或B9，视亮度为10等，在M67的距离上（按照Glyn Jones和Götz的说法为2,700光年，Sky Catalog 2000的数据为2600光年）相当于太阳光度的50倍。M67中的恒星总数可能在500颗以上。这个星团的Trumpler类型被给定为II,2,r型（Trumpler，按照Glyn Jones的说法），II,2,m型（Sky Catalog 2000）或者II,3,r（Götz）。

根据Cecilia Payne-Gaposhkin的说法，M67中包含了将近200颗白矮星。

由于M67的年龄与我们太阳系差不多处于同一量级，其中恒星的化学组成也刚好与太阳相类似，因此在太阳型恒星的研究方面，这个星团是个很适合的观测目标。国家科学基金会国立太阳观测站的Mark Giampapa已经在M67中观测了100多颗类似太阳的恒星，发现它们的活跃程度不是远高于太阳，就是远低于太阳；其中大约10-15%的恒星，磁场活跃程度格外平静，而M67中大约30%的太阳型恒星却像是处于增强的太阳活动极大期之中（参见NOAO新闻稿99-07）。

按照Johann Elert Bode的说法，M67是在1779年之前，被Johann Gottfried Koehler（1745-1801）发现的；不过，Koehler的仪器似乎有些太差了，他应该无法分辨出这是个星团。Charles Messier独立地重新发现了M67，分辨出其中的恒星，并且在1780年4月6日将它列入星表。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:26
标题: 球状星团 M2 (NGC 7089)，类型II，位于宝瓶座

赤经 21 : 33.5（小时:分）

赤纬 -00 : 49（度:分）

距离 37.5（千光年）

视亮度 6.5（星等）

视大小 16.0（角分）

由Jean-Dominique Maraldi在1746年发现。

M2的直径约175光年，包含大约150,000颗恒星，是包含恒星最多、最紧密的球状星团之一。因此它的密度类形被标为II型。从我们的照片上可以看出，这个星团呈明显的椭球形（椭率为9，即E1型）；它的长轴方向为方位角135度。它的距离是大约37,500光年（根据W.E. Harris的数据库），距银河系中心相当远。目视观测可以发现它的视亮度为6.5等，视直径约6到8角分，有一个明亮的、紧密的、大约5'的中心区域。标准的摄影观测可以看出它的直径约12.9角分，长时间暴光的照片上显示出它的视直径可以达到16.0角分。

与大部分球状星团一样，M2的中心部分是相当致密的：球状星团M2的致密核心的视直径只有0.34角分，即20角秒，对应于3.7光年的直径。星团中一半的质量位于半径0.93角分以内（即50角秒，10光年）。另一方向，它的潮汐半径很大：21.45角分，对应于233光年的半径，超过这个距离，球状星团中的成员星就会因为来自银河系的潮汐力而逃离这个星团。

M2中最亮的恒星是13.1等的红巨星和黄巨星，而它的（赫罗图中的）水平分支上恒星的视亮度只有16.1等。星团的整体光谱型被定为F0，色指数为-0.06；现代的数值为光谱型F4，B-V = 0.66。

从它的颜色-星等图中，Halton Arp（1962）估计出M2的年龄大约为130亿年，与球状星团M3和M5的年龄大致相同。

星团中包含21颗已知变星，最初的两颗是由Bailey在1895年发现的（Pickering和Bailley 1895），到1897年共发现了8颗变星。其中的大部分都属于被称为“星团变星”的天琴座RR型变星，变光周期不超过一天。然而，其中有3颗是“经典的”II型造父变星（室女座W型变星），变化周期分别为15.57天，17.55天和19.30天，视亮度大约为13等。H.C. Arp（1955）和G. Wallerstein（1970）研究了这些变星。还有一颗变星是金牛座RV型变星，其视亮度在12.5等和14.0等之间变化，变光周期为69.09天；这颗变星的光度极小值一深一浅交替变化，是由法国业余天文学家A. Chevremontd 1897年发现的。它位于星团的东侧边缘，稍稍偏北的位置。

M2是在1746年9月11日由Maraldi发现的；Charles Messier在整整14年后的1760年9月11日独立地重新发现，并且将其编入星表，描述为一个“不含恒星的星云”。William Herschel是第一个将其解析为恒星的人。

M2可以很容易地通过宝瓶座的Alpha和Beta星，以及飞马座的Epsilon星找到。它在宝瓶座Beta星北侧5度的地方，与宝瓶座Alpha星的纬度相同。

由于它的视亮度只有6.5等，M2是一个很难用肉眼观测的天体（“通常”条件下刚好看不见），但是在最小的望远镜，比如双向望远镜和观剧镜中，它也是一个很容易看见的目标，尤其是它位于一个恒星很少的天区。一架4英寸的无遮挡望远镜（折射镜或者schiefspiegler式反射镜）无法解析这个星团，只能显示出几颗最明亮的成员星，出现在由无法分辨的恒星构成的斑驳的云雾状背景中。John Mallas报告说，用他的4英寸折射镜观测，可以看到一条弯曲的暗纹穿过星团的东北角，这也可以在照片上看出来。在8英寸镜中，这个球状星团可以被部分解析为恒星，在良好的观测条件下甚至可以深入到中心。完全分解这个星团需要更大的镜子，至少10英寸以上。一条奇特的暗线穿过星团的东北边缘，在我们的图片中也能看出来；更大的望远镜（16英寸以上）还能显示出另外几个比较不明显的黑暗结构和区域。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:27
标题: 球状星团 M3 (NGC 5272)，类型VI，位于猎犬座

赤经 13 : 42.2（小时:分）

赤纬 +28 : 23（度:分）

距离 33.9（千光年）
视亮度 6.2（星等）

视大小 18.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M3是最显著的球状星团之一，包含的恒星估计达到500,000颗。它的距离约为33,900光年，远大于我们的星系——银河系中心到我们的距离，但是亮度仍然有6.2等，其绝对星等大约为-8.93等，相当于我们太阳光度的约300,000倍。因此，在极好的条件下，M3可以用肉眼直接看到——在最小的光学仪器中也是个壮丽的天体。它的视直径为18.0角分，对应的尺度约为180光年；Kenneth Glyn Jones提到在深度暴光的照片上，视直径甚至可以到20角分，对应的直径为200光年。在业余的仪器，它中显得更小一些，大概在10角分左右。但是它的潮汐半径相当大：大约为38.19角分。只有超过这个半径，银河系的潮汐引力才足以将其中的成员星从星团中拖出来。因此，这个星团的引力控制着直径760光年以内的所有天体。

另一方面，M3有一个致密的直径1.1'的核心，尺度为11光年，对球关星团来说相当大。它的半质量半径为1.12'，即大约11.2光年，也就是说，这个星团中一半的质量都包含在直径仅22光年的球内。

这个星团中最明亮的恒星为12.7等，而所谓的水平分支巨星的亮度为15.7等，最明亮的25颗恒星的平均亮度是14.23等。球状星团M3的年龄可以根据它的颜色-星等图估计出来，不同场合下得到的值也不同；历史上，早期曾经给出的年龄包括50亿年（Baade），114亿年（woolf），200亿年（Arp）和260亿年（Sandage）。Sandage（1954）统计了半径8角分以内亮度超过22.5等的44,500颗恒星；总质量被估计为245,000个太阳质量（Sandage和Johnson）。Helen Sawyer Hogg给出M3的整体光谱型为F2，色指数为-0.05，对球状星团来说相当蓝，而《Sky Catalogue 2000.0》中给出的光谱型则是F7，W.E. Harris则将其列为F6。它的色指数由B-V = 0.69确定。这个天体以每秒钟147.6km的速度向我们接近。

球状星团M3中含有非常多的变星：按照B. Madore的说法（Hanes/Madore着，球状星团（Globular Clusters），1978），共发现变星212颗，其中确定的有186颗，比我们银河系中其他任何一个球状星团中的变星都多（因此也是被观测得最多的）；至少发现了170颗天琴座RR型变星（有时被称为“星团变星”）。这些变星被当做“标准烛光”，用来测量星团的距离。第一颗变星是由E.C. Pickering在1889年发现的，接下来的87颗是由S.I. Bailey在1895年发现的（参见Pickering和Bailey 1895）。

M3包含了相当大数量的所谓蓝色掉队星（Blue Stragglers），即显得相当年轻的蓝色主序星，比球状星团中其余的主要成员星族年轻得多。这最早是由Alan Sandage(1953)在Palomar山200英寸的Hale望远镜拍摄的照片中发现的。这在很长一段时间内一直是个谜，现在认为这些恒星在天体的相互作用中经历了戏剧性变化——在近距离遭遇恒星时，它们较冷的外层物质被剥离，这在恒星穿越球状星团致密的中心区域时会偶而发生。

这个星团是第一个由Charles Messier首先发现的天体，他于1764年5月3日将其列入星表。按照现代作者的资料来源和现在的理解，这是第73个被人类的肉眼（和仪器）观测到的深空天体，尽管当时这只是第53个已知的云雾状天体，另外17个天体又一次被遗忘了（参见深空天体发表列表）。显然也正是因为这个天体的发现，使得Charles Messier开始系统地寻找这些类似彗星的天体，而不只是像之前的M1和M2那样，是碰巧发现后才标记的，这被历史事实所证明——1764年，他发现并测量了M3-M40的全部天体。

18年后，当星表中的最后一个天体，M107，蛇夫座的球状星团在1782年被Messier的朋友Pierre Mechain发现时，人类所知道的天体总数至少达到了140个，数量上翻了一番还多，其中的110个天体被Messier（发现了42或43个）和Mechain（27或28个）记述下来——计数中的不确定是由与M102有关的争议所引起的。

M3在1784年左右被William Herschel首次分解成恒星，并且认证为星团。

寻找M3，可以将后发星团附近的后发座Gamma星向后发座Beta星的连线延长大约2/3，稍向北侧看，M3就会出现在低倍的视场中：它就在后发座Beta星北偏东北方向大约6度的位置。（译注：原文如此，实际上M3应位于后发座Beta星正东方约6度的地方）

虽然M3只有在极好的条件下才能被肉眼看到，大多数条件下它刚好位于可见范围以下，但在最小的仪器中，它也很容易被看见。在双筒镜中，它就像一个朦胧的、云雾状的斑点。4英寸的镜子可以显示出它明亮的致密核心，周围被一个圆形的、斑驳的、颗粒状的光晕所包围，向外缓慢均匀地变暗；无法分解出恒星，但是在良好的条件下可以显示出一些最明亮的恒星。6英寸的镜子可以将其外侧约三分之二的部分的暗星分辨出来，由其余未能分辨的更暗恒星形成的背景光晕笼罩在周围。8英寸的镜子能分辨出几乎全部的恒星，只极核心的区域无法分辨；这一部分需要更大的望远镜（大约12英寸）才能分解。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:27
标题: 球状星团 M4 (NGC 6121)，类型IX，位于天蝎座

赤经 16 : 23.6（小时:分）

赤纬 -26 : 32（度:分）

距离 7.2（千光年）
视亮度 5.6（星等）

视大小 36.0（角分）

由Philippe Loys de Cheseaux在1746年发现。

M4是天空中距离最近的球状星团之一；根据最新的结果（这里采用的是W.E. Harris的数据库），它的距离也许只有7,200光年左右，也许是最近的球状星团；唯一可能与之相比的是位于南天的天坛座中的NGC 6397，然而这个星团现在看来还是稍远了一点（7,500光年）。M4可以在非常暗的天空中用肉眼感觉到（位于心宿二西侧1.3度），在最小的光学仪器中也非常突出。

作为一个非同寻常的细节，M4显示出中央的一个“棒”状结构，在我们的照片中看得很清楚，大致从左侧稍下方延伸到右侧稍上方（译注：原文如此，实际上“棒”在照片中几乎呈竖直方向，略微偏向左上-右下方向）；这个由11等恒星组成的“棒”长约2.5'，方位角为12度，最早在1783年由William Herschel注意到。也许正是这个结构使得Harlow Shapley认为这个球状星团有一些拉长，呈椭圆形（椭率0.9，长轴方向方位角115度），这一想法没有得到现代观测或者照片的证实。

如果没有黑暗星际介质所组成的浓云的遮挡，M4应该是天空中最壮丽的球状星团之一。星际介质的吸收也使球状星团发出的光线变红，因此彩色照片中的M4总是略显橙色或是棕色。在深度暴光的照片中，它的角直径约为36角分，超过了满月的大小；对应的真实直径约为75光年。在通常的照片中，它的直径略小于26'，目视估计为14角分。它的潮汐半径估计为32.49'，即70光年左右。潮汐半径的定义是，在这个距离上，银河系的潮汐引力刚好可以将恒星从星团中解放出来，因此这个球状星团的引力控制范围是一个直径140光年的球状空间。

M4是最松散，最稀疏的球状星团之一，因此它的聚集度类型被定为IX型。它的致密核心被测定为直径1.66'，即3.6光年。它的半质量半径为3.65'，即大约8光年，因此星团中一半的质量都聚集在中心直径为16光年的球体中。它以每秒70.4km的速度离我们而去，至少包含43颗已知变星。它的光谱型被定为F8，色指数由B-V=1.03确定。

球状星团是由De Cheseaux在1745-46年发现的，被他列为第19号天体，也被在Lacaille的星表中被标为Lacaille I.9。Charles Messier在1764年5月8日将其列入星表，并且首次将它分解为“由非常小[暗]的恒星组成的星团”；这是他用他的中等仪器能够分辨出来的唯一一个球状星团，因此也是第一个被分辨出来的球状星团。仅仅过了约20年，William Herschel就能够用他的大望远镜将所有的Messier球状星团全部分解开了。

1987年，第一颗毫秒脉冲星在这个球状星团中被发现。这颗脉冲星，1821-24，是每3.0毫秒旋转一周（并且发出一个脉冲）的中子星，即每秒钟自转超过300次，比M1中的蟹状星云脉冲星快了近10倍。第二颗毫秒脉冲星后来也在那一年，在M28中被发现。

1995年8月，Hubble太空望远镜拍到了M4中的白矮星，这是我们的银河系中最古老的恒星之一。2003年7月，利用Hubble望远镜进行的研究还认证出一颗绕着其中一颗白矮星运行的行星；它们与一颗被称为PSR B1620-26的脉冲星组成一个三合系统。这颗大约2.5倍木星质量的行星可能与球状星团M4一样古老，现在估计的年龄约为130亿年，几乎是我们太阳系年龄的三倍了。

M4很容易找到，因为它就位于明亮的心宿二以西1.3度，就在与天蝎座Sigma星连线的南侧（心宿二，天蝎座Alpha星，1.0等，光谱型M 1.5 I，略微变光；天蝎座Sigma星，V星等2.9，谱型B2 III）。在双筒镜中呈现出一个圆形的弥散光斑，在小望远镜中为一个圆形光晕，4英寸镜子可以分解出最明亮的，约10.8等的恒星；前面提到的棒状结构相当明显，解析出的恒星呈不规则分布。更大的望远镜能显示出一个直径超过16角分的、由恒星组成的晕围绕在星团明亮的中心部分周围。

附近（东偏东经50'）更靠近心宿二（西北仅30'）的地方，可以找到更暗的球状星团NGC 6144（星等10.4，直径3.3'）；要观测它，必须将心宿二排除在视场之外，这样它的光芒才不会把这个暗球状星团掩盖住。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:28
标题: 球状星团 M5 (NGC 5904)，类型V，位于巨蛇座

赤经 15 : 18.6（小时:分）

赤纬 +02 : 05（度:分）
距离 24.5（千光年）
视亮度 5.6（星等）

视大小 23.0（角分）

由Gottfried Kirch在1702年发现。

球状星团M5最早是由Gottfried Kirch和他的妻子Maria Margarethe在1702年5月5日，观测一颗彗星时发现的，被形容为一颗“云雾状的恒星”。Charles Messier独立地在1764年5月23日发现了它，并且将其形容为一个圆形的星云，其中”不包含任何恒星”。William Herschel首次将这个星团分解为恒星；他在1791年利用他的40英尺[焦距]反射镜数出了其中的200颗恒星，“尽管中心部分太紧密了，无法分辨其成份。”

M5明显呈椭圆形，沿方位角50度的方向拉长（方位角给出一个特征在天球上的方向；是通过测量正北方向按逆时针转到该方向所经过的角度而得到的）；它被认为是最古老的球状星团之一，估计其年龄为130亿年。它的直径约165光年，使其成为较大的球状星团之一。它的距离是24,500光年，因此视直径约为23角分。目视观测时，视直径显得较小，只有约10到12角分，在一般的照片中，视直径可以达到17角分（对应于125光年直径的星团内侧部分）。它的潮汐半径为28.4角分，即202光年，在这个距离之外，成员星才会被银河的潮汐引力拖出星团。也就是说，这个星团的引力控制着一个直径超过400光年球形空间。它有一个0.84角分的致密核心，即差不多6光年直径，它的半质量半径估计为2.11'，对应于线半径15光年。

它的总光谱型被估计为F7，M5以每秒52km的速度远离我们而去。

M5包含着相当多的变星，已知的有105颗。星团中的第一颗变星是由A.A. Common在1890年发现的。S.I. Bailey (1899)在星团中发现了85颗短周期变星，属于天琴座RR型变星（即星团变星）；按照Kenneth Glyn Jones的说法，到1955年已经发现了其中的97颗。按照Cecilia Payne-Gaposhkin的说法，其他的变星中有一颗是矮新星（她还提到了位于球状星团M30和NGC 6712里的另外两颗矮新星）。

我们的M5图片是由英澳天文台的David Malin拍摄的（并且拥有版权）。这里还提供了更多关于这张图片的信息。

更多M5的信息及其有趣的细节可以在Leos Ondra的文章《M5和它的变星》中找到。感谢Leos允许在这里提供他的文章！其中包含的有趣内容之中，还有一张M5的颜色-星等图。

要容易地找到M5，首先要找到附近的长蛇座5。这很容易通过大角星西南方的室女座109和110找到（分别为星等3.72，谱型A0 V和星等4.4，谱型K0 III），它们的连线向东指向一个由蛇夫座4，5，和6构成的小三角。M5就在蛇夫座5的西北方仅20'的地方。

在极好的观测条件下，M5用肉眼刚好可以瞥见。这个球状星团在优良的双筒镜中很容易看见，就像一小团毛茸茸的光斑，在3英寸望远镜中，可以看到一个美丽的圆形“星云”，越靠近中心越明亮。4英寸的镜中，其中最明亮的12.2等的恒星刚好可以分辨出来；它们从中心部分以弯曲的型态向外延伸，被John Mallas形容成一个蜘蛛；其中一条“腿”向南方延伸到很远，光晕延伸的直径超过10'。更大的望远镜或是照相观测可以揭示出一个包含成千上万颗恒星的壮观景象，其中有一些空隙，光晕延伸直径超过15'。

附近有蛇夫座5是颗明亮的双星，也被标记为Struve 1930，由淡黄色的5等子星A和灰白色的10等子星B组成；方向角是37度，距离11"（1923年测量）。这颗恒星在Messier的描述中被提到（但并没有标明是双星）。附近还有一个暗淡的遥远球状星团Palomar 5，就在前面提到的蛇夫座4以南约40'的地方，亮度11.8等，直径6.9'，距离我们大约75,000光年。M5向西直到室女座110，存在在着大暗弱遥远的星系，包括NGCs 5806，5811，5813，5814，5831，5838，5839，5845，5846，5846A，5848，5850，5854，5864，5865，5869以及5887，亮度介于10.0和13.9等之间，大多数需要更大的望远镜才能看到。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:29
标题: 球状星团 M9 (NGC 6333)，类型VIII，位于蛇夫座

赤经 17 : 19.2（小时:分）

赤纬 -18 : 31（度:分）
距离 25.8（千光年）

视亮度 7.7（星等）

视大小 12.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M9是距我们的银河系中心较近的球状星团之一，计算得到它到银心的距离为5500光年（Burnham给出的值为7500，稍大了一点）。它的角直径为12.0角分，在距离我们太阳系25,800光年的距离上，对应的线尺度为90光年。然而，目视观测时它显得更小，大约3到4'，传统的照片可以显示出约9.3角分的直径。因为M9位于一片暗星云（Barnard 64）的边缘上，其北侧和西侧由于星际尘埃的影响而略微变暗；它的光线可能至少减弱了一个星等（变暗了约2.5倍）。考虑到这些事实，这个星团7.7等的视星等对应的绝对星等为-8.04等，即光度接近于我们太阳光度的120,000倍。Mallas注意到它呈卵形，Shapley测得它的椭率为9，这也可以从我们的照片中看出来。它的聚集度等级为VIII，意味着M9中的恒星向中心聚集的紧密程度适中。

M9以每秒224km的超高速离我们而去。这个星团中已经发现了13颗变星，Walter Baade发现了其中的10颗。其中最亮的恒星约为13.5等，因此需要中等口径的业余望远镜（大约6英寸）才能看到它们；它的水平分支巨星的亮度约为16.2等。整体的光谱型被定为F2，色指数为+0.06。

球状星团M9是由Charles Messier首先发现的，他在1764年5月28日将其编入星表，并将其形容为直径3'的“不含恒星的星云”。大约20年后，William Herschel第一次将其分解为恒星。

这个球状星团在10x50的双筒镜中刚好可以瞥见，就像一个暗淡的小圆星云。4英寸的望远镜可以显示出M9大约3'直径的中心部分，略成卵形，越往边缘越暗，但这样的仪器只有在异常理想的条件下才能分辨出其中最明亮的恒星；6英寸的镜子就可以清楚地分辨出它们。8-10英才的仪器可以显示出一个7到8'直径的球状星团，中间有一个5'的紧密区域。更大的业余望远镜（12英寸以上）可以完全解析这个星团。

M9最好通过2.43等的恒星——天市左垣十一来寻找（Sabik，蛇夫座Eta 35星，光谱型A2 V）；M9就在东向方大约3度的位置（偏东2.1度，侧南2.8度）。有颗6等恒星位于其东侧大约半度以内的地方，一颗7等左右的恒星位于西北侧，另一颗6等恒星位于其东侧不到1度的地方。

靠近M9的地方，东北方向仅80'左右，有一个略小的（8角分）、稍暗的（8.25等）球状星团NGC 6356，其距离几乎是M9的两倍（大约50,000光年）。东南方向几乎同样的距离上，还有一个暗得多的（9.7等），小得多的（3角分）球状星团NGC 6342。尘埃云Barnard 64的核心位于M9以西约25'的位置，但是遮盖住了整个星团。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:29
标题: 球状星团 M10 (NGC 6254)，类型VII，位于蛇夫座

赤经 16 : 57.1（小时:分）
赤纬 -04 : 06（度:分）
距离 14.3（千光年）
视亮度 6.6（星等）

视大小 20.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

用小仪器目视观测时，这个7等的球状星团视直径约为8到9角分。一般的照片上显示的视直径可以到15.1角分左右，而深度暴光的照片则显示出它向外延伸到20角分左右，即满月直径的2/3。它的距离为14,300光年，对应的线直径为83光年。目视观测可见的明亮核心只有不到一半大，即35光年左右。它以每秒69km的速度离我们而去。

按照Mallas的说法，它的中心区域呈梨形，有颗粒状结构；在中等放大倍率下（120x），外部区域显示出较亮的节块。

按照Burnham的说法，M10中的变星极其稀少，只发现了3颗；而意大利COVO，Sharru天文台（位于Bergamo，ADC/CDS编号为VII，103）的R. Monella编写的《银河系球状星团表》中给出的数字是4颗。

这个星团是由Charles Messier在1764年5月29日发现的，在他的列表中被标为第10号天体，与大部分球状星团一样，被描述为圆形的“不含恒星的星云”。William Herschel首次将其分解为恒星。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:31
标题: 球状星团 M12 (NGC 6218)，类型IX，位于蛇夫座

赤经 16 : 47.2（小时:分）
赤纬 -01 : 57（度:分）
距离 16.0（千光年）
视亮度 6.7（星等）
视大小 16.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M12与它的视邻居，M10，几乎一模一样，只是略大一些，似乎更暗一些。不过，它一度被认为是介于球状星球和致密的疏散星团（如M11）之间的过渡类型，因为它并不是非常向中心聚集——Harlow Shapley将M12的聚集度类型归类为IX型。它比M10（VII型）向中心会聚程度要低得多。它的距离约为16,000光年，M12的视直径为16.0角分，对应的真实大小约为75光年。这个星团以每秒16km的速度向我们接近。

Helen Sawyer Hogg测得这个星团总的光谱型为F7，色指数为0.0，其中25颗最亮的恒星的平均星等为13.97。按照《Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0》的数据，M12中最亮的恒星大约为12.0等，其（巨星）水平分枝上的恒星约为14.9等。Alan Sandage在M12中找到了13颗变星。

M12是由Charles Messier首先发现的，发现于1764年5月30日。与其他大多数球状星团一样，Messier将其描述为“不含恒星的星云”，10年后的Bode也是这样描述的；这是他们所使用的仪器分辨率不够的结果。William Hersechel在1783年首次将它分解为恒星。

球状星团M12可以在M10以北2度，以西2度的位置很容易地找到，即蛇夫座Delta星以北2度，以东8.5度的地方。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:32
标题: 球状星团 M13 (NGC 6205)，类型V，位于武仙座

赤经 16 : 41.7（小时:分）
赤纬 +36 : 28（度:分）
距离 25.1（千光年）
视亮度 5.8（星等）
视大小 20.0（角分）

由Edmond Halley在1714年发现。

M13，也被称为“武仙座大球状星团”，是北天天区中最明显，最广为人知的球状星团之一。它由Edmond Halley在1714发现，他记录道，“在没有月光的晴朗天空中，用肉眼就能看到它”。Charles Messier在1764年6月1日将其编入星图，按照他的说法，这个星团出现在John Bevis的“英国”《天图（Celestial Atlas）》中。

它的距离是25,100光年，角直径为20'，对应的尺度为145光年，目视观测时，只有约13'。其中包含了数十万颗恒星；Timothy Ferris在他的《星系（Galaxies）》一书中甚至说“超过一百万颗”。它的中心附近，恒星的聚集程度比太阳周围要密500倍左右。M13的年龄被Sandage测定为240亿年，Arp在1960年左右测定为170亿年；Arp后来（在1962年）把他的数值修正到140亿年（按照Kenneth Glyn Jones的说法）。

按照Kenneth Glyn Jones的说法，M13罕见地包含着一颗年轻的蓝色恒星，Barnard 29，光谱型为B2。这颗恒星的成员资格是由径向速度测量确认的，这对一个老年星团来说非常奇怪——它显然是一颗被俘获的场恒星。

观测者可以明显注意到4个缺乏恒星的区域（比如Mallas）。这也可以从一些图片中看出来。

1974年，Arecibo天文台的大射电望远镜向可能存在的地外智慧生物发送了第一条射电信息，其目的地被选为球状星团M13。

在M13附近，东北方向40角分的地方，有一个暗星系（11等）NGC 6207，可以在许多大视场和中等视场的M13照片中看到，比如在DSSM的图片中就能看到。这个星系中最近出现了一颗II型超新星（SN 2004A）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:32
标题: 球状星团 M14 (NGC 6402)，类型VIII，位于蛇夫座

赤经 17 : 37.6（小时:分）
赤纬 -03 : 15（度:分）
距离 30.3（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 11.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M14是一个略呈椭圆形的星团，跨越100光年左右，距我们大约30,000光年；早期测量的结果给出的介于64,000光年（Shapley）和23,000光年（Mallas/Kreimer）到24,000光年（Glyn Jones，Kinman，Becvar）之间；《Sky Catalogue 2000.0》给出的是38,000光年。Shapley测得的椭率为9，长轴方位角为110度。虽然它明亮的主体部分角直径只有大约3角分，但这个星团的外层一直向外扩展到11.7角分的视直径。它的聚集等级为VIII级，缺少一个致密的中心核（Burnham）。它的表面视亮度为7.6星等，对应的绝对星等为-9.12，相当于我们太阳光度的大约400,000倍。然而由于它更遥远的距离，它看起来比其他两个蛇夫座大星团，M10和M12，更暗。实际上它比它们要亮得多。

M14中最明亮的恒星大约为14.0等，其水平分支巨星为17.2等。Helen B. Sawyer Hogg给出其中最亮的25颗成员星的平均星等为15.44，总光谱型为G0；现代测定的光谱型为F4。这个星团的颜色-星等图（即赫-罗图）可以在Smith Kogan等人的文章（1974）中找到。

M14包含了相当多的变星，总数超过70颗，多数是室女座W型变星（II族造父变星，Demers和Wehlau 1971）。

1938年，M14中出现一颗新星。然而这颗新星直到1964年，Western Ontario大学的Amelia Wehlau在调查由Helen Sawyer Hogg在1923到1963年间拍摄的照相底板时，才被发现（Hogg和Wehlau, 1964）。这颗新星出现在摄于1938年6月21-28日的8张底板上，亮度为16等——如此之暗，至少部分解释了它没有被更早发现的原因。Hogg夫人估计其对应的绝对星等为-1.5（现代的修正值为-0.7），但是在亮度极大期，它可能达到9.2等，即绝对星等-7.5（现代修正值），几乎比星团中最明亮的成员星亮了5个星等！这是既1860年M80中出现的新星——天蝎座T之后，人类发现的第二颗球状星团中的新星，也是第一颗被记录在照片中的球状星团新星。1983年，CTIO的4米望远镜和3.9米的英澳望远镜被用来试图寻找这颗新星的遗迹（Shara等 1986）。1991年，天文学家们利用Hubble太空望远镜观测了M14中这颗新星附近的区域，但是没有发现这颗恒星，也没有发现星云遗迹（Margon等 1991）。

1997年，一颗碳星（光谱中具有强烈碳线的恒星）在M14中被发现（Cote等，1997）；这颗恒星可能是在与其他星团成员星的近距离遭遇中抛掉了它的外层物质，使得由丰富的碳组成的核心暴露出来。

球状星团M14是由Charles Messier首先发现的，他在1964年6月1日将其标记在星表中，并且将它描述为圆形的不恒星的星云。它最早在1783年被William Herschel分解为恒星。

根据TheSky的广告，球状星团M14是CCD拍摄的第一个天体。

M14的位置有点偏僻，远离明亮的恒星。也许通过M10来寻找它是最容易的方法：M14位于那个星团以北0.8度，以东10度。它也位于蛇夫座Delta星以北0.4度，以东21度的地方，即蛇夫座Beta到Eta星连线的1/3处偏东一点。它也位于4.5等的蛇夫座47星（HR 6493）以北2度，以东3度的位置上，这颗恒星在M10以南1度，以东7度的地方。蛇夫座的Delta星，即蛇夫座1，也叫天市右垣九，是一颗2.7等左右的聚星，主光谱型为M1 III，距离我们约160光年。蛇夫座Beta，即蛇夫座60，也叫宗正一，是一颗2.9等的橙色巨星，光谱型为K1 III或K2 III，距离我们约125光年。蛇夫座Eta，即蛇夫座35（天市左垣十一）是由两颗A2型恒星组成的双星，两颗子星分别为3.2和3.5等，轨道周期约85年，角距0.4"-0.6"，距离我们约70光年。

M14中的恒星因其相当遥远的距离而变得暗淡，因此它不像其他更新的球状星团那样容易分解。在较小的望远镜中，第一眼看去，它像是一个椭圆星系，从明亮、朦胧的中心圆盘向边缘迅速变暗。用4英寸的望远镜在良好的条件下可以看到一些少量的粒状条纹。在8英寸的望远镜中可以看出一些被分解的迹象，以及一些粒状纹理，只有更大的镜子才能将它的外侧部分解析出来。

附近还有一个暗球状星团NGC 6366（9.2等），就在前面提到的蛇夫座47（HR 6493）东侧，M14以南2度，以西2.5度的地方。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:33
标题: 球状星团 M15 (NGC 7078)，类型IV，位于飞马座

赤经 21 : 30.0（小时:分）
赤纬 +12 : 10（度:分）
距离 33.6（千光年）
视亮度 6.2（星等）
视大小 18.0（角分）

由Jean-Dominique Maraldi在1746年发现。

球状星团M15是这类星团中最显著的一个。它的距离为33,600光年左右，其视直径18.0角秒对应的真实大小为175光年左右，它的总视星等为6.2等，对应的绝对星等为-9.17，几乎是我们太阳的360,000倍。其中最亮的恒星视星等约为12.6等，绝对星等为-2.8等，是我们太阳光度的1,000倍，其水平分支巨星星等约为15.6。整体光谱型被测定为F3或F4。这个球状星团以每秒107km的速度接近我们。

在业余的仪器中，M30显得有点小，目视观测时只有7角分左右，照像观测为12.3角分。另一方面，这个球状星团的潮汐半径相当大，达到了21.5角分，对应于距离星团中心210光年的距离，超出这个距离以外，星团中的成员星就会被银河系的潮汐引力拖走。（译注：这段中的M30为原文，应为M15的笔误）

这个球状星团包含的已知变星数量排名第三，仅次于M3和半人马座Omega；一共认证出112颗变星。其中一颗显然是II型造父变星（即室女座W型变星）。

M15也许是我们银河系的所有（球状）星团中最密集的一个。Hubble太空望远镜的照片分解了它的超密核心，参见这张HST图片。M15的核心经历过一种被称为“核心坍缩（core collapse）”的收缩过程，这在球状星团的动力学演化中常见的；根据W.E. Harris的资料库，我们银河系中已知的150个球状星团中，有21个发现了这种坍缩核心（它们之中，除了M15以外，还包括Messier球状星团M30和M70），另外还有8个候选者，其中包括M62。这个核心与星团相比非常小，视直径只有约0.14角秒（8.4角分），对应的真实大小接近1.4光年。半质量半径为1.06角分，即大约10光年——星团中一半的质量聚集在以此为半径的球体内。现在还不清楚M15如此紧密的核心是否仅仅是由构成星团的恒星之间的引力相互作用引起的，也不清楚其中是否包含有与星系中心的超大质量天体类似的，致密的超大质量天体。M15中的超大质量天体是离我们最近、最容易观测的此类天体之一，仅仅比银河系中心远了一点，但是不像银心那些被大量的星际介质所遮挡。尽管这类天体的本质现在还不确定，许多科学家相信他们是“黑洞”的有力候选者。

M15是由Jean-Dominique Maraldi（Maraldi二世，1709-88）在1746年9月7日，寻找De Cheseaux彗星时发现的；他将其形容为“一颗云雾状恒星，相当明亮，由许多恒星组成”。Charles Messier在1764年6月3日将其编入星表，他和Johann Elert Bode都没能辨认出其中的恒星，将其形容为“不含恒星的星云”，直到1783年William Herschel才将这个美丽的星团分解开来。

M15是第一个被发现其中包含有行星状星云的球状星团，其中的行星状星云Pease 1即K 648（“K”指的是“Kuster”）是由Pease在1928年，从1927年Wilson山上拍摄的照像底板上发现的。Leos Ondra提供了更多关于这个行星状星云的信息。1976年，Peterson报告了这个球状星团中可能存在的第二个行星状星云，位于中心附近，但是此后从未得到证实（感谢Leos Ondra指出这一事实），因此Pease 1仍然是仅有的4个已知的银河系球状星团中的行星状星云之一。

此外，球状星团M15还包含了相当多的的脉冲星和中子星，已经发现的有9颗，它们都是星团年轻时爆发的古老超新星的残骸。它们被名命为 PSR 2127+11，即PSR 2127+11 A 到 2127 +11 H。其中最令人感兴趣的是PSR 2127+11 C，显然是双中子星中的一颗，即，它还有另一颗中子星伴星（S.B. Anderson等，Nature 346:42 (1990), T.A. Prince等, ApJL 374:L41 (1991)）。与著名的Hulse-T

or双中子星PSR 1913+16，以及孤立存在的银河双中子星PSR 1534+12一样，这种双中子星系统受到了特殊的关注，因为他们展示了强烈的广义相对论效应，比如明显的近日点近动，作用在光上的效应，以及引力辐射，因此是验证爱因斯坦广义相对论的天然实验室。其中的最后一项效应，引力辐射，带走了转动能量，使得中子星的频率以及它们的轨道周期变慢。

M15可以很容易地找到：先找到2等的飞马座Epsilon，及其东南方的飞马座Theta星。沿着Theta与Epsilon的延长线，可以在Epsilon以西3 1/2度，以北2 1/4度的地方找到M15。一颗6等恒星位于其东侧20'处，另一颗7.5等的恒星位于北偏东北5'的地方。

由于它的视亮度达到6.2等，M15在非常好的条件下，刚好位于肉眼可见的极限附近。在最小的仪器，比如观剧镜或小双筒镜中，可以看到一个圆形的云雾状天体。在4英寸镜中就像一个圆形的朦胧的星云，最好条件下可以看到其中一些最亮的恒星，但其他相当多的恒星是分辨不了的。在更大的望远镜中，可以看到更多的恒星，星团的外部可以解析出来，外形轮廓也更不规则，更偏离圆形。尽管在大型的业余望远镜中，致密的核心也仍然不能分解，但可以瞥见其中最亮的恒星。由恒星组成的星链和线条沿各个方向从核心向外辐射，但是西侧的密集程度较小。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:34
标题: 球状星团 M19（NGC 6273），类型VIII，位于蛇夫座

赤经 17 : 02.6（小时:分）
赤纬 -26 : 16（度:分）
距离 28.0（千光年）
视亮度 6.8（星等）
视大小 17.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M19是已知最扁的球状星团，椭率约为E3-E4。Shapley发现其椭率为6，对应于E4，长轴方位角为15度。他估计沿着长轴数，恒星的数量会是短轴方向的两倍。这个星团这种偏离球状的形变可能是由于它靠近银心而造成的：它距离我们的太阳系约28,000光年，相当靠近银河系中心，只有约5,200光年远。从地球上看，它位于银盘平面上方9度的位置（即银道坐标北纬9度）比银心稍稍偏西一点；也许距离我们只比银河系的中心稍远一点。M19以146千米/秒的速度离我们而去。

M19中的恒星比较丰富和致密，聚集度相当高（Shapley级别为VIII）。在它的距离上，17角分的视直径对应的真实长度沿长轴方向约为140光年，绝对星等为19等左右。在业余仪器中它显得稍小，目视为6'，照像观测为13.5'——对应的真实直径仍有110光年。

M19中最明亮的恒星约为14等，它的水平分支（赫罗图上演化到晚期的巨星亮度）接近15.3等（Uranometria 2000.0的深空指南）。Helen Sawyer Hogg给出其中25颗最明亮成员星的平均星等为14.8等，总光谱型为F5（按照Kenneth Glyn Jones的说法，见Handbuch der Physik）。M19中只发现了4颗天琴座RR变星。

M19是由Charles Messier首先发现的天体之一，在1764年6月5日被观测到。1784年，William Herschel首次将其分解为“数不清的14，15，16等恒星”（John Herschel）。Admiral Smyth则用更生动的语言将M19描述为“一个美丽、孤立的球状星团，由细小致密的奶油色恒星组成，略显白色，中心稍现光泽。”

从心宿二沿着银河向东约8度就可以容易地找到M19，看起来像是个小圆斑，它的椭圆形状非常显眼。比较容易被分解成恒星。

更远的一个8.4等，直径1.9'的球状星团，NGC 6293就位于东偏东南1.5度的地方，另一个9.5等，直径1.5'的球状星团，NGC 6284则位于北偏东北1.6度的位置。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:34
标题: 球状星团 M22（NGC 6656），类型VII，位于人马座

赤经 18 : 36.4（小时:分）
赤纬 -23 : 54（度:分）
距离 10.4（千光年）
视亮度 5.1（星等）
视大小 32.0（角分）

由Abraham Ihle在1665年发现。

这可能是第一个被发现的球状星团，是由Abraham Ihle在1665年发现的。按照Kenneth Glyn Jones的说法，Hevelius可能在更早之前就看到了这个天体（根据Admiral Smyth的观测记录），但是Halley，De Cheseaux和Messier都一致认为这个天体是由Ihle最早发现的。这个球状星团被包括在1715年Halley发表的6个天体的列表中，也被De Cheseaux，Le Gentil以及Abbe Nicholas Louis de la Caille观测到，前者将这个天体编为第17号天体，后者将其编入了他的南天星表，编号为Lacaille I.12。Charles Messier在1764年6月5日将其编为M22，他宣称这一天体也出现在John Bevis的英格兰星图上。

M22是个非常显著的天体。距离我们10,400光年，是离我们最近的球状星团之一。在这个距离上，它的32'的角直径，比满月的视直径稍大，对应的真实大小约为97光年；目视时，仍有大约17'。它的亮度比武仙座球状星团M13还明亮，因此北半球纬度不高的观测者可以用肉眼看到这一天体，比它更明亮的只有南天的两个明亮球状星团（不在Messier星表内），分别是半人马座Omega（NGC 5139）和杜鹃座47（NGC 104）——以上提到的是天空中最明亮的4个球状星团。

尽管Shapley和Pease在这个巨大的恒星蜂巢内数出了70,000颗恒星，只有相当少量的32颗变星被认证出来，其中半数早在1902年就已经为Bailey所知了，其中的一颗长周期苧藁增二型变星很可能不是星团的成员星。星团中最明亮的恒星大约为11等。恒星散布在大约200光年直径的区域内，以每秒149km的速度远离我们而去。

这个星团值得关注是因为其中还包含了一个弱行星状星云，是由红外卫星IRAS发现的，编号为IRAS 18333-2357或GJJC 1。这是继M15中的Pease 1之后第二个被发现的，位于球状星团中的行星状星云，是仅有的四个已知的银河系球状星团中的行星状星云之一。

最近Hubble太空望远镜对M22的研究发现有大量行星大小的天体游荡在这个球状星团之中；这些天体的质量可能只有80倍地球质量，是通过所谓的微引力透镜效应，即弯曲来自背景成员星的光线，而发现的。

对于观测者来说，M22距离黄道只有不到1度是很有趣的，这样就会经常发生行星与M22相合的现象。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:36
标题: 球状星团 M28（NGC 6626），类型IV，位于人马座

赤经 18 : 24.5（小时:分）
赤纬 -24 : 52（度:分）
距离 18.3（千光年）
视亮度 6.8（星等）
视大小 11.2（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M28的真实直径为60光年，而它的距离约为18,000到19,000光年，与它壮观的邻居M22相比，它明显小得多，也密集得多。按照H. Shapley的说法，它略呈椭圆形。需要大口径才能分解其中的恒星；William Herschel是首个将其描述为“恒星云”的人。

M28中除了包含目前仅知的18颗天琴座RR型变星外，还有一颗周期为17天的室女座W型变星（II型，即造父II型变星），以及另一颗长周期变星（17号变星，按照Burnham的说法，可能是金牛座RV型变星）。

1987年，M28成为第二个被发现其中含有毫秒脉冲星的球状星团（第一个是M4）。这颗名为1620-26的脉冲星每11毫秒绕轴自转一周。

球状星团M28是真正由Charles Messier发现的天体之一，他于1764年7月27日将其编入星表。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:37
标题: 球状星团 M30（NGC 7099），类型V，位于摩羯座

赤经 21 : 40.4（小时:分）
赤纬 -23 : 11（度:分）
距离 26.1（千光年）
视亮度 7.2（星等）
视大小 12.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

球状星团M30，距离约为26,000光年，横跨约90光年，在我们看来，角直径约为12.0角分。它相当致密（正如它的凝聚度为V所表明的），即使对一架小望远镜来说，也是个良好的目标。其中最明亮的红巨星视星等约为12.1，它的水平分支星等为15.1。这个球状星团中只发现了12颗变星。M30的颜色-星等图（CMD）可以在Richer et.al. (1988)上找到。它的总光谱形被测定为F3，其色指数被定为B-V=0.60等。它正以181.9 km/秒的速度接近我们。

M30经历过核心塌缩，在其核心处，恒星分布极端密集，在我们银河系的150个球状星团中，至少20个存在类似的现象，包括了M15，M70，也许还有M62。因此，M30的核心尺度非常小，仅有约0.12角分（7.2角秒，对应的真实直径为0.9光年），它的半质量半径为1.15角分（8.7光年）；这个星团一半的质量集中在一个球体中，球体的半径相当于天狼星到我们的距离，即直径17.4光年。另一方面，它的潮汐半径相当大：18.34角分，相应的真实半径为139光年。超过这个距离，成员星就会因为银河系的潮汐引力作用而逃离星团。

尽管有个极端致密的核心，球状星团M30中成员恒星的近距离遭遇似乎很少发生，因为根据Chandra X射线天文卫星的研究，星团中似乎只有极少数X射线双星存在。这类特殊的恒星系统被认为是恒星在球状星团的致密区域中近距离遭遇而形成的。

Cecilia Payne-Gaposchkin提到M30中出现过一颗矮新星；另一颗出现在M5中，第三颗则在出现在NGC 6712中。

M30是由Charles Messier最早发现的天体之一，他在1764年8月3日将它记录在案，与其他球状星团一样，M30被他描述为圆形的星云，不含恒星。它在1784年左右被William Herschel首次分解为恒星。

M30中最明亮的恒星可以在4英寸以上，甚至是略小于4英寸的望远镜中被看到。

M30不被Messier马拉松所钟情，因为它经常是一场几近完成的Messier马拉松中最后一个被漏掉的天体。Messier马拉松是指用一个夜晚看完所有Messier天体的巡天活动（通常在三月底的无月夜晚进行）。然而，这仅仅是因为它在天空中的位置；其实对业余天文学家来说，这是个很好的观测目标。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:37
标题: 球状星团 M53（NGC 5024），类型V，位于后发座

赤经 13 : 12.9（小时:分）
赤纬 +18 : 10（度:分）
距离 58.0（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 13.0（角分）

由Johann Elert Bode在1775年发现。

球状星团M53是最偏远的球状星团之一，距离银河系中心大约60,000光年，距离太阳系差不多同样的距离（大约58,000光年）。在这个距离上，它13'的角直径对应的真实直径约为220光年。它正快速接近我们，Mallas给出的速度为112千米/秒，而Harris则认为是79千米/秒。虽然与其他球状星团相比，M53中的恒星并没有向中心高度集聚的现象，但它还是一个直径约2'的明亮紧密的核心，恒星密度向边缘处逐渐降低。Harlow Shapley将它的密度类型，或者聚集度类型划定为V型。尽管John Herschel，以及随后的NGC星表都猜想其中最明亮的红巨星约为12等，但是《深空指南（Deep Sky Fild Guide）》一书列出它们的亮度为13.8等，（赫罗图的）水平分支亮度约为16.9等。星团的总光谱型被定为F6。

它的发现者Johann Elert Bode是在1775年2月3日发现它的，他将它形容为一个“相当清晰的圆形”星云。Charles Messier在两年后的1777年2月26日，独立地重新发现了它，并且将它记入星表，他发现它“呈圆形，容易看到”，与M79相似。William Herschel是第一个将它分解成恒星的人，他发现它与M10相似。

在全部球状星团中，M53中的恒星明显是“金属贫乏”的，这意味着它们只包含极少量比氦更重的元素（事实上主要是类似碳和氧这样的元素）；M53中的恒星在“金属丰度”方面甚至低于球状星团的平均水平。星团中有多达47颗天琴座RR型变星，其中一些被发现其变光周期会随着时间发生不可逆转的变化（Kenneth Glyn-Jones）。

在小型业余望远镜中，M53呈现为一个略微椭圆的星云状天体，有一个大而明亮的核心，表面亮度相当均匀，平缓地向边缘逐渐变暗。Mallas报告说在极好的观测条件下，他在4英寸折射镜中看到了许多恒星，中心部分显示出某种颗粒状斑纹。在更大一些的望远镜中，它的外侧边缘似乎已经分解为恒星，而中心部分仍然无法分解，呈现出颗粒状，在大约8英寸口径的望远镜中，会有一颗恒星突显在核心部分。大约12英寸的大型仪器可以很好地分解这个星团，有一个中等聚集的核心，恒星散布在大约12角分直径的范围内。

M53可以很容易找到，就位于4等的后发座Alpha 42号星东北1度的地方，后者是颗目视双星（A星：5.05等，B星：5.08等，光谱型都为F5V型）。后发座Alpha星本身可以在大角星与牧夫座Eta星的连线向西延长11度的位置上找到，也可在将室女座Gamma - Delta - Epsilon的连线向东北偏北方向延长7度而找到。

向东移动仅1度左右的距离，暗淡并且相当松散的球状星团NGC 5053就会进入视野，它几乎与M53位于同样的距离上（53,500光年），意味着这两个星团物理上也是相当靠近的。NGC 5053拥有的恒星比M53少得多，特别是恒星分布不像M53那样密集，也没有致密明亮的核心，因此过去对于将它归类为球状星团还是有怀疑的（现在已经通过光谱分析法确证了）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:38
标题: 球状星团 M54（NGC 6715），类型III，位于人马座

赤经 18 : 55.1（小时:分）
赤纬 -30 : 29（度:分）
距离 87.4（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 12.0（角分）

由Charles Messier在1778年发现。

尽管身处巴黎的Charles Messier在1778年7月24日发现M54时，用“非常暗淡”来形容它，不过M54仍然是一个相当显著的球状星团（Kenneth Glyn Jones错误地将Messier的描述翻译为“非常明亮的星云”，这个错误此因也出现在Kepple和Sanner所著的《夜空观测者指南（Night Sky Ovserver's Guide）》一书中）。William Herschel能够将其外侧区域分解为15等恒星，以及极少的14等恒星。不过，它的确不容易被分解开来。

这个星团的聚集度等级为III，表明它的聚集度相当大。它的明亮核心直径仅为2.1'，最明亮的内核约为1'，不过它的外层在照片上可以达到6'，在超长时间暴光下可以达到9.1'。《Uranometria 2000.0》第二版甚至给出了12角分的直径。星团中最明亮恒星的视星等约为15.5，水平分支的亮度为17.7。Hellen Sawyer Hogg给出的总光谱型为F7，色指数为+0.01。它正以每秒142公里的速度远离我们而去。

M54中的已知变星至少有82颗，其中大多数是天琴座RR型变星，共有55颗。此外，星团中还有两颗半规则红色变星，周期分别为77天和101天。

多年以来，它的距离一直被估计为50-65,000光年左右。不过在1994年，一项令人激动的发现表明，M54可能根本不是我们银河系的成员，而是属于一个最新被发现的矮星系！这个星系现在被称为SagDEG，是人马座矮椭圆星系的简称，这是本星系群中最新被发现的星系之一。

SagDEG中有两个主要的集中点，其中一个刚好与M54位置一致，并且它们相对于我们的退行速度也非常相似（约为每秒130公里）。因此M54很可能就位于这个距离我们80-90,000光年的星系之中；最近估算的M54距离为87,400光年。按照这个距离，M54很可能是已知最明亮的球状星团之一，它的绝对视星等M_v为-10.01，相当于我们太阳亮度的850,000倍，仅次于我们银河系中壮观的半人马座Omega星团。它的直径也将达到300光年。它的距离大约是是它两个视邻居，M69和M70，的3倍。也许最有趣的是，这使得M54成了最早被发现的银河系外球状星团，因此也给Messier辉煌的一生增添了又一项第一。Charles Messier是在1778年7月24日发现M54的。

M54很容易找到，它就位于人马座Zeta附近，这是人马座中由4到5颗恒星组成的“南斗”星宿（著名的“茶壶”的一部分）中最南侧的恒星，M54就在它南侧0.5度，西侧1.5度的位置上。

这个球状星团虽然明亮，但却细小，因而在小双筒或者寻星镜中可能会视而不见（即误当成了恒星）。由于它距离遥远，这个球状星团很难被分解成恒星。在双筒镜和小望远镜中，它就像一个亮度向四周逐渐变暗的圆形星云。4英寸镜子可以显示出一些斑驳的纹理，在良好的条件下可以看出一些恒星状亮斑，这些被John Mallas报告为疑似恒星。在更大的业余望远镜中，它仍然无法被分解，仍然只是显示出斑驳的纹理；Kenneth Glyn Jones形容说，它第一眼看去更像是个行星状星云。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:38
标题: 球状星团 M55（NGC 6809），类型XI，位于人马座

赤经 19 : 40.0（小时:分）
赤纬 -30 : 58（度:分）
距离 17.3（千光年）
视亮度 6.3（星等）
视大小 19.0（角分）

由Abbe Nicholas Louis de la Caille在1751-52年发现。

M55是个相当大的球状星团（大约19'，几乎为月亮视直径的2/3），但却拥有如此松散的外表，它的颗粒感非常强，以致于笔者甚至用7x50的双筒镜就能感觉出这是一个星团。通常在这样的双筒镜中，大部分球状星团看起来都像是圆形的星云。它的距离大约为17,300光年，角直径对应的真实大小约为100光年。M55中的已知变星数量极少，仅有5到6颗。不同资料给出M55的星等介于5到7等之间。它的总光度可能接近我们太阳光度的100,000倍。

M55最初是由Lacaille在1751-52年发现的（被他标记为Lac I.14），当时他正在南非进行观测。Charles Messier在1778年7月24日终于找到了它，并且将它记录在案，之前他还在1764年看到过它，但却没能记录：这是因为这个天体太偏南了。笔者可以证明，M55在德国南部也是非常难以观测的，不过只要再往南走一些，它就会非常壮观（比如在希腊北部，它就非常引人注目）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:39
标题: 球状星团 M56（NGC 6779），类型X，位于天琴座

赤经 19 : 16.6（小时:分）
赤纬 +30 : 11（度:分）
距离 32.9（千光年）
视亮度 8.3（星等）
视大小 8.8（角分）

由Charles Messier在1779年发现。

M56位于天鹅座Beta(辇道增七）和天琴座Gamma星之间。它是最暗淡的Messier球状星团之一，尤其是缺乏大部分球状星团都有的明亮核心。不过要将它分解为恒星并不困难，即使它距离相当遥远。这使得它的聚集度等级为定为X级。它的距离是32,900光年，它8.8角分的角直径对应的真实大小约为85光年。目视观测时，只能看到这个大圆球的内侧1/3，即视直径约3'。尽管NGC星表中提到星团由“11到14等的恒星”组成，更现代的测量表明，这个星团中最明亮的恒星亮度约为13等，水平分支的亮度为16.2等（根据Uranometria 2000.0的深空视场指南）。Helen Sawyer Hogg给出其中最明亮的25颗恒星的平均星等为15.31，总光谱型为F5，色指数为-0.04。

Harlow Shapley发现球状星团M56有些拉长，椭率为8（E2），长轴方位角为45度。他在其中只发现了1颗变星，即使到今天，M56中也只有大约半打变星得到确认。这个星团正以每秒145公里的高速向我们靠近。

M56是由Charles Messier首先发现的；他在1779年1月23日第一次看见这个星团，像大多数球状星团一样，他将其形容为“不含恒星的星云”。它在1784年被William Herschel首先分解为恒星。

这个球状星团位于一个极好的低倍率银河星场中。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:40
标题: 球状星团 M62（NGC 6266），类型IV，位于蛇夫座

赤经 17 : 01.2（小时:分）
赤纬 -30 : 07（度:分）

距离 22.5（千光年）
视亮度 6.5（星等）
视大小 15.0（角分）

由Charles Messier在1771年发现。

M62是形状最不规则的球状星团之一，这种不规则形状最早是由Herschel发现的。这种变形也许是以下事实的结果，即M62是距离银心最近的Messier球状星团之一（仅有大约6100光年），因此它是被潮汐力拉扯变形的。它的聚集中心明显偏离星团中心，在我们的图片中偏向左下侧（东南）方向。

不论是视大小还是视亮度，M62都与它的近邻M19非常相似。不过事实上，它们并非如此相似，因为它们的距离略有不同：按照W.E. Harris的数据库，M62位于22,500光年之外，而M19则位于28,400光年以外。M62的视直径为15角分，大约是满月的一半，对应的真实大小约为100光年。

这两个球状星团之间还有更多本质上的区别：M62中已知变星的数量多达89颗（1973年的数据！），其中大部分都是天琴座RR型变星，而M19中只有4颗。此外，与M19相反的是，M62的核心密度极高，很可能在它的历史中经历过核心坍缩过程，与此类似的其他球状星团包括M15、M30、以及M70。

不过，M62与其他经历过核心坍缩的球状星团，例如M30也有不同之处，根据Chandra X射线天文卫星的观测结果，这个星团中包含了大量X射线双星。这些奇特的恒星系统被认为是星团成员星之间近距离接触的结果；很明显，这样的接触事件在M62中曾经频频发生。

Charles Messier在1771年6月7日发现了这个星团，不过直到1779年6月4日才测定了准确的位置，并且在这一天将它编入星表目录之中。不然的话，它的编号就可能会介于49和50号之间了。与大部分Messier球状星团一样，William Herschel最早将它分解为恒星，他称其为“M3的微缩模型。”

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:40
标题: 球状星团 M68（NGC 4590），类型X，位于长蛇座

赤经 12 : 39.5（小时:分）

赤纬 -26 : 45（度:分）
距离 33.3（千光年）
视亮度 7.8（星等）
视大小 11.0（角分）

由Charles Messier在1780年发现。

这个7.8等的球状星团位于大约33,000光年以外，它的成员星分布在大约106光年直径的空间内。其中至少含有42颗已知变星。Harlow Shapley已经在其中发现了28颗所谓的“星团变星”（天琴座RR型变星），其中一颗（第27号）后来被证明并不是这个星团的成员（Greenstein, Bidelman and Popper, 1947）。Shapley还在1930年将这个球状星团的椭率给定为9，不过到了1949年，当他统计其中2000颗最明亮恒星时，又将它形容为圆形。在业余望远镜中，它看起来的确是圆形的，尽管一些观测者（包括John Mallas在内）都感觉出它是卵形的。

以前的星表总是给出较暗的视星等，可能是因为这些南天星团的亮度是由北半球观测者估计的：Helen Sawyer Hogg给出它的亮度为9.12等，Mallas/Kreimer为8等，Becvar、Kenneth Glyn Johns和Sky Catalogue 2000.0给出的数值是8.2等。较新的《Uranometria 2000.0深空场指南》给出的亮度为7.7等，在它的第二版中，总视亮度被修正为7.3等。

根据Kenneth Glyn Jones的说法，M68包含了大约250颗绝对星等亮于0等的巨星，大约是M3或者M13的一半。根据Uranometria 2000.0深空场指南，其中最明亮的恒星为12.6等，星团的水平分支亮度为15.6。Hellen Sawyer Hogg找到了25颗亮于14.8等的恒星，将它的总光谱型定为A6。

过去对M68距离的测量非常混乱：Shapley的早期测定结果为50,000光年（15.5 kpc），而Becyar给出的数值为35,500光年（11.5 kpc），T.D. Kinman的平均值为39,000光年（12.0 kpc），还有McCluere等（1937）得出的结果是36,000光年（11.2 kpc）。我们现代的数值是33,300光年，来自于William E. Harris的银河球状星团数据库。

M68以每秒112公里的速度靠近我们。

右下侧被标出的恒星并非星团成员星，而是苧藁变星水蛇座FI，它的周期约为324天，最亮可达9等，因此这片区域的外貌会发生相当大的变化。

M68是由Charles Messier在1780年4月9日发现的。因为某种错误，Admiral Smyth将这一发现桂冠戴在了Pierre Mechain的头上，20世纪60年代，Kenneth Glyn Jones采用了这个观点。事实上，所有由Mechain发现的天体，Messier都在他的星表描述中表示了感谢，但这个天体却并非如此。Dreyer的NGC星表、Helen B. Sawyer [Hogg] (1947)和Burnham都正确地了承认了Messier的发现权。与大多数Messier球状星团一样，1786年，William Herschel首次将它分解为恒星。

在M68的描述中，Messier提到了一颗6等恒星，这实际上是一颗5.4等的双星：ADS 8612（也被标为B320），子星A：5.4等，子星B：12.2等，方位角152度，角距1.6" （1926年）。

由于M68的纬度偏南，对北半球观测者来说具有相当的难度。也许他们找到M68的最好办法是，沿着乌鸦座Delta到Beta星（3等）的连线向下延伸，会找到前面提到的5.4等的ADS 8612。然后，M68就位于这颗恒星东北方大约45'的地方，很容易定位。

双筒望远镜中，M68是一团暗淡的斑点，其中最明亮的恒星在良好的条件下，可以在口径4英寸以上的望远镜中开始分辨出来；这些仪器会显示出一团带有明亮中心的模糊光斑，亮度向着边缘逐渐变暗。一架6英寸的镜子可以分辨出星团外侧的恒星，显示出一个直径12'的光晕。更大的望远镜可以完全分解它的中心，显示出其密集星团的本质。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:41
标题: 球状星团 M69（NGC 6637），类型V，位于人马座

赤经 18 : 31.4（小时:分）
赤纬 -32 : 21（度:分）
距离 29.7（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 9.8（角分）

由Abbe Nicholas Louis de la Caille在1751-52年发现。

M69，与它的近邻M70一样，是Messier星表中较小较暗的球状星团之一。在黑暗的天空中，7x50或10x50的双筒望远镜刚好能够看见它，如果观测地点不是很靠北的话。不过在Messier的观测地点——巴黎，这就是个较难观测的天体了。

M69是被Abbe Nicholas Louis de la Caille发现的，他将其收入了他的南天星表之中，编号为Lacaille I.11。1764年，Charles Messier第一次寻找这个南天星团时，并没有取得成功，不过在1780年，他利用更好的望远镜找到了它，并且在1780年8月31日将它记录在案。

在长时间曝光的照片中，M69的直径只有7.1角分，在它29,700光年的距离上，对应的大小约为61光年。超长时间曝光的照片显出的直径更大一些：9.8角分，对应于大约85光年。目视可见的明亮致密核还不到一半大，只有大约3'。由于M69相当靠近银河系中心（距离仅为6,200光年），它的潮汐引力半径相对较小，8.25'或72光年。它的聚集度等级为V级，表明它的恒星会聚的程度接近于球状星团的平均水平。它的中心核心直径为0.68'，即大约6光年，而它的半质量半径是0.83'，即大约7.2光年。

M69的光谱型被判定为G2或G3，它的色指数B-V = 1.01。它是金属丰度最高的球状星团之一，表明它的恒星中，比氦重的元素的含量相对较高。不过，这个数值相对于我们太阳这样的较年轻恒星（星族I）来说，还是明显低了许多，说明就连这个球状星团，也是在宇宙早期形成的。当时的宇宙所含的重元素较少，因为这些重元素都必须在恒星中形成。

M69的距离与它的视近邻，M70的距离几乎相同，前者约为29,700光年，而后者为29,400光年。这表明，这两个球状星团刚好是物理上的近邻；它们之间的距离被计算为仅有1,800光年左右。相反，视线方向上另一个邻近球状星团M54的距离，几乎是此距离的三倍。

M69中变星不多：Shapley连一颗也没有找到，现在已知变星的数量也只有8颗，其中2颗是周期约为200天的苧藁型变星。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:42
标题: 球状星团 M70（NGC 6681），类型V，位于人马座

赤经 18 : 43.2（小时:分）
赤纬 -32 : 18（度:分）
距离 29.3（千光年）
视亮度 7.9（星等）
视大小 8.0（角分）

由Charles Messier在1780年发现。

不论是亮度还是大小，球状星团M70看起来都与它的近邻M69比较类似，它实际上只是亮了一些，大了一点，几乎处于同样的距离上（29,300光年）。二者都相当靠近银河中心，因此它们都承受着相当强烈的引力潮汐作用。由于它也同样位于天球南侧，对Messier的观测地点——巴黎来说，这是个较难观测的天体。

Charles Messier在1780年8月31日发现了这个球状星团，并且形容它为一个“不含恒星的星云”。William Herschel首先将这个球状星团分解为恒星，形容它为“M3的微缩模型”。

M70的角直径为8.0角分，真实大小约为68光年，目视可见的明亮核心仅为4'左右。它正在快速远离我们，速度约为200公里/秒。这个星团中只有两颗已知变星。

M70的核心极其致密，因为它在历史上曾经经历过核心坍缩。在150个已知银河系球状星团中，至少21个，也许多达29个球状星团都与M70相似，经历过核心坍缩，其中包括M15，M30，可能还有M62。

1995年，球状星团M70名声大噪，著名的海尔-波普彗星就是在它的附近被发现的，当时的发现者Alan Hale和Thomas Bopp正在观测这个球状星团。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:49
标题: 球状星团 M71（NGC 6838），类型X-XI，位于天箭座

赤经 19 : 53.8（小时:分）
赤纬 +18 : 47（度:分）
距离 13.0（千光年）
视亮度 8.2（星等）
视大小 7.2（角分）

由Philippe Loys de Cheseaux在1745-46发现。

有很长一段时间，M71被归类为球状星团一直是不确定的，许多天文学家认为，它更像是一个致密的疏散星团，就像M11那样，比如Shapley和Trumpler，前者就曾将它归类为“g”型，即最致密的疏散星团类型。印地安那大学Kirkwood天文台的James Cuffey研究了两种星团类型。1943年，他发现M71更像是一个松散的球类星团，就像M68（类型X）或NGC 5053（类型XI）那样，不过1959年，他得到了M71的颜色-星等图，发现它又与疏散的银河星团更为相似。就连Burnham也仍然不确定M71的类别！其他的差别标准，比如径向速度和重元素含量（金属丰度）对此也没什么帮助：径向速度所知不详，资料给出的数据介于正负80千米/秒之间，最新的数据也许是23千米/秒靠近我们；这个数值并不是很大，因而与两种类别都可以相符，金属丰度则是球状星团中最高的之一，只有M69拥有更高的含量。高金属丰度似乎与天琴座RR变星的稀少有关：M71中没有找到一颗此类变星（M69也是如此），已知变星的总数也只有8颗。其中一颗是不规则变星天箭座Z（Z Sge，13.5-14.9等），是星团中至少6颗M型巨星之一。

不过，现在大家已经一致认为M71是个松散的球状星团。根据较新的资料（比如W.E. Harris的球状星团数据档案），它距离我们13,000光年。它那较致密、容易被看见的核心仅有大约5到6角分，而在照片中，它的角直径约为7'，对应的真实大小仅为27光年，是一个较小的球状星团。然而，已经有一些暗淡的成员恒星在总直径达24'的范围内被检测了出来，相当于90光年的大小。不过按照Kenneth Glyn Jones的说法，这些暗淡恒星的成员身份，还没有被最终证实。

M71最早是被De Cheseaux看见的，他将其编入了自己的星表，编号为13。后来，Johann Gottfried Koehler在1772到1779年间又重新发现了它，Pierre Mechain也在1780年6月28找到了这个天体。Charles Messier根据自己1780年10月4日的观测，将它记录为他的第71号天体，描述为一个不含恒星的星云。1783年，它被William Herschel首次分解为恒星。

即使在优质的双筒望远镜中，这个球状星团也很容易寻找，很适于观测，只需要找到位于天箭座Gamma和Delta中点附近的6等恒星——天箭座9就可以了。需要中等大小的业余望远镜才能分解这团压缩在一起的恒星，但要分解中心部分就需要更大的望远镜。这个星团的西侧更为明亮，并且边界清晰，形成了一个“弯曲的V字”，就像John Mallas描述的那样。

Kenneth Glyn Jones和Vehrenberg提到，在它附近，南偏西南大约半度的地方，有一个巨大但却暗淡稀疏的疏散星团H20（Harvard 20），很难被辨认出来。这个星团包含了大约30颗恒星，散布在直径7.8'的区域内，亮度约为9.6等。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:50
标题: 球状星团 M72（NGC 6981），类型IX，位于宝瓶座

赤经 20 : 53.5（小时:分）
赤纬 -12 : 32（度:分）
距离 55.4（千光年）
视亮度 9.3（星等）
视大小 6.6（角分）

由Pierre Mechain在1780年发现。

球状星团M72是由Pierre Mechain在1780年8月29-30日夜晚发现的。因此，Charles Messier在接下来的10月4日和5日找到了它，并且将它收入了自己的星表。

M72是最偏远的Messier球状星团之一：位于大约53,000光年以外，这远远超过了银河系中心的距离。它的视亮度为9到10等，但由于它是如此遥远，这实际上是一个本身明亮得多的球状星团。不过，M72中的恒星并没有非常聚集（Shapley将它归类为IX级）；在Messier球状星团中，只有 M71（类型X-XI）和M56（类型X）更为疏松。M72正在相当迅速地靠近我们，速度为255千米/秒。星团中包含了多达42颗已知变星，大部分是天琴座RR型变星。它的直径约为106光年，在我们眼中的张角为6.6角分。

根据Uranometria 2000.0的深空场指南（Deep Sky Field Guide）一书，M72中最明亮的恒星约为14.2等，而Kenneth Glyn Jones引用了Helen Sawyer Hogg的数据，给出了最明亮的25颗恒星的平均亮度为15.86等。水平分支的亮度为16.9等（Uranometria 2000.0）。

有几种方法可以找到M72：从海豚座一路南下，找到4.5等的宝瓶座3和4等的宝瓶座Epsilon；M72就位于Epsilon星以南3度，以东1.5度的位置上。或者从宝瓶座Nu找到M73，四颗恒星组成的集团；M72就在它的西侧1.5度，略微偏北的位置上。或者，你也可以在4等的摩羯座Alpha以东9度处找到这个星团。

在4英寸望远镜中，M72是一个苍白的模糊光斑，非常小，拥有颗粒状纹理，只能显示出直径2'的核心区域。大望远镜可以显示出更大的范围。这个球状星团以均匀的亮度而著称，亮度非常平缓地向边缘变暗。业余望远镜很难将它分解；在8英寸镜子中，只有最边缘处显示出一丝恒星被分解的迹象。一对相互靠近的恒星位于星团的南侧。

一颗6等恒星（HD 198431位于赤经20:50.6，赤纬-12:32，光谱型K1 III）位于M72以西40'处。从这颗恒星再向前延伸同样的距离，会找到非常暗淡的本星系群星系宝瓶座矮星系（赤经20:46.9，赤纬-12:51），需要更大的望远镜才能观测。M72以东大约1.5度处，可以找到M73，这是由4颗通常并不起眼的恒星组成的Y型恒星集团。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:51
标题: 球状星团 M75（NGC 6864），类型I，位于人马座

赤经 20 : 06.1（小时:分）
赤纬 -21 : 55（度:分）
距离 67.5（千光年）
视亮度 8.5（星等）
视大小 6.8（角分）

由Pierre Mechain在1780年发现。

Pierre Mechain有1780年8月27-28日夜晚发现它之后，Charles Messier在1780年10月5日和10月18日对球状星团M75进行了观测，并且在测定位置之后，将它编入了星表。William Herschel在1784年将它分解为恒星，并将它描述为“M3的微缩模型”。

M75位于大约67,500光年的距离上，是距离较远的Messier球状星团之一，远处在银河系中心（距离47,600光年）的背后。一些资料来源甚至给出了更大的距离，达到100,000光年！（例如，Burnham给定为95,000）这会使它成为最遥远的Messier球状星团，以及最遥远的银河系内Messier天体。但是W.E. Harris的数据库给定它的距离为67,500光年，这也是我们采用的数值。

M75是较紧凑、较聚集的球状星团之一，被归类为I型。由于这个原因以及它的距离，需要较大的望远镜才能将它分解为恒星。它6.6'的角直径对应的真实大小将近130光年，它的光度较高，大概约为太阳的180,000倍（-8.55等）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:51
标题: 球状星团 M79（NGC 1904），类型V，位于天兔座

赤经 05 : 24.5（小时:分）

赤纬 -24 : 33（度:分）
距离 42.1（千光年）
视亮度 7.7（星等）
视大小 9.6（角分）

由Pierre Mechain在1780年发现。

球状星团M79是由Pierre Mechain在1780年10月26日发现，并且报告给他的朋友兼同事Charles Messier的，后者在1780年12月17日测量了它的位置，并且将其纳入他的星表。大约在1784年前后，William Herschel最早将它分解为恒星，并且辨认出这是一个球状星团。

M79是个美丽的球状星团，位于天空中一个相当不寻常的位置上：大部分球状星团都聚集在银心附近，但这个却是少数位于相反半球的球状星团之一，也就是说，对于处于我们银河系中心核球中的假想观测者来说，它的距离比我们地球还要远。它距离我们40,000光年稍多一些，但是距离银心约有60,000光年。

在这个距离上，M79的9.6角分视直径对应的真实大小约为118光年。这个星团稍显椭圆，在45度的方位角上有些拉长。它只拥有7颗已知变星。它正在以大约200千米/秒的速度远离我们而去。

2003年，人们发现M79也许是我们银河系球状星团系统中的一个相当新的移民：它也许来自于大犬座矮星系的残留球状星团系统，或许仍是它的成员之一。这个矮星系正在经历着一场与我们银河系之间的超亲密接触，正处于逐渐被瓦解的阶段。除了M79以外，还有三个球状星团也被怀疑是从大犬座矮星系中移民过来的，它们是：NGC 1851、NGC 2298和NGC 2808。

M79西南侧大约0.5度处，有一颗5.5等的恒星ADS 3954，还有它的7等伴星，间距为3"。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:52
标题: 球状星团 M80（NGC 6093），类型II，位于天蝎座

赤经 16 : 17.0（小时:分）
赤纬 -22 : 59（度:分）
距离 32.6（千光年）
视亮度 7.3（星等）
视大小 10.0（角分）

由Charles Messier在1781年发现。

M80是一颗精致的8等球状星团。它的10'角直径在它27,400光年的距离上，对应的真实直径大约为95光年。它的外观与一颗彗星非常相似。

这团密集的恒星群包含了几十万颗恒星，在它们相互的引力吸引下聚集成团。它是我们银河系中最密集的球状星团之一。这是由天文学家通过1999年在电磁波频谱的可见光和紫外线部分进行的哈勃太空望远镜观测发现的，M80的核心处包含了大量被称为“蓝色游荡者（Blue Stragglers）”的恒星，大约是哈勃望远镜调查过的其他任何球状星团中此类恒星数量的两倍。这些恒星是蓝而明亮的恒星，出现在赫罗图的主星序附近，因此与球状星团的年龄相比，似乎质量更大，更加年轻。原因很可能是这些恒星在与其他恒星的近距离遭遇中失去了它们较冷的包层。M80中它们庞大的数量表明，这个星团核心的恒星碰撞率是格外高的。

球状星团M80是Charles Messier最先发现的天体之一，他在1781年1月4日找到了它，并且将其记录为一个“不含恒星的星云，…类似小彗星的核心。”William Herschel最先将它分解（在1785年前），并且发现它是“我印象中曾经见过的最富集和最紧密的小星团之一。”

1860年5月21日，一颗新星出现在M80中，完全改变这个球状星团的外貌达数日之久。这颗新星，也被编号为天蝎座T，是由Auwers在柏林发现的，在5月21和22日的亮度为7.0等，到6月16日变暗到10.5等。它也被Pogson独立地看见。有报告说，Pogson在1864年初看见它再次增亮，但这似乎是不可能的，因为没有其他人能够证实这种说法。如果这颗新星是星团成员的话，它的最大亮度对应的绝对星等约为-8.5等。在它最亮的时候，这颗新星比整个星团都要明亮得多！

第二颗新星1938年出现在球状星团M14中，但是只是被摄影观测到，是在新星爆发一年之后才被发现的。另一颗新星是出现在NGC 6553附近的人马座V 1148，但这个例子中的物理联系是不确定的。球状星团中的其他激变变星观测时有所闻：根据Cecilia Payne-Gaposhkin的《恒星与星团》，M5、M30和NGC 6712中都有过矮新星的早期观测记录。

然而，在M80中，利用哈勃太空望远镜所做的调查只检测到了两颗可以产生新星的密近双星，远远低于依据恒星碰撞率推算出来的理论预期。

M80，尽管并不非常显著，但却相当容易寻找，因为它几乎位于心宿二（天蝎座Alpha）和房宿四（天蝎座Beta）的正中间，就位于房宿三（天蝎座Delta）赤纬平行线的下方。它看起来像是一个明亮的小圆球，核心更加明亮；它的面亮度由中心向外侧区域逐渐降低。Messier测得它的直径为2角分，但更好的中等大小业余望远镜可以将它显示为一个3-5角分大小的斑驳星云状天体，几乎处于可被分解的边缘。要更好地将它分解为恒星，需要使用更大口径的望远镜。

在同一个低倍率视场中，还有两颗暗淡的变星，天蝎座R星和 S星，两者都是在1854年被J. Chacornac发现的：

天蝎座 R；10.4到15.0等，周期223天。
天蝎座 S；10.5到14.6等，周期117天。
M80所处的星场，特别是东侧和南侧，展示了大量黑暗和少许明亮的弥漫星云，星际物质云。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:55
标题: 旋涡星系 M31（NGC 224），类型Sb，位于仙女座

赤经 00 : 42.7（小时:分）
赤纬 +41 : 16（度:分）
距离 2900（千光年）
视亮度 3.4（星等）
视大小 178x63（角分）

公元905年就已经为Al-Sufi所知。

M31即著名的仙女座大星系，是距我们最近的大星系。它和它的伴星系（包括M32和M110，两个明亮的矮椭圆星系），与我们的银河系及其伴星系，M33，以及其他星系一起，构成了本星系群。

这个天体在中等条件下即可被肉眼看到，波斯天文学家Abd-al-Rahman Al-Sufi称其为“小云朵”，公元964年，他在其《恒星之书》中描述，并且描绘了这一天体：早在公元905年，甚至更早的时候，它就已经被来自Isfahan的波斯天文学家们观测到，并且为他们所熟知。R.H. Allen （1899/1963）报告说它也出现在1500年的荷兰星图中。Charles Messier在1764年8月3日将它编入星表，显然他不知道早期的观测，而是将这一天体的发现归功于Simon Marius——他在1612年首次用望远镜进行了观测，但是（根据R.H. Allen的说法）并没有声明这是他的发现。在不知道Al Sufi和Marius的发现的情况下，Giovanni Batista Hodierna在1654年之前独立地重新发现了这个天体。然而Edmond Halley在他1716年有关“星云”的文章中，认为这个“星云”的发现者是法国天文学家Bullialdus（Ismail Bouillaud），他在1661年观测到这一天体；但是Bullialdus提到早在150年以前（16世纪早期）一些不知名的天文学家就已经看见它了。（R.H. Allen, 1899/1963）。

长期以为，“仙女座大星云”都被认为是离地球最近的星云之一。William Herschel相信它的距离“不会超过天狼星距离的2000倍”（17,000光年），这当然是错误的；然而，他认为这是离我们最近的，跟我们的银河系一样的“岛宇宙”，他假设它是一个直径为850倍天狼星距离的盘，厚度是155倍天狼星距离。

1864年，光谱分析学的先驱者William Huggins注意到拥有发射线谱的气体星云和拥有恒星那样的连续光谱的“星云”之间的差别，现在我们知道后者正是星系，他还发现了M31的连续光谱（Huggins and Miller 1864）。

1887年，Isaac Roberts拍摄了第一张仙女座“大星云”的照片，首次展现出其中旋臂结构的基本特征。

1912年，Lowell天文台的V.M. Slipher测量了仙女座“大星云”的径向速度，发现这是他们测过的最快速度，M31以大约300千米/秒的速度向我们接近。这已经指出了这一天体的河外本质。按照Burnham的说法，更精确的速度值是266千米/秒，但R. Brent Tully给出的数值是298千米/秒，NED给出的现代测量数据为300+/-4千米/秒。注意前面所有的速度都是M31相对于我们太阳系的速度，即以太阳为中心的运动，而不是相对于银河系中心的速度。后者可以通过修正太阳系绕银心转动的速度而得到。现代测定的银河转动速度及以太阳为中心的径向速度表明，仙女座星系和银河系正以大约100千米/秒的速度相互靠近。

1923年，Edwin Hubble在仙女座星系中发现了第一颗造父变星，证实了M31的距离远远超过银河的大小，确认了它的星系本质。由于他当时不知道存在着两类造父变星，因此他测出的距离是错误的，与实际距离相差2倍多。直到1953年200英寸的Palomar望远镜建成，并且开始观测后，这个错误才被发现。Hubble在1929年发表了这一划时代的研究结果，仙女座“大星云”是银河系外的恒星系统（星系）（Hubble 1929）。

现在，仙女座大星系自然成了被研究得最多的“河外”星系。它之所以受到如此特殊的关注，是因为它提供了一个从外部研究星系各种特征的机会，这些特征在银河系中也能找到，但我们银河系的大部分都被星系尘埃挡住而无法观测。因此对M31研究一直持续到今天，研究的课题涉及旋臂结构，球状和疏散星团，星际介质，行星状星云，超新星遗迹（参见Jeff Kanipe发表在Astronomy，1995年11月，第46页上的文章），星系中心，伴星系，等等。

上面提到的结构中，有些对天文爱好者来说也相当有趣：Charles Messier甚至发现了它的两个最明亮的伴星系，M32和M110，并且绘制了三者的速描，用双筒望远镜就可以看到它们，在小望远镜中也相当显著。这两个比较明亮，比较接近的伴星系可以在许多M31的照片中看到，包括本页面上的这张照片。它们只是围绕着仙女座大星系的“一大群”较小伴星系中最明亮的两个，这些伴星系组成了本星系群中的一个子群。到撰写本文的时候（2003年9月），已经至少发现了其中11个：除了M32和M110以外，还包括了NGC 185（这是William Herschel发现的）和NGC 147（由d'Arrest发现），以及非常暗淡的矮星系And I，And II，And III，可能还有And IV （然而这也可能是一个星团或是遥远的背景星系），And V，And VI（也被称为飞马座矮星系），And VII（也叫仙后座矮星系），和And VIII。这个子群中是否包含M33，位于三角座的小旋涡星系，和它可能的伴星系LGS 3，是否包含遥远的本星系群成员IC 1613，以及可能的成员候选者UGCA 86和UGCA 92，这些都还不清楚。

仙女座大星系与它的伴星系M32之间，正发生着明显的相互作用，显然这是造成M31旋臂结构中大量扰动的原因。由中性氢组成的旋臂和由恒星组成的旋臂之间偏移了4000光年，并且无法连续地延伸到最接近伴星系的区域中。电脑模拟显示，与一个质量相当于M32的小伴星系的近距离遭遇是可以造成这种扰动的。M32也很有可能在经历这次近距离遭遇之后，损失了其中大量的恒星，这些恒星散布在仙女座大星系的晕中。

仙女座大星系M31中最明亮的球状星团，G1，也是本星系群中最明亮的球状星团；在地球上看，它的视亮度仍然达到了约13.72星等。即使是我们银河系中最明亮的球状星团，半人马座Omega，与它相比仍然相形见绌，在极理想的条件下，用较好的业余设备，10英寸以上的望远镜就可以看见它（参见Leos Ondra发表在Sky & Telescope，1995年11月第68-69页的文章）。Hubble太空望远镜在1994年中期对球状星团G1进行了研究（结果发表于1996年4月）。在M31的球状星团中，尽管G1是最容易观测的一个，但它并不是唯一一个可以被大型业余望远镜观测到的天体：天文爱好者Steve Gottlieb通过44cm的望远镜观测到18个M31中的球状星团。加州Kenwood附近，Ferguson天文台的观测者们利用他们14英寸的牛顿反射镜和CB245 CCD相机拍到了G1和另外四个更暗的M31球状星团。Barmby et.al (1999)已经在M31中找到了435个球状星团候选者，他们估计球状星团的总数为450 +/- 100。

天文摄影观测更有优势，因为摄影能够累积更暗的光线，可以显示出旋臂的细节，就像我们的照片那样：即使使用并不昂贵的器材，爱好者也可以拍到令人吃惊的照片，不论是广角拍摄还是长焦摄影。当然在摄影观测领域，更好的器材也总是物有所值，就像我们的照片所展示的，这是由德克萨斯州的爱好者Jason Ware用6英寸折射镜拍摄（并且提供的）。在这里可以看到更多有关这张照片的信息。

仙女座大星系M31中最明亮的恒星云拥有自己的NGC编号：NGC 206，这是因为William Herschel基于他在1786年10月17日的观测，将这一天体以H V.36的编号编入了他的星表。在我们图片的左上方可以看到这片明亮的恒星云，刚好位于一片明显的暗星云下方（在大幅照片中非常明显）。

虽然我们对仙女座大星系已经有了相当多的了解，但对它的距离仍然所知不深，尽管这是我们最了解的星系间距。虽然可以很好地证明，M31比大麦哲伦云（LMC）远大约15-16倍，但其绝对数值仍然不确定，目前的资料，通常给出的数值介于240到290万光年之间——这是由LMC距离的不确定性造成的，因而对整个星系间距尺度都有影响。例如，近来根据来自欧洲航天局的天文测量卫星Hipparcos的数据而进行的修正，就使得这一数值提高了超过10个百分点，从约240-250万光年修正到现在的大约290万光年。

在“普通”的条件下，对目视观测来说，仙女座大星系的视大小约为3x1度（精确的数据，就像前面给出的，是178x63角分，而NED的数据是190x60'）。1952-1953年，法国天文学家Robert Jonckhere利用2英寸双筒望远镜，仔细估计了它的角直径，发现其大小为5.2乘1.1度（按照Mallas的说法），在290万光年的距离上，对应的星系盘直径超过250,000光年，即这个星系比我们银河系的两倍还要大！它的质量被估计为3到4千万太阳质量。与最新估计的银河系质量相比，M31的质量明显比我们的银河小，这意味着银河系比M31致密得多。对星系晕总质量的最新估计也证实了这一结果，M31约为1.23万亿太阳质量，而银河系为1.9万亿（Evans and Wilkinson, 2000）。

Hubble太空望远镜发现仙女座大星系M31拥有双重星系核。也许它真的拥有两个明亮的星系核，这可能是因为它将另一个曾经侵入其中心的较小星系“吞吃掉”的结果；也许这只是单个星系核被黑暗物质，很可能是尘埃，遮蔽之后，留下的两个明亮部分。就第一种情况而言，第二个星系核应该是本星系群早期历史中可能出现的剧烈动力学相互作用事件的遗迹。在第二种情况中，仙女座大星系核心的双重性只是一种假象，是由暗尘埃云将M31中心处的单星系核的一部分遮蔽而造成的。

到目前为止，仙女座大星系中只记录到一颗超新星，即超新星1885，又被称为仙女座S。这是在我们的银河系以外，发现的第一颗超新星，是由爱沙尼亚Dorpat天文台的Ernst Hartwig（1851-1923）在1885年8月20日发现的。8月17到20日，超新星的亮度达到6等，数名观测者都各自独立地发现了它。然而，只有Hartwig意识到它的重要意义。1890年2月，超新星变暗到16等。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:56
标题: 漩涡星系 M33（NGC 598），类型Sc，位于三角座

赤经 01 : 33.9（小时:分）
赤纬 +30 : 39（度:分）
距离 3000（千光年）
视亮度 5.7（星等）
视大小 73x45（角分）

可能是由Hodierna在1654年以前发现的。1764年被Charles Messier独立地重新发现。

三角座大星系M33是本星系群中又一个重要成员。这个星系与它的大型邻居，仙女座大星系M31，和我们的银河系相比，要小得多，但这才更接近宇宙中漩涡星系的平均大小。本星系群的小型成员星系之一，LGS 3，可能是M33的卫星星系，它本身也可能是仙女座大星系M31遥远，但却有引力相联系的伴星系。

按照R. Brent Tully的数据，M33正以182千米/秒的速度接近我们（太阳系），或者按照NED的数据，速度为179 +/-3千米/秒。修正了我们绕银河系中心的运动之后，它仍以24千米/秒的速度靠近我们的星系。

M33最早可能是由Hodierna在1654年以前发现的（同时被发现的可能还有疏散星团NGC 752）。1764年8月25日，这一天体被Charles Messier独立地重新发现，并被他编入星表。虽然在其他情况下William Herschel总是避免在他的巡天中给Messier天体加上编号，然而他还是基于1784年9月11日的观测，将这一天体编号为H V.17。同样因为Herschel的星表，M33中最明亮，最大的HII区（包含着电离氢的弥漫发射星云）也得到了自己的NGC编号：NGC 604（William Herschel编号为H III.150）；它位于这个星系的东北部；即我们照片中靠近顶部的明显亮斑。这是目前所知最大的H II区之一：它的直径接近1500光年，谱线与猎户座大星云M42相似。Hui Yang（伊利诺斯大学）和Jeff J. Hester（亚历桑那州立大学）利用Hubble太空望远镜拍摄了NGC 604的照片，分辨出超过200颗最近那里形成的年轻高温大质量恒星（约15到60倍太阳质量）。

M33是William Parsons，第三代Rosse爵士辨认出的首批“漩涡星云”中的一个；参见他的素描。它也是首批因为发现了其中的造父变星，而被辨认为星系的“星云”之一；Edwin Hubble在1926年发表了基本的研究结果（Hubble 1926）。

M33旋臂中的其他几个亮斑也被分配了相应的NGC星表编号：分别是NGCs 588，592，595，和NGC 603（RNGC认为后者并不存在，尽管他们提到它也被收录在Zwicky星表中），还有ICs 131，132，133，134，135，136，137，139-40，142，和143（NGC 2000.0将IC 134和139-40列为恒星，然而Webb深空观测者协会手册，第4卷[星系]，第215页上则出现了IC 139-40的照片，这张照片是由德克萨斯大学，McDonald天文台的Ronald J. Buta提供的）。其中一部分也被标注在我们的星图上。Kenneth Glyn Jones指出它们可以用12.5英寸的望远镜观测到。William H. Waller使用HST研究了巨大的发射星云NGC 595（参见Astronomy，1995年6月，第16-18页）；在Hubble的帮助下，他解析了出使星云中的气体受激发光的高温大质量恒星。

我们的照片，是David Malin在La Palma山上，通过安装了摄影平台的Isaac Newton望远镜（INT）拍摄的，显示出了这个美丽的Sc型漩涡星系旋臂中的许多天体（例如NGC 604，即我们照片上半部分，靠近左侧边缘的明显红斑）。感兴趣的读者可以查看有关这张照片的更多信息。利用不同的方法，David Malin从这张INT拍摄的M33照片中处理出不同的图片以突出不同的特征。

Hipparcos卫星的结果导致了宇宙距离尺度的重新修正，因此也影响到M33的距离：目前的观测值约为300万光年。大部分数据给出的距离为230到240万光年，但是Sky Catalogue 2000.0给出的数值略大于290万光年（900kpc）,碰巧与根据1997年Hipparcos卫星的结果，重新修正了造父变星距离之后的数据更为接近。1991年对M33中造父变星的研究（Freedman et.al., 1991）表明，M33到我们的距离比仙女座大星系M31略远一些。按照我们的距离数值，M31到M33之间的距离约为75万光年。利用前面的数据，它在主轴方向73角分的角直径（约是月亮直径的2.5倍）对应的真实尺度约为5万光年，是银河系直径的一半。然而，最暗的外缘似乎延伸得更远，因此实际的直径可能是6万光年以上。三角座大星系的质量被估计为介于100到400亿太阳质量之间。

三角座大星系M33是Sc型星系，甚至是这一类星系中偏“晚”型的，因此Tully（在邻近星系星表中）将其归类为Scd。明显的旋臂中点缀着偏红色的HII区（包括NGC 604），还有由年轻恒星组成的偏蓝色的云块。Baade也发现了其中的星族II型恒星，球状星团也被发现。尽管三角座大星系中还没有发现超新星，但一些超新星遗迹已被发现，并且被射电天文学家高精度定位。M33中至少发现了112颗变星，包括4颗新星和大约25颗造父变星。还有一个强X射线源也位于这个星系中。

对观测者来说，在极其良好的条件下可以用肉眼瞥到这个星系；对大多数人来说，这是肉眼可见的最远天体（还有极少目光锐利的观星者报告说在极好条件下成功看到了M81，但这只是极其例外的情况）它在优质双筒望远镜中比较明显，但由于它相当大的总亮度非常均匀地分布在接近四倍月亮面积的区域内，其表面亮度极低。因此很难，甚至不可能用高倍率的望远镜观测到它——对这个天体来说，最低的放大倍率最好！笔者曾用6英寸望远镜在25倍时获得了观测M33的最佳效果。对天体摄影家来说，M33也是最有价值的目标，用相当便宜的器材就可以捕捉到它的旋臂和较明亮的星云。

拥有大型望远镜（超过40厘米口径）的野心更大的观测者可以尝试寻找M33的球状星团；Rich Jakiel用50厘米望远镜观测到了5个M33中的球状星团。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:57
标题: 漩涡星系 M51（NGC 5194），类型Sc，位于猎犬座

赤经 13 : 29.9（小时:分）
赤纬 +47 : 12（度:分）
距离 37000（千光年）
视亮度 8.4（星等）
视大小 11x7（角分）

由Charles Messier在1773年发现。

著名的旋涡星系M51是由Charles Messier首先发现的天体之一：1773年10月13日，他在观测一颗彗星时，发现了它，并且将它形容为一个“非常暗的星云，不含恒星”，很难观测到。它的伴星系，NGC 5195，在1781年被他的朋友——Pierre Mechain发现，因此也在1784年版的Messier星表中被提到：“这是个双星云，每部分都有个明亮核心，两者相距4'35"。两者的‘大气’相互连接，其中一个比另一个更暗。”William Herschel也给NGC 5195分配了自己的名字：H I.186。

M51的真实含义，偶而还会有些混乱：究竟是指这一对星系（就像Messier提到的两个“星云”那样）还是仅仅指那个较大的星系，NGC 5194。如果是指这一对星系，那NGC 5194就会被称为“M51A”，而NGC 5195就是“M51B”。

M51是一个小星系群的主要成员。它在3千7百万光年的距离上仍然如此显著，可见实际上这是一个明亮的大型星系。M51（以及整个星系群）的距离仍然非常不清楚。我们所用的3千7百万光年的数据，是基于光度测量的结果，Kenneth Glyn Jones也给出了同样的数值。有些作者给出了小得多的数值（小于2千万光年），但最近（2001年）STScI公布的结果为3千1百万光年。

1845年春，Rosse爵士发现了其中的旋臂结构，这样的结构是首次被人发现，他还绘制了一幅非常仔细和精确的素描。因此，M51有时也会被引用为Rosse星系或者Rosse爵士的“问号”——他就是这么形容M51的（参考NED）。

按照我们现在的理解，这样显著的旋臂结构是M51与它的近邻——NGC 5195（Messier描述中较暗的那个）近期遭遇的结果。由于这样的相互作用，星系中某些区域的气体受到扰动而压缩，结果形成了新的年轻恒星。这在星系遭遇过程中是普遍现象，旋臂结构更容易出现在较重的星系中。Halton Arp将M51作为第85号天体编入了他的不规则星系表中，描述为“漩涡星系，拥有巨大的高表面亮度伴星系”。

对于爱好者来说，如果天空足够黑暗，M51会是一个容易观测的美丽目标，但它对光污染相当敏感，很容易淹没在天光背景之中。在极好的条件下，甚至用4英寸以上的望远镜就可以瞥见其中旋臂的踪迹。观察这一星系对时，低放大率最为合适。

Hubble太空望远镜着重研究了M51的中心区域。它的致密核心现在被归类为Seyfert 2.5型。最近HST的研究（发表于2001年）关注于内部的旋臂以及尘埃云，这里是大质量的明亮恒星形成的地方。欧洲航天局的ISO（红外太空天文台）卫星在红外波段对旋涡星系进行了研究。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:57
标题: 漩涡星系 M58（NGC 4579），类型SBc，位于室女座

赤经 12 : 37.7（小时:分）
赤纬 +11 : 49（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 9.7（星等）
视大小 5.5x4.5（角分）

由Charles Messier在1779年发现。

M58是Messier星表中四个棒旋星系之一（其他三个分别是M91，M95，以及M109），不过有时它也被归类为漩涡星系和棒旋星系的中间类型（比如在R. Brent Tully的《邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）》一书中）。这是室女星系团中最明亮的星系之一。

Charles Messier在追踪1779年的彗星时，发现了M58，同时还发现了邻近明显的椭圆星系M59和M60，他在1779年4月15日将其记录在案。M58是最早被辨认出来的漩涡星系之一，是Rosse爵士在1850年之前列出的14个“漩涡星云”之一。

较小的望远镜只能显示出它的明亮核心，使它看上去与室女座的椭圆星系非常相似。在良好的条件下，4英寸以上的镜子可以显示出一个亮度不均匀的光晕，其中密集的部分似乎刚好与明亮的旋臂区域重合。8英寸以上的望远镜可以开始看出M58中棒状结构的影子，就像是“中心核心向东西方向的延伸部分”（Kenneth Glyn Jones）。

M58中曾经出现过两颗超新星：由Ikeya在1988年1月18日发现的II型超新星1988A，位于核心以南40"，亮度13.5等；以及由Kimeridze在1989年6月28日发现的I型超新星1989M，亮度12.2等，位于中心以北33"，以西44"。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:58
标题: 漩涡星系 M61（NGC 4303），类型SABbc，位于室女座

赤经 12 : 21.9（小时:分）
赤纬 +04 : 28（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 9.7（星等）
视大小 6x5.5（角分）

由Barnabus Oriani在1779年发现。

M61是由Barnabus Oriani在1779年5月5日发现的，当时他正在追踪那年出现的彗星，这比Charles Messier的发现早了6天，他和Oriani在同一天看见了这个星系，但却将它误认为是彗星了。Messier连续几晚都将它误认为彗星，直到他意识到它完全没有移动。与其他少数Messier天体一起，这个天体也被William Herschel赋予了自己的编号，H I.139。William Herschel在1786年4月17日观测并且记录了这个星系，通常他会很小心地避免将Messier天体编入自己的星表之中。

M61是室女星系团中较大的星系之一；它6角分的视直径对应的真实大小约为100,000光年，与银河系的直径相当。它10等的视亮度对应的绝对亮度为-21.2等。

M61中曾经出现过4颗超新星：Wolf和Reinmuth发现的1926A（12.8等）、1961I（13等，Humason）、1964F（12等，Rosino），以及1999gn（13.4等，Dimai）。NED给出的超新星类型和（不同的）极亮值为：SN 1926A，类型IIL，14pv；SN 1961I，类型II，13.0；SN 1964F，类型I，14.0。超新星1961I出现在旋臂中，距离中心约82"，被Lick天文台拍摄下来，曾经Burnham引用（你也可以向他们定购这张图片的幻灯片或者照片）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:59
标题: 漩涡星系 M63（NGC 5055），类型Sb，位于猎犬座

赤经 13 : 15.8（小时:分）
赤纬 +42 : 02（度:分）
距离 37000（千光年）
视亮度 8.6（星等）
视大小 10x6（角分）

由Pierre Mechain在1779年发现。

M63是最早的一个由Messier的朋友，Pierre Mechain发现的深空天体，他在1779年6月14日发现了它。同一天，Charles Messier将其编入了他的星表。

向日葵星系M63是早期被认证的旋涡星系之一，是Rosse爵士在1850年前发现的14个“漩涡星云”之一。它的Hubble形态被归类为Sb或者Sc型，其中斑驳的旋臂图案可以一直追溯到6角分大小、纹理平滑的中心区域。

尽管M63位于M51以南6度，它还是和M51以及几个较小星系一起，构成了明显的物理结构，即M51星系群，距离我们大约3700万光年。

目视外观与这张照片很相似：旋臂就像是斑驳的背景，从外向内逐渐增亮，然后急剧增亮到核心区域，但纹理仍然是颗粒状的。恒星形成区沿着旋臂分布，可以在彩色照片中看到。

I型超新星1971I出现在1971年5月25日，亮度达到11.8等。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 09:59
标题: 漩涡星系 M64（NGC 4826），类型Sb，位于后发座

赤经 12 : 56.7（小时:分）
赤纬 +21 : 41（度:分）
距离 19000（千光年）
视亮度 8.5（星等）
视大小 9.3x5.4（角分）

由Edward Pigott在1779年发现。

M64就是著名的黑眼星系，有时也被称为“睡美人星系”。明显的黑暗结构是由一片显著的尘埃带遮挡了后侧的星光而形成的。这一结构也让人可以判断，至少是估计，星系的哪一侧离我们更近，哪一侧更远；就M64这个星系而言，似乎南侧更靠近我们一些。

J.D. Wray在他的《星系彩图集（Color Atlas of Galaxies）》一书中指出，M64也许是一类被称为“ESWAG”的星系的原型，即“第二波恒星形成中的活动星系（Evolved Second Wave (star forming) Activity Galaxy）”。这在彩色照片中显得相当明显，主要的旋臂结构是由年龄中等的星族组成的。恒星最初是在星系外侧沿着密度梯度而形成的，哪里有足够多的星际介质，哪里就会形成恒星。随着气体逐渐消耗，恒星形成也逐渐停滞下来。而当恒星演化到末期时，它们会通过星风、超新星、和行星状星云的活动将物质重新释放到星际空间，越来越多的星际介质被重新聚集起来，最终将出现足够多的物质，再次引发新的年轻恒星的形成。第二波恒星的形成目前正波及到黑暗尘埃带所在的区域之中。

即使在较小的望远镜中，尘埃结构也能清楚看见。人们最近发现，M64的星系盘中存在着两套旋转方向相反的恒星和气体系统：半径约3,000光年的内侧部分和至少延伸到40,000光年以外的外侧部分旋转方向相反，两者以大约每秒300公里的速度在边缘处相互摩擦。星系中被观测到的剧烈恒星形成过程很可能就是这种摩擦过程所造成的，这种恒星形成过程仍在持续，这可以从核心一侧奇特的黑暗尘埃带中隐藏着的蓝色亮斑上看出来。如此奇特的星系盘和尘埃带被推测是由一个被吞并的前伴星系所造成的，它还没来得及与星系盘的旋转平面融为一体。

M64是由Edward Pigott在1779年3月23日发现的。仅仅12天之后，Johann Elert Bode也在1779年4月4日独立地发现了它。将近一年之后，Charles Messier才在1780年3月1日独立地再次发现了这个星系，并且将它编号为M64。不过，Pigott的发现直到1781年1月11日经过伦敦皇家科学院审读之后才得以发表，而Bode的发现在1779年就被发表了，Messier的发现也在1780年夏末被发表。Pigott的发现权或多或少地被忽略了，直到2002年4月才由Bryn Jones为其正名！

另外，M64很早就被认证为一个射电源，其编号为PKS 1254+21。尽管Sandage把它简单地归类为Sb型漩涡星系，按照De Vaucouleurs分类法被归类为(R)SA(rs)ab型，但它的核心仍然有些活跃，显示出相当微弱的塞佛特2型发射线。

这个星系的距离似乎还没有得到很好地测定。Kenneth Glyn Jones和Mallas/Kreimer认为大约为1200万光年，Tully的《邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）》给出的是1400万光年，而Burnham则认为是“2000-2500”万光年，Holmberg提出的则是4400光年（奇怪的是，最后一个数值也曾出现在Kenneth Glyn Jones著作的简介中，第二版第7页）。Kepple和Sanner的《夜空观测者指南（Night Sky Observer's Guide）》给出的距离为2400万光年。每秒377公里的径向速度表明距离大约为1600万光年（取哈勃常数H0=75），不过这当然是非常不准确的，因为这个星系靠近室女座星系团的方向，因此它与哈勃定律之间相当大的偏差也必须被考虑在内。太空望远镜科学研究所最近的一篇新闻稿（STScI PRC 99-10）中提供的M64距离为1900万光年，这也是我们所采用的数据。

距离的如此不确定是有点奇怪，因为这个星系中的造父变星应该在现有望远镜的观测能力之内，也许用最大的地基望远镜就能看到。

按照这一距离，这个星系9.3角分的视大小对应的真实直径大约为51,000光年,它8.6等的视星等对应的绝对星等为-20.3（没有考虑星际吸收，因为在高银纬天区，星际吸收较少）。

M64和不规则小星系UGC 8024（也被称为NGC 4789 A或者DDO 154）一起，组成了一个小星系群。De Vaucouleurs (1975)曾将这两个星系，连同M94和一些较暗的星系一起，看成为一个邻近星系群——猎犬座I（CVn I）星系云或M94星系群的成员星系。这样的分法也被Schmidt和Boller (1992)提到过。不过R. Brent Tully在他的《邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）》一书并没有采用这一观点，而是将M64和UGC 8024列为一个单独的小星系群，标号为14+3+3。

这个星系中至今未观测到超新星爆发。

M64用优良的双筒望远镜就能瞥见，对中小口径的业余望远镜来说是个值得观测的目标。目视观测时，它展示出不规则的外形，表面带有纹理，亮度极不均匀，总体来说是个东南偏东-西北偏西方向排列的明亮卵形光斑，拥有明亮巨大的核心。黑眼星系M64的特征结构，黑暗尘埃带，位于核心的西南偏南方向，用口径4英寸以上的望远镜可以瞥见，在6英寸的望远镜中可以完全分辨出来。John Mallas甚至发现黑眼结构在2.4英寸的镜子中就能瞥见，在4英寸镜中很容易看见，不过在8英寸镜中却有些困难。

为了寻找M64，首先就要先找到5等双星——后发座35号星（ADS 8695，Struve 1687；子星A：5.1等，光谱型K0；子星B：7.2等，光谱型F6；角距1"，方位角182度，历元2000）。有几种方法可以找到这颗双星。一种方法是，关注后发座Alpha到Gamma星连线的1/3处；35号星就位于Alpha星以北3度，以西3处的位置上。另一种方法是找到由后发座35号星和39、40号星组成的直角三角形，后两颗星位于后发座Alpha和Beta星连线以西将近1度的地方，它们的连线与前者平行，几乎成南北排列，只是要短了许多；35号星几乎就在39号星正西方大约3度的位置上。最后，你也可以通过后发星团，Mel 111最南侧的5等星——后发座20、23和26号星来寻找，它们组成了一个明显的等边三角形，其中一条边（20-26）按东西方向排列。将这条边向东延长3度，就能找到35号星。一旦找到了后发座35号星，M64就在其东北偏东方向，大约3/4度的位置上。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:00
标题: 漩涡星系 M65（NGC 3623），类型Sa，位于狮子座

赤经 11 : 18.9（小时:分）
赤纬 +13 : 05（度:分）
距离 35000（千光年）
视亮度 9.3（星等）
视大小 8x1.5（角分）

由Charles Messier在1780年发现。

M65，和它的邻居M66以及NGC 3628一起，组成了最著名的三重星系，狮子座三重星系或者M66星系群，位于大约3500万光年的距离上。

尽管它跟它的邻居之间靠得很近，因此处于它们的引力影响之中，但M65看起来就像一个非常“正常”的Sa型漩涡星系，似乎没有受到什么影响。它拥有透镜状的明显中心和紧密缠绕着的旋臂，还有一条明显的尘埃带，标明了朝向我们的一侧。明亮的盘面主要是由均匀的老年星族组成的。在尘埃带附近，可以看见一些亮斑，按照J.D. Wray的说法，它们可能与恒星形成区有关。漩涡星系中的这些结构通常都与恒星形成区联系在一起，M65中恒星形成区也许被其中的尘埃带给掩盖了。

我们的M65图片是由David Malin利用英澳望远镜拍摄的；我们为感兴趣的读者提供了更多有关这张照片的详细信息。

M65，和它的邻居M66一样，都是被Charles Messier发现的，他在1780年3月1日将它记录在案，将其形容为“非常暗淡，不含恒星的星云。”因为某种错误，Admiral Smyth将M65和M66（还有M68）的发现桂冠都戴在了Pierre Mechain的头上，这个观点后来在20世纪60年代被Kenneth Glyn Jones采用，从而出现在后来的许多资料之中。事实上，在描述由Mechain发现的天体时，Messier都表示了感谢，但这三个并非如此。

Halton Arp将狮子座三重星系编入了他的不规则星系表之中，编号为317，其中就包含了M65。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:01
标题: 漩涡星系 M66（NGC 3627），类型Sb，位于狮子座

赤经 11 : 20.2（小时:分）
赤纬 +12 : 59（度:分）
距离 35000（千光年）
视亮度 8.9（星等）
视大小 8x2.5（角分）

由Charles Messier在1780年发现。

M66，和它的邻居M65以及NGC 3628一起，组成了最著名的三重星系，狮子座三重星系或者M66星系群，位于大约3500万光年的距离上。

M66比它的邻居，M65，要大得多，拥有一个发育良好但却轮廓模糊的中心核球，因此它被归类为Sb型。它的旋臂存在着明显的形变，很可能是它与邻居之间引力相互作用的结果。它们似乎被扭曲，并且重新安置在了星系平面之上。注意其中一条旋臂是如何穿越到中心核球左侧的。星系中可以看到大量尘埃，在其中一条旋臂的末端还能看见一些粉红色星云，这是恒星形成区的标志。

这张图片是由David Malin使用3.9米的英澳望远镜拍摄的；我们为感兴趣的读者提供了更多有关这张图片的详细信息。

和它的邻居M65一样，M66也是被Charles Messier发现的，他在1780年3月1日将其记录在案，他注释道，在1773年11月1-2日，有一颗彗星从这两个天体之间穿过，但他当时没有发现它们，很可能是受到了彗星光亮的干扰。因为某种错误，Admiral Smyth将M65和M66（还有M68）的发现桂冠都戴在了Pierre Mechain的头上，这个观点后来在20世纪60年代被Kenneth Glyn Jones采用，从而出现在后来的许多资料之中。事实上，在描述由Mechain发现的天体时，Messier都表示了感谢，但这三个并非如此。

这个星系已经出现过三颗超新星：

1973R 发现于1973年12月12日，II型超新星，亮度达到了15等。
1989B 发现于1989年1月31日，1989年2月1日达到了12.2等的亮度。
1997bs 1997年4月15日由Lick天文台超新星搜索小组发现，位于星系中心以西13"，以南67"的位置上，亮度达到17.0等；这是颗奇特的IIn型超新星。
Halton Arp将M66编入了他的不规则星系表中，编号为16。此外，他还将编号317授予了狮子座三重星系（M66，以及M65和NGC3628）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:01
标题: 漩涡星系 M74（NGC 628），类型Sc，位于双鱼座

赤经 01 : 36.7（小时:分）
赤纬 +15 : 47（度:分）
距离 35000（千光年）
视亮度 9.4（星等）
视大小 10.2x9.5（角分）

由Pierre Mechain在1780年发现。

Pierre Mechain在1780年9月末发现了M74。他将这个发现报告给他的朋友——Charles Messier，后者在1780年10月18日测定了它的位置，并且将它编入了他的星表。这是首批被辨认出来的“漩涡星云”之一；是Rosse爵士在1850年前发现的14个“漩涡星云”之一。

这个显著的漩涡星系是主要类别Sc型星系的原型。按照De Vaucouleur更为详细的分类法，它被归类为SA(s)c型，即一个没有棒状结构（因此是“SA”）、没有环状结果（“s”）的Sc型漩涡星系。它的距离也许约为3到4千万光年（R. Brent Tully《邻近星系星表（Nearby Galaxies Catalog）》上的数值是3200万光年），因为它以793千米/秒的速度远离我们。因而，它的旋臂宽约1000光年。在彩色照片上，旋臂被蓝色年轻恒星组成的星团和粉红色弥漫气体星云（H II区）描绘出来，向外延伸覆盖了直径超过10角分的区域，对应的真实大小约为95,000光年，大约与我们自己的银河系同样大小。Webb天文协会深空观测者手册给出的已知H II区的数量为193个。Sc型漩涡星系M74的核心是小而明亮的。

大量的H II区和明显的旋臂图案表明，恒星形成过程目前正在M74的星系盘中活跃地发生着。这些区域还在光谱的紫外部分展示为明显的光块；参见ASTRO-1航天飞机任务中，UIT望远镜拍摄的图片。

整个星系显著的对称外貌可能是由席卷M74整个气体盘的整体密度波现象引起的，这可能是由附近星系的引力相互作用引发的。当盘中运行的气体云遭遇到这样的密度波时，它们会被加速推入漩涡状的波峰之中，然后再减慢下来，因此它们都会向旋臂聚集，使密度波增强。此外，邻近气体云的碰撞和并合也会发生，这一过程被认为引发了观测到的、沿着旋臂分布的恒星形成活动。

M74可能是一个非常小的物理星系群的主要成员，其他成员包括奇特的SBa型棒旋星系NGC 660，奇异的Sm型星系UGC 891（介于漩涡和不规则星系之间的混合类型），以及不规则星系UGC 1176、UGC 1195、和UGCA 20。

对爱好者而言，要看到核心以外的部分需要极好的观测条件。不过如果条件具备，一架4英寸以上的望远镜就能够明显显示出壮观旋臂的痕迹。在这样的望远镜中，核心部分显得相当局促、边缘锐利，周围弥漫的光晕和斑驳的星系盘可以追踪到直径6'到8'以外。一些暗淡的前景恒星可以在星系周围的视场中看见。更大的望远镜可以将暗淡的旋臂显示得越来越清楚，并且在大型业余设备（16英寸以上）中，旋臂之中和之间的斑块会变得可以辨认，这些是前景恒星，以及M74星系盘中的星团和星云。

已经有2颗超新星在M74中被发现：

超新星2002ap，2002年1月29日由日本人Yoji Hirose发现，当时的亮度为13.7等。这颗Ib/c型超新星在2002年2月5日到12日曾经增亮到12.3等，被归类为“极超新星（Hypernova）”，即爆炸恒星的质量至少是太阳的40倍。
超新星2003gd，世界时6月12.82日，在澳大利亚的黎明晨光中，由Bob Evans目视发现，当时的亮度为13.2等，并且已经开始变暗。这颗超新星是II型超新星。
M74可以容易地通过娄宿三（白羊座Alpha）来寻找；从这颗恒星开始，沿着经过白羊座Beta到双鱼座Eta（3.5等）的连线；M74就在双鱼座Eta以北约0.5度、以东1.5度处；这条路线也非常适合用在Messier马拉松之中。

在最轻微的光污染或者其他不完美的观测条件之下，M74也许会非常难找，因为它的核心几乎呈恒星状，并且星系盘和旋臂的表面亮度又相当低。找到一对恒星——-双鱼座103和105也许会有所帮助，它们位于M74东北方大约1度，寻找一对相距约3'、呈南北方向排列的10等恒星（译注：按照GSC星表，这两颗恒星的亮度应该为12等）；M74就在这对恒星以西约6'的地方。

附近的双鱼座Eta星是一对双星：子星A，3.7等；子星B,11.0等；方位角（PA）19度，角距1.0"。

Messier马拉松经常会在傍晚时错过这个星系，因为它就位于天空中“Messier真空地带”的边界附近。只有球状星团M30才比这个星系更容易被漏掉。

几乎呈恒星状的星系核在1860年错误地被F.W. Argelander当作一颗恒星编入了“邦纳星表（Bonner Durchmusterung）”之中，编号为BD +15deg 238。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:02
标题: 旋涡星系 M77（NGC 1068），类型Sb，位于鲸鱼座

赤经 02 : 42.7（小时:分）
赤经 -00 : 01（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 8.9（星等）
视大小 7x6（角分）

由Pierre Mechain在1780年发现。

当Pierre Mechain在1780年10月29日发现这个天体的时候，他将其描述为一个星云。Charles Messier在1780年12月17日将它收编成他星表的第77号天体，并且错误地将其归类为一个带有星云物质的星团，这也许是因为前景恒星，也可能是错将其中的亮块当成暗淡恒星了。M77是首批被辨认出来的旋涡星系之一，是Rosse爵士在1850年前发现的14个“漩涡星云”之一。

这个壮观的星系是Messier星表中最大的星系之一，它的明亮部分被测量为大约120,000光年，但它暗淡的延伸部分（可以清楚地在DSSM图片之类的照片中看见）可能向外伸展达将近170,000光年。它的外观是一个拥有宽阔旋臂结构的壮观漩涡星系，内侧区域展示了一个相当年轻的恒星族群，而距离中心更远的地方，则由一片平滑的偏黄色老年恒星族群所主导。

M77大约距离6千万光年，与另一个方向的室女星系团的距离大致相同，正以大约每秒1100公里的速度远离我们，这个速度最早是由Lowell天文台的Vesto M. Slipher在1914年测定的；它是继草帽星系M104之后，第二个被测出拥有大红移值的星系（R. Brent Tully 的“邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）”给出了一个有点偏小的数值——4700万光年，其他资料来源给出的数值都散布在室女星系团距离值的上下；最大的数值会使M77成为距离最远的Messier天体）。

通过对内侧星系盘旋转速度所做的研究，E.M. Burbidge，G.R. Burbidge和K.H. Prendergast (1959)发现，M77的内侧星系盘与视线方向倾斜了51度。它们估计内侧星系盘的质量为270亿倍太阳质量，而这个星系的总质量肯定是1万亿太阳质量的量级了。

有几个原因使得这个星系是罕见和独特的。首先，它的光谱在宽发射线谱的形态中展示了奇特的特征，暗示巨大的气体云正在迅速逃离星系核心，速度为每秒几百公里。这个特征是由Lick天文台的Edward A. Fath 在1908年首先发现的（Fath 1909），他辨认出六条“行星状星云型”发射谱线（H Beta，[O II] 3727，[N III] 3869，[O III] 4363，4959，5007）；1917年，Lowell天文台的Vesto M. Slipher取得了好得多的光谱，证实了这一发现（Slipher 1917）；并且，在1926年Edwin P. Hubble关于“银河系外星云”的历史性论文中，这一特征还被他特别提及（Hubble, 1926）。M77被归类为赛弗特II型星系（I型赛弗特星系展示出更大的膨胀速度，约为每秒几千公里）；它是这类活动星系中最邻近和最明亮的代表。这类非同寻常的星系是以它的发现者Carl K. Seyfert的名字来命名的，他在1943年首先描述了它们（Seyfert 1943）。

需要一个巨大的能量来源才能产生这种速度，它必须处于星系的核心或者中心。这个核心是一个强烈的射电源，是由Berbard Yarnton Mills在1952年发现的，编号为鲸鱼座A（Cetus A），在剑桥射电源第三星表（the Third Cambridge Catalogue of Radio Sources）中被列为3C 71。哈勃太空望远镜曾经在光学波段研究过它。加州理工的天文学家们利用10米凯克望远镜所做的红外研究已经揭示出一个强烈的点源，直径不到12光年，被一个延伸达100光年的拉长结构（恒星或者星际物质的聚合体）所包围；这些结果在哈勃的可见光照片中并不明显。与其他赛弗特星系一样，M77是人们早已熟知的明亮红外辐射源。

根据Burnham的说法，是Donald E. Osterbrook和R.A.R. Parker在1965年提出了假说，认为赛弗特星系的活动核心应该被认为是微缩型的类星体。这个观点现在已经被几十年来的研究所证实：也许所有类型的活动星系核（AGN），包括赛弗特核心、射电星系、类星体、蝎虎座BL天体等等，都是同样的物理原因所产生的，即一个中央超大质量天体正在从它周围的邻域中聚集气体物质。观测到的不同现象只不过是不同视角和落向中心天体的物质的不同供应率的结果。

具体到M77，通过加州理工大学的红外观测，产生赛弗特活动的中央天体已被发现拥有大约1千万倍太阳质量。美国国家射电天文台（NRAO）的射电天文学家和德国Effelsberg市马普射电天文研究所的100米射电望远镜，发现了一个大约5光年直径的巨盘围绕着这个天体旋转，其中包含着水分子（NRAO PR of January 15, 2000）。

在包围着活动核心的M77内侧星盘上，靠近活动中心的地方，M.F. Walker已经发现了拥有巨大膨胀速度的发射星云。内侧棒状结构中的剧烈恒星形成过程也被执行Astro-1航天飞机任务的紫外成像望远镜所发现。这是已知最明亮的恒星形成区之一，也许是我们周围方圆1亿光年以内最明亮的一个。

Halton Arp将M77作为第37号天体，编入了他的奇异星系表，归类为“旋臂上拥有低表面亮度同伴的旋涡星系”。

M77是一个有物理联系的小星系群的主要成员，其他星系成员包括NGCs 1055（Sb型）和1073（SABc型），还有UGCs 2161（DDO 27，Im型）、2275（DDO 28，Sm型，即介于旋涡和不规则星系之间的类型）和2302（DDO 29，Sm型），以及不规则星系UGCA 44和SBc棒旋星系Markarian 600。NGCs 1087（Sc）、1090（S-）和1094（SABb-）则是邻近的背景星系，它们的红移要高得多（资料来自于Burnham、Tully以及Sky Catalogue 2000.0）。

M77可以容易地在四等的鲸鱼座Delta星东南偏东侧0.7度的地方被找到。在业余望远镜中，2角分大小的中心区域是这个几乎正对着我们的旋涡星系中最主要的特征，更大的设备和更高的放大率可以显示出非凡的细节。NGC 1055位于M77西北偏北方大约0.5度的位置上，看起来像一个侧对着我们的3'长的纺锤，沿着东西向分布，亮度约为10.6等。11等的NGC 1073在M77的东北偏北侧大约1度处，正对着我们的盘面直径为5'，它拥有一个显著的2x1'的拉长的棒状结构，方位角大约是60度。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:04
标题: 椭圆星系 M32（NGC 221），类型E2，位于仙女座

赤经 00 : 42.7（小时:分）
赤纬 +40 : 52（度:分）
距离 2900（千光年）
视亮度 8.1（星等）
视大小 8x6（角分）

由Guillaume-Joseph-Hyacinthe-Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaziere（Le Gentil）在1749年发现。

M32是仙女座大星系M31的伴星系，小且明亮，因此也是本星系群的成员。观测仙女座大星系的同时，可以被容易地找到，因为它就在M31的中心区域正南方22角分处，与旋臂的外沿重合在一起。它看起来就像一个明显的圆形亮斑，在方位角150-330度的方向上略微伸长，可以容易地用小望远镜看到。它的椭率约为E2，也就是说它较短的直径，即短轴，即它椭圆形状的图像，沿我们视线方向的投影，约比它的长轴短0.2倍，即百分之20。

M32是个质量仅为约30亿太阳质量的矮椭圆星系，真实直径约为8,000光年，与它那巨型旋涡状的邻居比起来简直微不足道。然而，值得惊奇的是，这样一个小星系，它的星系核居然与M31的核心不相上下：大约1亿个太阳质量，每立方秒差距500个太阳，绕着中心超大质量天体迅速运动着。正因如此，M32有时候也被归类为cE2型，而不是简单的E2型，例如NED数据库就是这样归类的。

在这个星系的中心附近，天空会被这个天体完全控制，到处充斥着这个星系里的成员星，而在边缘，只有一半天空被他们占据，另一半是极少数边远的恒星和大片星系际空间。面对M31，这个星系会在夜空中，给站在M32边缘的虚拟宇航员展现一幅令人如痴如醉的美景。

M32在我们看来，刚好重叠在更大的M31的旋臂之上。因此，它究竟是位于大星系盘的前面还是后面，引起了大家的兴趣。光谱分析没有发现任何吸收线的迹象，如果光线穿过M31星系盘的话，这些吸收线是应该出现的，这意味着M32比M31的相应部分更接近我们。

M32的径向速度被测定为203千米/秒（R. Brent Tully）或者205 +/- 8千米/秒（NED），正在接近日心系统，即向我们的太阳系靠近；修正了银河的转动之后，M32与我们的银河中心保持着相对静止的状态（即相对速度为0）。与M31相比，它接近我们的速度慢了100千米/秒，考虑到它们之间如此靠近，它正以这一速度沿径向方向接近M31。

M32和另一个M31的明亮伴星系，M110，是离我们最近的明亮椭圆星系，因此也是被研究得最多的椭圆星系。1944年，Walter Baade用Wilson山上的100英寸Hooker望远镜首次解析出它们内部的恒星，同时他还分辨出M31核心处的恒星（Baade 1944）。Baade辨认出它们的恒星大部分都是老年的星族II型恒星，与M31中的一样亮（因此它们的距离也一样），由此证实它们相当接近大旋涡星系。这两个矮星系之间也有明显不同：M32是一个典型的普通椭圆星系，致密，表面亮度高，而M110则更松散，表面亮度更低，而且展示出奇特的结构；现在，M110通常被划分为矮球状星系，而不是椭圆星系。不寻常的是，M32中没有球状星团（这又跟M110不同，它有8个球状星团）。

M32与典型的椭圆星系一样，主要由老年恒星构成，其中只有质量较小，本身亮度较暗的恒星才能存活至今；通常在这样的老年星族中（例如，在球状星团中），更大质量的的恒星在很久以前就应该结束了它们的活动，即核燃烧状态——现在已经变成了白矮星或是中子星。然而，这个星系的光谱和颜色（M32的整体光谱型为G3，色指数B-V = +0.75）表明，其中的恒星化学丰度与老年球状星团不同，后者通常缺少重元素。相反，似乎有一族富含重元素的恒星就像微量的污染一样，混杂在老年恒星之中，它们显然年轻得多，年龄只有20到30亿年。

在M32的恒星之间，只找到了一些行星状星云，没有星际介质团，没有气体云块，没有尘埃带，没有中性氢，也不存在任何疏散星团。显然，M32没有再形成新恒星的能力，但却是由老年恒星，混杂着一些中年恒星而组成的。根据对多色观测数据的研究，M32的恒星组成成份不像典型的矮星系，而是与大型的椭圆星系更相似，而它的大小则是典型的矮球状星系的大小。

M32中偶而会出现新星。最近一颗M32中的新星是1998年8月31日，在Lick天文台超新星搜索计划中被发现的，这项计划是由来自加州大学，由E. Halderson领导的天文学家小组主持的（参见IAU第7004号通告）。这颗新星出现在星系中心以西28.5角秒，以南44.7"处，亮度达到16.5等。这个星系中还没有发现过超新星。

按照它的恒星成份，星系核大小以及致密指数，M32看起来更像是一个大型椭圆星系。因此，很可能M32曾经比现在大得多，但在一次或数次与仙女座大星系M31的近距离遭遇过程中，丢失了它外层的恒星，同时失去了它可能拥有的全部球状星团。这些恒星和球状星团被M31吸收，或吞并，现在成了其星系晕的一部分。M32在最近经历过与它的大型近邻之间的近距离遭遇，这一想法的提出是因为它在大星系的旋涡结构中造成，并且留下了明显的扰动。

M32是最早被发现的椭圆星系，Le Gentil在1749年10月29日发现了它。Charles Messier在他的描述中提到他在1757年首次看到这个天体（这是他对“他的”天体的首次观测记录），1764年8月3日将它编入星表。在他绘制的仙女座“大星云”上，画出了M32，以及M110。Halton Arp将这个天体编入了他的奇异星系表中，编号为168。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:05
标题: 椭圆星系 M49（NGC 4472），类型E4，位于室女座

赤经 12 : 29.8（小时:分）
赤纬 +08 : 00（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 8.4（星等）
视大小 9x7.5（角分）

由Charles Messier在1771年发现。

椭圆星系M49是室女座星系团中被发现的第一个成员星系。发现者是Charles Messier，他在1771年2月19日将其记录在案。这也是继Lacaille发现了M83之后，在本星系群以外发现的第二个星系。

八年后，1779年4月22日，在追踪那一年出现的彗星的过程中，在与其他观测者一起寻找更多星云状天体的竞争中，Barnabas Oriani独立地重新发现了这个“星云”。在1844年出版的《贝德福德星表（Bedford Catalogue）》中，作者Admiral William H. Smyth将这一发现与Messier的发现弄混了，错误地写道：“这一天体由Oriani发现于1771年”。John Herschel也犯了同样的错误，在1864年出版的星云总表（GC）中，他也错误地将这一天体归功于“1771 Oriani”，因此后来J.L.E. Dreyer的NGC星表中也出现了同样的错误。

M49是室女座星系团中最明亮的成员星系之一，亮度8.5等，考虑到它的距离约为6千万光年，对应的绝对星等大约为-22.8等。它是这个巨大星系团中的巨椭圆星系之一（另外还有M60和M87），在Hubble分类法中为E4型。它的大小为9 x 7.5角分，对应于一个投影长轴接近160,000光年的椭球体（当然我们不知道它沿着视线方向伸展的大小，因为我们不知道真实的椭球轴在空间中的指向），因此这的确是个大椭球体。较早的估计认为它的质量可能比邻近的巨星系M87更大，但现在一般认为M87的密度更大。它的总光谱型为G7，色指数为+0.76，比室女座星系团中的大部分星系都更黄。更长时间的曝光显示出一个球状星团系统，比M87中的要稀疏得多，与M60中的相类似。按照W.E. Harris的列表，这个星系拥有一个由6300 +/- 1900个球状星团组成的系统。

图片右上方明亮恒星附近的模糊星云状天体很可能是暗淡的小伴星系，它也出现在DSSM图片中（尽管这些图片的方向是相反的）。在那张图片中，可以看到更多暗淡的伴星系，其中包括相对明亮的不规则星系NGC 4470（照相星等13.0）。星系中的前景恒星最早被John Herschel提到，亮度为13等，因此有可能会被不熟悉这个星系外观的观测者误认为是一颗超新星。

Halton Arp将M49作为第134号天体列入到他的不规则星系表之中，描述为“周围存在片状光带的椭圆星系”。

1969年6月，一颗可能的超新星，13.0等的1969Q被观测到。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:05
标题: 椭圆星系 M59（NGC 4621），类型E5，位于室女座

赤经 12 : 42.0（小时:分）
赤纬 +11 : 39（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 9.6（星等）
视大小 5x3.5（角分）

由Johann Gottfried Koehler在1779年发现。

M59是室女星系团的一员，尽管它比这个星系团中最大的椭圆星系，M49、M60以及最最大的M87要暗得多，轻得多，但仍然是那里较大的椭圆星系之一。它相当扁平：不同的资料给出它的椭率为E3-E5（笔者估计为E5，即它的长轴大约为短轴的2倍长，不过我们给出的视大小更接近E3）。假定距离为6千万光年，那么它5角分的长轴对应的真实距离大约为90,000光年。按照W.E. Harris的列表，M59拥有一个由1900 +/- 400个球状星团构成的系统，数量比前面提到的那三个巨型星系要少得多，不过仍然要比我们的银河系多出一个数量级。

在我们的图片中，M59是左下方那个拉长的椭圆星系，而右侧的是M60和它的伴星系NGC 4647，位于顶端的是暗淡的NGC 4638，这是一个照相星等为12.2的椭圆星系。Bill Arnett从他的DSSM图片库中找出了另外两张M59的图片：

一张是M59的独照，显示出一些球状星团
另一张是M59和M60以及其他星系的合影。
M59是由Johann Gottfried Koehler在1779年4月11日发现的，当时他正在追踪那年出现的彗星，他同时还发现了附近的M60。Charles Messier当时也在观测那颗彗星，他四天后，即那一年的4月15日也发现了这两个星系，另外还发现了被Koehler错过的邻近星系M58。Messier形容M59与M58一样暗淡，比M60更暗一些。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:06
标题: 椭圆星系 M60（NGC 4649），类型E2，位于室女座

赤经 12 : 43.7（小时:分）
赤纬 +11 : 33（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 8.8（星等）
视大小 7x6（角分）

由Johann Gottfried Koehler在1779年发现。

M60是室女星系团中的巨型椭圆星系之一。这是这个星系团中最后侧（东侧）的Messier星系，也是一排三个星系（M58、M59和M60）中的最后一个，用一架望远镜指向这片天区就能看到这些星系。在较低放大倍率下，它与M59出现在同一视场中（相距25角分）。

M60是由Johann Gottfried Koehler在1779年4月11日发现的，当时他正在追踪那年出现的彗星，他同时还发现了附近的M59。一天之后，Barnabus Oriani独立发现了M60，但却错过了M59，四天之后，即1779年4月15日，Charles Messier也发现了M60，他还发现了附近的M58。Messier形容M60要比M58和M59“稍微清楚一点”。

它的距离大约为6千万光年，这个星系7x6角分的视大小对应的真实直径为120,000光年。不过业余望远镜只能显示出它明亮的中心区域，视直径约为4x3角分。这是一个非常明亮的星系，其视亮度为9等，对应的绝对星等为-22.3等，相当于6百亿颗太阳的本征光度，比Mallas/Kreimer在《Messier像册（Messier album）》一书中提到的3亿倍太阳要亮得多。

由于M60有一个暗淡近邻——NGC 4647，如图所示，因此在4英寸以上的望远镜中显得非常显著。由于这个特点，Halton Arp已经将M60作为第116号天体编入了他的不规则星系表中，描述为“椭圆星系，靠近并且干扰着一个漩涡星系”。

用较大仪器拍摄的照片，比如这张，显示出一个由暗淡球状星团组成的大型系统；按照W.E. Harris的列表，M60星系晕中拥有的球状星团多达5100个。

Hubble太空望远镜研究了M60的核心，并且发现了证据，表明其中存在着一个大于20亿倍太阳质量的大质量中心天体。

M60中曾经出现过一颗超新星SN 2004W，发现时亮度已经降到18.8等；这颗超新星是一颗低光度Ia型超新星。它可能是在大约半年前爆发的，不过M60当时正处于合日的位置，因此一直没被发现。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:07
标题: 银河的一部分 M24（包含了NGC 6603；IC 4715？）位于人马座

赤经 18 : 16.9（小时:分）
赤纬 -18 : 29（度:分）
距离 10.0（千光年）
视亮度 4.6（星等）
视大小 90（角分）

由Charles Messier在1764年“发现”。

1764年6月20日，Charles Messier将一个尺度达到1.5度的大型天体编入星表，列在第24号条目中，这个天体被他描述为“由许多不同星等的恒星组成的大块云雾状天体。”

Messier第24号天体并不是一个“真正”的深空天体，而是银河中的大型恒星云，一个沿视线方向延伸达数千光年的伪星团，只是因为星际尘埃偶然出现的一个通道才让我们有机会一窥端倪。它们构成了我们星系旋臂的一部分。这片云就是我们照片中心偏上方的银河明亮部分；被许多其他的深空天体（星团和星云）包围着，你可以在这张照片上找出其他10个Messier天体。

星际尘埃会减弱来自于后方的恒星光线。但是尘埃并不是均匀的。由于一些未知的原因，尘埃会形成一些团块，典型的大小是25光年：许多尘埃云投影在恒星云的背景上，可以清楚地分辨出来。在银河中沿视线方向，每1,000光年通常会遇到两团尘埃云。但也有可能碰巧存在一个朝着银河中心方向延伸超过30,000光年，比一般的星际介质更清澈的“天窗”。M24就是这样一个天窗的结果。

这些穿越银河的清澈天窗对研究星系的结构有着重要的意义，使得研究那些通常被尘埃遮蔽的遥远区域成为可能（摘自Murdin/Allen/Malin的Catalogue of the Universe，1979年版）。

1905年，A.M. Clerke注意到Secchi神父将这个“人马座Mu星附近的暗淡云雾（对肉眼来说）”命名为“Delle Caustiche”，因为“其中的恒星以独特的射线、弧线、散焦曲线和缠绕式螺旋线状分布”。另外，M24还经常被人称为“人马座恒星云”，或者“人马座小恒星云”（与之相对应的“人马座大恒星云”是指位于更南侧的，恰好未被前景尘埃遮挡住的，我们星系中心核球的一部分）。

这才是Messier所发现的天体，但有趣的是，在这个很容易用肉眼看到的恒星云中，还存在着一个亮度为11等的暗疏散星团，NGC 6603。尽管当年Messier记录的星等（4.5到4.6），直径（1.5度），以及他的描述，“由许多不同星等的恒星组成的大块云雾状天体”，都与恒星云更吻合，与这个星团完全不像，但仍有许多星表把这个Messier编号分给了这个星团．

M24中的恒星，星团和其他天体构成了银河旋臂的一部分（人马臂，或人马-船底臂），这些天体充满了从10,000到16,000光年之间的广袤空间。这可能与我们的星系近邻，仙女座星系（M31）中的恒星云NGC 206相类似。

NED把IC 4715认证为M24，认为赤经坐标上的10角分差别是可以接受的误差。IC星表中对它的描述，“由恒星和星云物质组成的超大云块”，至少与M24最初的描述相吻合。

E.E. Barnard将位于恒星云M24北侧的两块明显的黑暗区域标进他的暗星云表中，编号分别为第92和93号（参考Barnard 1913，Barnard 1919）。在这块被恒星云所覆盖的天区中，还有另外两个比较不明显的星团：Collinder 469靠近彗星状的暗星云Barnard 92（有时被昵称为“黑洞”）下部边缘的右侧，而Markarian 38即Biur 5（Biurakan天文台星表）位于Barnard 93南侧。在这个恒星云南侧，被一条暗带隔开的，是发射星云IC 1283-1284，和两个邻近的反射星云，NGC 6589和NGC 6590，所有这些星云都与不明显的疏散星团NGC 6595联系在一起。在M24的西侧边缘附近，可以找到一个12等的行星状星云NGC 6567，直径大约8角分，距离约为4,000光年，位于M24的前面。在M24的南部，可以找到造父变星人马座WZ星；这个脉动巨星亮度在7.45和8.53等之间变化，光谱型则在F8和K1型之间变化，周期为21.849708天。还有更多天体位于M24恒星云之内和附近，有关这些天体的更多资料，参见我们的列表。

在相当黑暗的天空下，肉眼很容易看到M24这片位于人马座北部的银河恒星云，刚好位于茶壶星宿的“上方”，人马座Mu星的北方；在非理想的观测条件下，用小望远镜也可以确认M24的位置。望远镜会揭示出大量的，以奇特的模式排列着的恒星。NGC 6603则需要4英寸以上的望远镜才能看见，更大的望远镜可以看到前面提到的其他星团。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:08
标题: 双星 M40（WNC 4）位于大熊座

赤经 20 : 58.9（小时:分）
距离 -12 : 38（度:分）
距离 2.0（千光年）
视亮度 9.0（星等）
视大小 2.8（角秒）

由Charles Messier在1780年发现。

尽管M73明显是由4颗恒星组成，其中3颗亮度约为10到11等（Burnham和Kenneth Glyn Jones给出的亮度为A:10.5，B:10.5，和C:11.0），第四颗恒星（D）为12等，但它显然是一个真正的Messier天体，因为Charles Messier在1780年10月4日发现它时，形容它为

“由3到4颗小星组成的星团，第一眼看去像是个星云，包含极少的云雾状物质：这个星团位于前一个星云[M 72]的[赤纬]平行线上：它的位置也是通过同一颗恒星[宝瓶座Nu星]测定的。”
显然地，这个星群能进入Messier星表的原因在于，他在测量M72位置的同时也测量了它的位置，后者位于其西侧1.5度。也许是因为它在Messier的望远镜中“第一眼看去像是个星云”的外形，才使它被编入星表之中。尽管Messier的描述清楚地表明，这个星群就是他所观测和测量的天体，但Messier星表的某些版本还是将它当成一个“不确定”的天体而加以忽略。不过，John Herschel已经将其编入了他的总表，编号为GC 4617，J.L.E. Dreyer也将它编入了NGC星表，编号为6994。
正因如此，这个天体并未引起多少研究兴趣。Collinder (1931)估计它的距离为12,000光年，并且根据它2.8'的角直径，来推测这是否是一个疏散星团或球状星团。Ruprecht (1966)将它的Trumpler类型归类为IV 1 p型，即非常稀疏、恒星极稀的疏散星团，无法很好地与周围的星场区分开来。Wielen (1971)认为它的类型无法确定，但仍然将它归类为一个古老的邻近星团。

至少据笔者所知，检测M73中的4颗恒星（或者至少其中的一部分）是否有物理联系，至今仍然是一项有待解答的问题。大部分科学家们总是相信，M73只是一个星宿，4颗距离不同的恒星只是刚好处于相近的视线方向上。不过笔者更趋向于P. Murdin、D. Allen、以及D. Malin的观点，就像他们在《宇宙星表（Catalog of the Universe）》一书中所表达的：

“[作者们]怀疑事实上，M73也许是一个真正的小星团，原因如下。每平方度的天区平均拥有60颗亮于12等的恒星，就像M73中的四颗恒星一样。在给定的方圆一角分的天区内刚好找到四颗这样的恒星（就像M 73一样），这种可能性大约为十亿分之二。不过，全天共有1.5亿块如此之小的天区，因此天空中存在此类随机组成的星宿的机率只有四分之一。M 73可能就是这样的星宿，不过我们更应该打赌，认为它是一个真实的聚星系统。”
最近，由La Plata国立大学的Lilia Bassino领导的阿根廷天文学家的提议又使这一观点再度苏醒过来。组成M73的四颗恒星的光度测量结果如下：
Star RA (2000.0) Dec (2000.0) V    B-V
   h  m  s deg  '  "
--------------------------------------------------------------------------------
1 20:58:56.8  -12:38:29  10.355  1.002
2 20:58:57.8  -12:37:45  11.269  0.452
3 20:58:54.8  -12:38:04  11.675  0.575
5 20:58:53.5  -12:37:54  12.322  0.870

这些数据分别是：恒星的编号，赤纬（RA）和赤纬（Dec）位置（纪元2000.0），V视星等，以及B-V色指数。这些颜色在大望远镜拍摄的彩色图片中被明显揭示出来，比如这张KPNO 0.9米望远镜拍摄的图片。作者们得到了这个假定的“星团遗骸”的估测距离大约为2,000光年；这意味着这些恒星是明亮的、充分演化的巨星或亚巨星，位于赫罗图（HRD）的主星序以上。假定它们是主序星的话，它们就应该距离我们更近。
就像Kenneth Glyn Jones所宣称的：也许这只是个小问题，但每一位Messier星表研究者都会对结果非常感兴趣。不幸地是，著名的、在其他方面极其有用的Hipparcos数据库对这个问题却起不到多少帮助，因为它包含了系统误差，比如对相互靠近的恒星就会导致毫无意义的负视差；这一事实使得意大利Padua大学的Giovanni Carraro基于这些数据而取得的结果（参见《Sky & Telescope》，2000年7月刊，第26页）变得毫无意义，不过其中的光谱研究还是有价值的（S&T，2000年10月刊，第20页的注释，与我们的观点一致）。

因此，更多更新的数据显然还是需要的；甚至取得这四颗恒星的一些基本数据，比如光谱类型，也会有所帮助，据笔者所知，还没有任何文献给出过这些数据。如果你发现了任何额外的信息（包括线索），请给我发信！

4英寸的望远镜可以清楚看到这个“Y”形的恒星集团；第四颗恒星明显较暗，在这些仪器中较难看到。最好从M72开始寻找，它位于同一条赤纬上（略微偏北），偏西1.5度。Messier提到的宝瓶座Nu星，亮度4.5等，位于北侧大约2度，西侧1.5度的位置上。这颗恒星的东侧（距离M73不远处）可以找到土星状星云（NGC 7009）。

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 10:10
标题: 4颗恒星组成的集团 M73（NGC 6994）位于宝瓶座

作者: 夜猫子 时间: 2006-2-19 13:12
呵呵, 辛苦了! 我粗略地看了一下, 只发了80个, 应该还有30个吧?

作者: 跨越地平线 时间: 2006-2-19 13:15
另外30个都是英文简介，我在找中文的

作者: 夜猫子 时间: 2006-2-19 13:43
哦，等找来中文的再补齐吧！另外，我看介绍很详细，但图片都比较陈旧。既然发到天文图片版我想应该选用一些最新最酷的美图，让大家一边欣赏图片一边增长知识。最新的酷图本版大都有图，例如“星系大观”、“绚丽的宇宙星云”以及其他一些贴子中。你可以找找看，在保持你现在贴子模样的基础上再插入新的图片链接就可以了。呵呵，只是还得辛苦一番哦！

作者: 夜空 时间: 2006-2-19 23:06
把这帖子置顶吧，这么长，要慢慢看才能看完哦，夜猫子，你怎么看？

作者: 夜猫子 时间: 2006-2-19 23:44
好，同意！

作者: lengbaifu 时间: 2006-8-27 10:39
好详细哦...

作者: klmn990 时间: 2008-5-29 20:47
标题: 楼主
太好了,~~~~强烈

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作者: ganymede 时间: 2009-4-24 16:40
另人惊叹不已

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