Messier深空天体

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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 ]

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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。

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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。

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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。

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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）。

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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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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。

跨越地平线

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）。