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【谷歌地球】梅西耶星体收藏
M1M1就是著名的蟹状星云，它是一团无定形的膨胀气体云。它被划为行星状星云，但本质上与典型的行星状星云完全不同。它已被证认为超新星遗迹。M1基本资料NGC编号：NGC1952赤经（h:m）05:31.5(0531+21)赤纬(deg:m)+21:01所在星座：金牛座离地球距离：6.3千光年视星等：8.4视径：36x34'类型：弥漫星云
m2种类：球状星团直径：175光年包含恒星数量：150000颗特点：比较紧缩的球状星团之一, 而且其中心部分相当稠密。离地球距离：37.5千光年所属星座：宝瓶座赤经(h:m)：21:33.5赤纬(deg:m)：-00:49视星等：6.5视径：13　NCG编号：NCG 7089发现时间：日Jean-Dominique Maraldi，14年后梅西叶独立地再次发现并且给它编号。观测：肉眼不能见到，但使用一般望远镜可以相当容易地发现它。
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. Chèvremontd 1897年发现的。它位于星团的东侧边缘，稍稍偏北的位置。 M2是在日由Maraldi发现的；Charles Messier在整整14年后的日独立地重新发现，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。
M3基本资料种类：球状星团所属星座：猎犬座离地球距离：33.9千光年赤经(h:m)：13:42.2赤纬(deg:m)：+28:23视径：16视星等：6.2NGC编号：NGC 5272M3在观测条件好时肉眼可以看见。星团直径约200光年，恒星密集的中心直径约22光年。日梅西尔发现并编号。它是由50多万颗比太阳还要老的恒星所组成的巨大球体，位在我们银河系盘面上方，是游走在银河系银晕的250个球状星团之一。 在它致密的星团核心，要区分个别的恒星是件很困难的事。但是对位在星团外围区域的亮星，恒星色泽的分辨就很容易了。
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。
M5种类：球状星团所属星座：巨蛇座发现时间：1702年直径：165光年离地球距离：24.5千光年赤经(h:m)：15:18.6 赤纬(deg:m)：+02:05视星等：5.6视径：17NGC编号：NGC 5904由Gottfried Kirch在1702年发现。
m6M6也称为蝴蝶星团或NGC 6405，是在天蝎座的一个疏散星团。在这个星团中明亮的恒星大多是年龄在一亿年的B型蓝色恒星，但是最亮的成员却是被称为天蝎BM的橙色K型巨星。在1654年之前，Hodierna是第一位确实记录这个星团的天文学家。
m7M7是夜空中最出色的疏散星团星团之一。肉眼容易见到，它的背景是银河繁密的群星。1654年有天文学家认为它由30颗恒星组成，日梅西叶为它编号。M7大约由100颗恒星组成。。由于这个星团拥有许多蓝色亮星，所以它是夜空中最出色的星团之一。 它的大小约有25光年，年龄大约在2亿年左右。托勒密远在公元130年，就曾写下M7星团的观测记录，所以它是一个人类自古以来就很熟悉的天体。
m8礁湖星云（M8 - The Lagoon Nebula、NGC 6523）是一个位于人马座的发射星云，明亮的气体云被一条遮掩物质形成的暗带切开。利用双筒望远镜观测，它是一个有明显核心的椭圆型云状物。这个星云中包含了一个稀疏的疏散星团NGC 6530。人马座的梅西耶天体除礁湖星云外，还包括奥米加星云、三裂星云、小人马恒星云、M18、M21、M22、M23等。礁湖星云距离地球约五千二百光年，其目视大小有90×40角分，即实际大小大约为140×60光年。
m9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，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）。
m10M10(NGC 6254)是一蛇夫座球状星团与M12相距3.4度，接近蛇夫座中心，结构比较松散，如果在没有光污染的情况下，使用4英寸(10厘米)的望远镜即可容易的看见它。它的星等为+6.6，M10距离地球14000光年
m11M11是位于盾牌座的疏散星团。1681年被发现，日梅西叶为它编号。M11包含了大约2900颗恒星。许多和我们太阳很类似的恒星多是诞生在疏散星团里。它我们的距离略微超过5000光年。这个星团内的恒星大约是在1亿5千万或2亿5千万年前一起形成的，所以它还拥有许多年轻的蓝色亮星。疏散星团也称为银河星团，它们成员星的数量比球状星团少，不过成员的年龄较年轻。此外，疏散星团通常位于我们银河系的盘面上，这一点也和球状星团很不同。用双筒望远镜就能看见它。
m12M12(NGC 6218)是一蛇夫座球状星团与M10相距3.4度，接近蛇夫座中心, 结构比较松散, 如果在没有光污染的情况下，使用4英寸(10厘米)的望远镜即可容易的看见它。它的星等为+6.6，M10距离地球16000光年。
m13M13的视星等为5.7，在清晰的夜空勉强可以肉眼看见，其半径约为165光年，拥有大约100万颗恒星,1974年的阿雷西博信息，便是向著M13星团发射的。
m14M14位于蛇夫座，外观为球状星团，直径约100光年。1764年由梅西叶发现。距离地球3万光年。1938年一颗新星出现在的M14，1991年哈勃太空望远镜在M14附近搜索新的恒星或星云残遗，但还是没有发现
m15M15（NGC 7078）是球状星团家族中一颗细致，明亮的代表，值得注意的是它那非常紧密的核。即使使用最小的望远镜也可以看见它，用8英寸（20厘米）的望远镜可以看清它的外围区域内的数百颗明亮的恒星。它的星等是+6。2，直径是6。8弧分。它在飞马座。名为 M15 的球状星团使用 NASA 的哈勃空间望远镜观测。M15 位于距离地球 40,000 光年的飞马座中，是形成银河系周围巨大光晕的近 150 个已知球状星团中的一个。最亮的星团是红巨星，其橙色的外观是由于其表面温度低于太阳。多数较暗的恒星表面温度更高，因而呈蓝白色。如果我们居住在 M15 的核心，无论白天黑夜，我们的天空会被数以万计光辉灿烂的恒星所照亮。依偎在无数星体中间（可以在哈勃照片上看到）是一个奇特的天文现象。我们现在来找一下星团核心一侧的略带粉色的天体。这是濒死行星周围的气体云。它称为 Kuestner 648，是球状星团中发现的第一个行星状星云。在 1928 年发现了 Kuestner 648 之后，科学家们在球状星团中仅确定了其他三个行星状星云。
m16星团m16（ngc 6611）由philippe loys de chéseaux在1745-6年发现。星云ic 4703由梅西耶在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g&tz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（g&tz）。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。g&tz认为是5,540光年。g&tz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 chéseaux只发现了这个星团。梅西耶在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）。
m17由philippe loys de chéseaux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 chéseaux发现的，但当时并不广为人知，因此梅西耶在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。
m18由梅西耶在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是由梅西耶首先发现的天体之一，他于日将其编入星表。
m19由梅西耶在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是由梅西耶首先发现的天体之一，在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。
m20由梅西耶在1764年发现。梅西耶在日发现了这个天体，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（标记于日）和h v.10、h v.11、h v.12（记录于日）。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。
m21由梅西耶在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 g&tz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是由梅西耶发现的，他在日将其编入星表。
m22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6个天体的列表中，也被de chéseaux，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。梅西耶在日将其编为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，其中的一颗长周期薴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 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。
m23由梅西耶在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。它是梅西耶首先发现的天体之一；，他在日发现了这个星团。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g&tz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'。
m24由梅西耶在1764年“发现”。日，梅西耶将一个尺度达到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 ，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。
m25由philippe loys de chéseaux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 chéseaux观测到，在1764年被梅西耶观测到（在日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（）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，g&tz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
m26梅西耶在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。它是由梅西耶发现的，他在日将其编入星表时，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（g&tz）。
m27由梅西耶在1764年发现。哑铃星云m27是被发现的第一个行星状星云。日，梅西耶发现了这个迷人的新型天体，并且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！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 sütterlin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。
M78星云到底有木有奥特曼？
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