18/12/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M9


Descoberta en 1764 per Charles Messier a la Constel·lació de Serpentari.

M9 és un dels cúmuls globulars més propers al nucli de la nostra galàxia, a una distància calculada de 5.500 anys llum des del centre galàctic (Burnham dóna una xifra una mica més elevada, 7.500 anys llum). El seu diàmetre angular de 12,0 minuts d'arc correspon a una extensió lineal de 90 anys llum a una distància de 25.800 anys llum del nostre sistema solar. No obstant això, visualment sembla uns 3 o 4 minuts d'arc més petit, i en fotografies convencionals pot arribar a 9,3 minuts d'arc. La seva llum està significativament disminuïda del nord a l'oest per la pols interestel·lar, ja que el cúmul està situat a la vora de la silueta d'una nebulosa fosca (Barnard 64). La seva lluminositat es veu disminuïda probablement en almenys una magnitud (un factor de 2,5). Tenint en compte l'anterior, la brillantor aparent d'aquest cúmul (7,7 magnituds) correspon a una magnitud absoluta de -8,04 Mag: dit d'una altra manera, una brillantor de més o menys 120.000 vegades la del Sol. A la vista sembla un oval, i en la nostra fotografia es pot apreciar la elipticitat de M9 esmentada per Shapley. Tal com indica la seva concentració, de classe VIII, les estrelles de M9 estan comprimides cap al centre en un nivell mitjà.

M9 s'allunya de nosaltres a una velocitat molt alta, 224 km/seg. En aquest cúmul s'han trobat 13 variables (cefeides), de les quals 10 van ser trobades per Baade. L'estrella més brillant té una magnitud aparent de 13,5. Per veure-la és necessari un telescopi d'aficionat de mida mitjana (uns 150 mm). Els seus gegants de la branca horitzontal són d'una magnitud aparent de 16,2. El seu tipus espectral total s'ha determinat en F2, el seu índex de color a +0,06.

Crèdit de la imatge Siggi Koniert-astroimages.de

El cúmul globular M9 és un dels descobriments originals de Charles Messier, que el va catalogar el 28 de maig de 1764, i el va descriure com "Nebulosa sense estrelles" de 3 minuts d'arc de diàmetre. Per fi, 20 anys més tard, William Herschel va aconseguir distingir les estrelles individualment.

Aquest cúmul globular es pot entreveure com un feble i diminut núvol rodó usant uns prismàtics de 10x50 en bones condicions atmosfèriques. Els telescopis de 100 mm. mostren la part central de M9 amb un diàmetre d'aproximadament 3 minuts d'arc i una forma lleugerament ovalada, debilitant-se la imatge cap a les vores. Amb aquests telescopis es poden apreciar fins i tot les estrelles més brillants, només sota condicions de visibilitat excepcionals. Un telescopi de 150 mm. ja permet veure-les amb claredat. Els telescopis d'entre 200 i 250 mm. ho mostren ja com un cúmul globular de 7 o 8 minuts d'arc, amb la regió central, més compacta, de 5 minuts d'arc. Els telescopis d'aficionat més grans (de 300 mm. en endavant) aconsegueixen resoldre per complet el nucli.

La millor manera de trobar M9 és a partir de l'estrella Sabik d'una magnitud aparent de 2,43 (35 Eta Ophiuchi, espectre A2 V); M9 està uns 3 graus al sud est (2,1 graus aquest i 2,8 graus sud). A més o menys mig grau al nord trobem un estel de magnitud 6, una altra de magnitud 7 cap al nord-oest i una altra de magnitud 6 dins d'un grau cap a l'est.

Molt a prop, a uns 80 minuts d'arc cap al nord-est es troba el cúmul globular NGC 6356, una mica més petit i una mica menys lluminós (mag 8,25), a més o menys el doble de distància de nosaltres (uns 50.000 anys llum).

Amb la mateixa separació, cap al sud-est, trobem el cúmul globular NGC 6342, molt menys lluminós (9,7 mag) i més petit (3 minuts d'arc). El núvol de pols Barnard 64 té el seu centre a uns 25 minuts a l'oest de M9, però s'estén gairebé fins al cúmul.

Veure l'article original fent un clic aquí.

15/12/2017

Cau un mite; la cervesa no és la responsable de la panxa cervesera

No hi ha màgia per transformar la teva panxa cervesera en una tauleta de xocolata.
Una alimentació equilibrada acompanyada d'activitat física et faran la feina. Pel que fa a la cervesa se n'ha de fer un consum moderat. Crèdit imatge: Andrew Safonov. Shutterstock

Ara que la cervesa belga ha estat catalogada per la UNESCO com "Patrimoni cultural immaterial de la humanitat", aprofitem aquesta oportunitat per recordar un estudi molt seriós i poc conscient dedicat a això i a les seves desastroses conseqüències per la nostra cintura. Fet a 20.000 alemanys, aquest estudi publicat el 2009 va afirmar que els "abdomens de Kronenbourg", com ho anomenen habitualment, no són atribuïbles a la cervesa... ja que genera greixos a tot arreu i no només a la panxa.

Les idees preconcebudes de vegades costen de fer caure. Per tant, es pensa que l'obesitat abdominal es deu al consum excessiu de cervesa, d'aquí la famosa expresió "panxa cervesera". Mite o realitat? Els científics ens han proporcionat una resposta i ara tenen una raonable probabilitat d'estar guardonats en els Ignobel Awards.

El context: Tauletes de xocolata a les panxes cerveseres
L'home està particularment dotat per establir connexions entre diversos esdeveniments, com ara el consum d'un aliment que fa mala olor i el mal d'estómac posterior. Per tant, no ha escapat a certs observadors que els grans consumidors de cervesa de vegades tenien un ventre particularment prominent, mentre que la resta del cos no semblava haver estat deformada per la beguda de malta fermentada. En comparació amb les barres de xocolata que caracteritzen els músculs abdominals ben dibuixats, els bevedors panxuts es denominen els "panxetes cerveseres".

La ciència, intentant verificar els fets, ha abordat aquest problema per el menys fonamental... El mèrit es dirigeix ​​a investigadors suecs de la Universitat de Goteborg que han viatjat a realitzar el seu estudi en un dels països amb més consum de cervesa: Alemanya. Armats amb un metre, una escala i paper, van anar a comprovar el vincle causal entre el consum de cervesa i la cintura. Perquè els "abdominals de Kronenbourg", els reals, són els que es manifesten per guany de greix només a l'abdomen. I què van concloure?   

L'estudi: la cervesa no té la culpa.

La investigació es va publicar a la European Journal of Clinical Nutrition. Més de 20.000 alemanys es van oferir per aquesta experiència original. Es van pesar els subjectes, mesuraven la circumferència de la cintura i la circumferència del maluc. També van haver de respondre un qüestionari sobre el seu consum diari de cervesa, en funció del nombre d'ampolles o pintes buidades en formats estàndard.

La cervesa es consumeix arreu del món. A partir de la fermentació de la malta
i el llúpol, els rastres més antics del seu consum es remunten al quart mil·lenni A.C..
Crèdit: mfajardo. Fotopèdia, cc by nc 2.0

Els homes i les dones es van classificar en categories generals, amb diferents paràmetres de gènere. Els alemanys es van agrupar en quatre classes, que van des de bevedors abstinents a moderats (des de 250 ml per dia). Els homes, més sovint inclinats als excessos, es van beneficiar d'una categoria addicional: bevedors abundants. Per comparar-los entre ells i comparar-los amb les dades de les dones, un home es considerava un consumidor moderat quan passava per la gola cada dia entre 500 ml i 1 litre de beguda...

El treball demostra que la cervesa en realitat fa que alguns Teutons bevedors, no només augmenten el nivell abdominal. Tal com escriuen en el seu article, "el consum de cervesa sembla més aviat associat a un augment de greixos en tot el cos". La cervesa no és la culpable d'aquest excés de greix!

Veient-ho des de fora: l'art de viure bé

Recordem, però, que és difícil en aquest tipus d'estudi arribar a conclusions fermes i definitives. Els autors ho conceben. Aquest treball, malgrat ser força seriós, està limitat per la precisió dels enquestats en les seves respostes i el fet que molts altres factors externs no es tinguin en compte. No sembla absurd considerar que en la categoria de bevedors abundants hi ha molts "bons vivants", els que estimen el bon menjar i que no estan satisfets amb una amanida d' albergínies, a no ser que al costat l'acompanyi un suculent xucrut. El seu apetit per la cervesa i els aliments podria, doncs, provocar confusió en la interpretació, que els científics anomenen un biaix. És en aquest sentit que va concloure un estudi de 2003 a la República Txeca.

La certesa absoluta no pot existir a menys que l'alimentació estigui perfectament controlada. Però és obvi que aquest protocol seria inevitablement vinculant i l'interès d'imposar tal dieta per verificar la veracitat d'una expressió popular és francament contestable. Fins i tot si, sens dubte, els investigadors trobessin voluntaris. Qui es sacrificaria en el nom de la ciència? 

Ho he llegit aquí.
 

14/12/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M8


El cúmul NGC 6530 va ser descobert per Flamsteed cap a 1680, i la Nebulosa de la Llacuna va ser descoberta per Le Gentil en 1747.

Com passa sovint amb les nebuloses difuses, el cúmul d'estrelles joves que es va formar a partir del material de la nebulosa es va descobrir primer; en aquest cas el jove cúmul obert NGC 6530 a la part oriental de M8 va ser descobert per Flamsteed cap a 1680, i observat novament per De Chéseaux en 1746, abans que Le Gentil trobés la nebulosa en 1747.

Abbe Nicholas Louis de la Caille el va catalogar en la seva compilació de 1751-1752 com Lacaille III.14. Quan Charles Messier va catalogar aquest objecte el 23 de maig de 1764, també va descriure en primer lloc al cúmul, i va esmentar separadament a la nebulosa com envoltant a l'estrella 9 Sagittarii; la seva posició original és més propera a la posició moderna del cúmul que a la de la nebulosa. No obstant això, és precisament la nebulosa la considerada ara generalment com "Messier 8".

D'acord a Kenneth Glyn Jones, la Nebulosa de la Llacuna té una extensió aparent de 90 x 40 minuts d'arc, el que representa 3 x 1,33 diàmetres aparents de la lluna plena, i correspon a 140 x 60 anys llum, si la distància que ens separa de 5.200 anys llum és correcta (el que és una cosa incert: noves fonts la fixen des de 4.850 (Glyn Jones) fins a 6.500, però David J. Eichler li dóna un valor de 5.200 anys llum al 1996).

Un dels trets notables de la Nebulosa de la Llacuna és la presència de nebuloses fosques conegudes com "glòbuls" (Burnham) (veure imatge expandida), que són núvols protoestrelles col·lapsant amb diàmetres d'unes 10.000 Unitats Astronòmiques. També poden ser vistes, juntament amb altres detalls, en la imatge DSSM de M8.

Alguns dels glòbuls més conspicus han estat inclosos en el catàleg de nebuloses fosques d'EE Barnard: Barnard 88 (B88), el glòbul en forma de cometa que s'estén de nord a sud (de dalt a baix) a la part esquerra i superior de la nostra imatge; la petita B89 a la regió del cúmul NGC 6530; i la llarga, estreta i negra B296 en la vora sud de la nebulosa (vora inferior de la imatge). Segons David Eichler, la nebulosa té probablement una profunditat comparable a l'extensió lineal indicada més amunt.

Dins de la regió més brillant de la Nebulosa de la Llacuna es pot veure un tret notable, el que per la seva forma és anomenat "Nebulosa Rellotge de Sorra" (veure les fotos detallades). Aquest tret va ser descobert per John Herschel i es troba en una regió on sembla estar produint en l'actualitat un vívid procés de formació estel·lar. L'emissió brillant és causada per l'excitació d'estrelles joves i molt calents, l'il·luminador d'aquesta nebulosa és la calenta estrella Herschel 36 (magnitud 9,5, classe espectral O7). Molt propera a aquest indret es troba la que aparentment és la més brillant de les estrelles associades amb la Nebulosa de la Llacuna, 9 Sagitarii (magnitud 5,97, classe espectral O5), que segurament contribueix amb molta de la radiació d'alta energia que excita la nebulosa i la fa brillar.

Com es va publicar al gener de 1997, el Telescopi Espacial Hubble ha estat utilitzat per estudiar la regió de la Nebulosa del Rellotge de Sorra a la Nebulosa de la Llacuna, M8.

Clic a la imatge per engrandir

La Nebulosa de la Llacuna és un objecte magnífic per l'astrofotògraf aficionat, com Brad Wallis i Robert Provin han demostrat amb les seves imatges sorprenents, així com el Dr. Andjelko Glivar amb les seves fotografies preses amb un Celestron 8.

El jove cúmul obert NGC 6530 associat amb la Nebulosa de la Llacuna M8 va ser classificat com a tipus Trumpler "II 2 mn" (vegeu Sky Catalog 2000), el que significa que està separat, concentrat lleugerament cap al seu centre, les seves estrelles disseminades en un rang moderat de brillantor, moderadament ric (50 a 100 estrelles), i associat amb nebulositats (certament, amb la Nebulosa de la Llacuna).

Com la llum dels estels que el componen mostra molt poc enrogiment causat per material interestel·lar, és probable que el cúmul estigui situat just davant de la Nebulosa de la Llacuna. La seva estrella més brillant és una calenta O5 de magnitud 6,9, i Eichler li dóna una edat d'uns dos milions d'anys. Woldemar Götz esmenta aquest cúmul, dient que conté una estrella peculiar tipus Of, és a dir, una brillant estrella de tipus espectral O amb línies espectrals peculiars d'heli i nitrogen ionitzats.

La tènue extensió de la nebulosa cap a l'est (part superior de la nostra imatge, però més lluny) té el seu propi nombre IC: és la IC 4678.

M8 està situada en un molt conspicu camp de la Via Làctia en Sagitari. Una altra imatge capturada pel DSSM mostra la Nebulosa de la Llacuna M8 i la nebulosa trífida M20, a més del ric camp estel·lar i de les tènues nebuloses que les envolten. També tenim més imatges de les regions de M8 i M20, que algunes vegades inclouen al proper cúmul obert M21.

Per veure article original fer un clic aquí




09/12/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M7


Coneguda per Ptolemeu l'any 130 AC

M7 és un grup gran i brillant, detectable fàcilment a simple vista. Com ho descriu Burnham, "el cúmul es veu projectat sobre un fons de nombroses estrelles febles i llunyanes de la Via Làctia".

Aquest esplèndid cúmul era conegut per Ptolomeu, que el va citar sobre el 130 AC i el va descriure com la "nebulosa que segueix a la picada de l'escorpí". La descripció pot incloure també a M6, però no és segur. A causa d'aquest presumible descobriment, el present autor [hf] va proposar el nom de "Cúmul de Ptolomeu" per M7 fa alguns anys, una proposta que, amb el temps, ha trobat alguna acceptació.

M7 Va ser observat per Hodierna abans de 1654, qui va comptar 30 estrelles, i el va incloure en el catàleg d'objectes del sud d'Abbe Lacaille com Lac II.14. Charles Messier el va incloure com el Nº 7 al seu catàleg el 23 de Maig de 1764.


M7 està compost d'unes 80 estrelles més brillants de mag 10 en un camp d'aproximadament 1,3 graus de diàmetre aparent que a una distància de potser 800 anys llum correspon a una extensió lineal de 18 o 20 anys llum. Va ser classificat com de tipus Trumpler I, 3, mo I, 3, r. Aquest grup s'ens aproxima a 14 km/seg. L'estrella més brillant és una geganta groga (tipus espectral gG8, mag 5,6), l'estrella més calenta de la seqüència principal és de tipus espectral B6 (mag 5,89). L'edat d'M7 es va estimar en 220 milions d'anys, tot això d'acord tant amb l'Sky Catalog 2000, com amb el nou càlcul del Grup de Gènova de G. Meynet. El treball recent suggereix una distància lleugerament major de 1000 anys llum, que incrementaria la mida a 25 anys llum però que no afectaria l'edat.

Ake Wallenquist va trobar que és un dels cúmuls amb el major grau de concentració cap al centre. Fonts modernes coincideixen en la magnitud aparent integrada a 3,3, mentre que l'estimació més antiga, majoritàriament d'observadors del nord, tenia a aquest cúmul del sud significativament subestimat a una magnitud de 4,1 a 5,0.

Crèdit de la imatge: Rolf Wahl Olsen de http://www.pbase.com
Per veure l'article original fer un clic aquí
Catàleg d'Objectes Messier al bloc


Carrers de núvols damunt del Mar d'Okhotsk

La Nasa va triar aquesta fotografia com a imatge del dia el passat 5 de desembre de 2017.

L'aire fred de la Rússia Oriental va crear formacions espectaculars de núvols sobre el Mar d'Okhotsk a finals de novembre de 2017. L'espectroradiòmetre d'imatges de resolució moderada (MODIS, per les sigles en anglès) a bord del satèl·lit Terra de la NASA va adquirir una imatge en color real de la impressionant escena el 25 de novembre.

Clic damunt la imatge per engrandir
 Crèdit de la imatge: Jeff Schmaltz, Equip de resposta ràpida de MODIS Land, NASA GSFC

La neu cobreix el terra de la Rússia oriental a l'oest d'aquesta imatge, amb un gran banc de núvols que cobreix la terra al nord-oest. Les llargues fileres paral·leles de cúmuls, coneguts com a carrers de núvols, sobrevolen l'àrea nevada i les aigües blaves del mar d'Okhotsk.

Aquests carrers de núvols són unes llargues bandes paral·leles formades per Cumulus alineats. Aquestes formacions nuvoloses es creen tot sovint quan bufa un vent molt fred sobre unes aigües amb major temperatura, mentre existeix una inversió tèrmica en una capa superior. L'aigua relativament calenta cedeix calor i humitat a l'aire fred que hi ha per sobre, i apareixen unes columnes d'aire calent ascendent, conegudes popularment com a tèrmiques, les quals, s'eleven a través de l'atmosfera.

La presència d'una capa d'aire més calent en un nivell superior, és clau per explicar la formació d'aquests carrers, ja que actua literalment com una tapa. Quan les columnes d'aire ascendent topen amb la capa d'inversió tèrmica, aquestes roden i provoquen una mena de bucle sobre si mateixes, tot creant uns cilindres paral·lels formats per aire en rotació. Gràcies a aquesta rotació, la humitat present a l'aire calent es refreda i es condensa, llavors apareixen uns núvols Cumulus amb el cim no gaire elevat i alineats de manera paral·lela als vents dominants.

Cal destacar que els carrers de núvols s'estenen al llarg de centenars de quilòmetres i perqué apareguin la temperatura superficial del mar ha de ser, com a mínim, uns 21 o 22° C superior a l'aire que hi ha per sobre.

04/12/2017

L'EEI en trànsit davant de la Lluna

Aquesta ha estat la imatge del dia triada per la NASA avui, 4 de desembre de 2017.

Clic per engrandir

La silueta de l'Estació Espacial Internacional, amb una tripulació de sis tripulants a bord, es veu mentre transita per la Lluna a aproximadament cinc milles per segon, el dissabte 2 de desembre de 2017, a Manchester Township, comtat de York, Pennsilvània. A bord es troben: els astronautes de la NASA Joe Acaba, Mark Vande Hei i Randy Bresnik; els cosmonautes russos Alexander Misurkin i Sergey Ryanzansky; i l'astronauta de l'ESA Paolo Nespoli.

Crèdit de la imatge NASA / Joel Kowsky

Article original fent un clic aquí

02/12/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M6


Descobert per Hodierna abans de 1654.

Burnham va descriure el cúmul obert Messier 6 com a "un grup encantador en el que la seva disposició suggereix la figura d'una papallona amb les ales obertes". Ake Wallenquist al 1959, va identificar al voltant de 80 membres del cúmul M6, dispersats sobre una regió d'aproximadament 54 arcmin de diàmetre. La porció principal del cúmul cobreix una àrea d'un diàmetre angular d'aproximadament 25'. Rohlfs et.al. estimen la distància de M6 a aproximadament 2000 anys llum, valor confirmat per Malles/Kreimer i l'Sky Catalogue 2000.0, però Burnham va informar que nous estudis han demostrat que a causa de l'efecte d'absorció, la distància real pot ser més petita, i cita valors que van dels 1300 als 1470 anys llum; Kenneth Glyn Jones sosté 1304. Archinal/Inés i WEBDA proposen valors més moderns: 1.585 i 1588 anys llum respectivament; nosaltres adoptem un valor aproximat de 1.600 anys llum en el present informe.

Donada aquesta distància, el diàmetre aparent d'aquest cúmul estel·lar de 25' correspon a una extensió lineal d'aproximadament 12 anys llum, amb extensions que cobreixen una àrea d'aproximadament 25 anys llum (Wallenquist's 54'). La densitat mitjana estimada és de 0,6 estrella per parsec cúbic. L'edat de M6 estimada és de 100 milions d'anys segons Burnham, 51 milions d'anys segons l'Sky Catalogue 2000.0, i 95 milions d'anys segons WEBDA.

Fonts modernes concorden a establir la brillantor visual total de M6 en aproximadament 4,2 magnituds, mentre que estimacions més antigues, realitzades per observadors del nord, van ser molt més febles, situant-lo en aproximadament 5,3 mag.

L'estrella més brillant del cúmul és l'estrella variable BM Scorpii= HD 160.371, un supergegant groga o taronja (tipus espectral K0-K3 lb), una variable semiregular de tipus SRD, amb una magnitud aparent que varia entre mag 5,5 i 7. La seva variabilitat fa que la magnitud total del cúmul variï notablement. Aquesta estrella es troba a l'extrem esquerre de quatre estrelles brillants que formen un notable quadrangle amb una forma aproximada d'un paral·lelogram a la nostra foto. Les estrelles més calentes són estrelles blaves de la seqüència principal de tipus espectral B4-B5. Burnham enumera les estrelles més brillants de M6 de la següent manera: 1. mag 6,17, tipus espectral K0-K3 (és BM Sco); 2. mag 6,76, B8; 3. mag 7,18, B5; 4. mag 7,26, B4; 5. mag 7,27, B8; 6. mag 7,88, B9. El contrast entre les estrelles gegants taronja i les blau brillants és obvi en les fotos color del cúmul.

clic a la imatge per engrandir

Trumpler va classificar M6 com II, 3, m, mentre que Sky Catalogue 2000.0 li assigna un tipus III, 2, p, Götz i Archinal/Hynes II, 3, r.

De tots els objectes Messier, M6 està situat a la menor distància angular del Centre Galàctic, que se situa en la constel·lació de Sagitari però molt a prop de la triple riba de constel·lacions formada per Sagitari, Escorpió i Ofiuco.

Burnham proposa que l'esment que fa Ptolomeu del seu veí, M7, podria incloure a M6, però en general el crèdit pel descobriment és atorgat a de Chéseaux, que va ser sense cap dubte el primer a reconèixer-lo com "un cúmul estel·lar molt fi". Segons Kenneth Glyn Jones, però, el primer a veure-ho va ser Hodierna que va comptar 18 estrelles, abans de 1654. Lacaille el va incloure al seu catàleg de 1751-1752 sota la denominació Lac III. 12, i finalment Charles Messier el va catalogar el 23 de maig de 1764.


Crèdit imatge: Sergio Eguivar. Buenos Aires Skies 
Veure article original fent un clic aquí.
Catàleg Objectes Messier


01/12/2017

De calent a molt calent

NASA, imatge del dia, 1 de novembre de 2017

clic per engrandir

Aquesta seqüència d'imatges mostra el Sol des de la seva superfície fins a la seva atmosfera superior, totes preses gairebé al mateix temps el 27 d'octubre de 2017. La primera mostra la superfície del Sol en llum blanca filtrada; les altres set imatges van ser preses en diferents longituds d'ona de llum ultraviolada extrema. Recordeu que cada longitud d'ona revela trets una mica diferents. Es mostren en ordre de temperatura des de la primera a 6.000 graus centígrads de superfície, a uns 10 milions de graus centígrads a l'atmosfera superior. Sí, l'atmosfera exterior del Sol és molt més calenta que la superfície. Els científics estan cada vegada més a prop de resoldre els processos que generen aquest fenomen.

Crèdit de la imatge: NASA / GSFC / SDO (Observatori de la Dinàmica Solar)
Darrera actualització: 3 de novembre de 2017
Editor: Yvette Smith

Veure l'article original fent un clic aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M5


Descoberta en 1702 per Gottfried Kirch.

El cúmul globular M5 va ser vist primer per Gottfried Kirch i la seva dona Maria Margarethe el 5 de Maig de 1702, quan observaven un cometa, i ho van descriure com una "estrella nebulosa". Charles Messier la va trobar independentment el 23 de Maig de 1764 i la va descriure com una nebulosa rodona que "no conté cap estrella". William Herschel va ser el primer a definir aquest cúmul com estel·lar; va comptar 200 de les seves estrelles amb el seu reflector de 120 centímetres en 1791, "tot i que la meitat està tan comprimida que és impossible distingir-ne els components".

M5 mostra una elipticitat distintiva, allargada a un angle de posició de 50 graus (els angles de posició donen l'orientació d'una estructura en l'esfera celestial; són mesurats entre el Nord i la direcció considerada, en sentit contrari a les agulles del rellotge); es pensa que és un dels cúmuls globulars més antics, amb una edat computada de 13 000 milions d'anys. El seu diàmetre és d'uns 165 anys llum, fent d'ell un dels més grans cúmuls globulars. La seva distància, a 24.500 anys llum, aquest diàmetre és d'uns 23 minuts d'arc. Visualment apareix una mica més petita, sobre 10 o 12 minuts d'arc, i en les fotografies típiques, pot mesurar fins a 17 minuts d'arc (corresponents als 125 anys llum interiors del cúmul). La seva ràdio mareal, més enllà del qual les estrelles membres serien arrencades per les forces gravitacionals de marea de la Via Làctia, és de 28,4 minuts d'arc, o 202 anys llum, així que el cúmul domina gravitacionalment un volum esfèric d'uns 400 anys llum de diàmetre. Té un nucli central comprimit de 0,84 min. Angulars, o aproximadament 6 anys llum de diàmetre, i el seu radi de massa mitjana s'estima en 2,11', corresponent a un radi lineal de 15 anys llum.

El seu tipus espectral general es va estimar com F7. M5 s'està allunyant de nosaltres a uns 52 km/seg.M5 conté el considerable nombre de 105 estrelles variables conegudes. Les primeres variables en aquest cúmul van ser registrades per AA Common el 1890. Si Bailey (1899) va trobar 85 variables de període curt del tipus RR Lyrae (o variables de cúmul); 97 d'elles van ser conegudes al 1955, d'acord amb Kenneth Glyn Jones. Una de les altres variables és una nova nana, d'acord amb Cecilia Payne-Gaposhkin (ella també esmenta dos novas nanes més en els globulars M30 i NGC 6712).

La nostra imatge de M5 es va obtenir (i està sota copyright) per David Malin de l'Observatori Anglo Australià. Hi ha més informació d'aquesta imatge a la xarxa.


Es pot trobar més informació i interessants detalls de M5 a l'article de Leos Ondra "Messier 5 i els seus Variables". Gràcies a Leos per permetre incloure el seu article en aquesta pàgina!. Inclou, entre d'altres continguts interessants, un Diagrama de Color-Magnitud de M5.

Per trobar M5 fàcilment, localitzar primer l'estrella propera 5 Serpentis. Això es pot fer fàcilment trobant les estrelles 109 i 110 Virginis (de mag 3.72, esp A0 V i mag 4,4, esp K0 III respectivament) al sud-oest d'Arturo, que apunten cap a l'est al petit triangle de les estrelles, 4, 5 , i 6 Serpentis. M5 està al costat a 20' al NO de 5 Serpentis.

Sota molt bones condicions de visibilitat, M5 es pot albirar a simple vista. El cúmul globular és fàcilment visible com una petita taca boirosa en uns bons binoculars, i un definit "núvol" rodó en telescopis de 7,5 centímetres, més brillant cap al centre. Començant amb telescopis de 10 centímetres, les seves estrelles més brillants, de mag 12,2, només poden definir-se; formen patrons corbats que s'estenen des de la part central que a John Malles li va suggerir una aranya; una de les "potes" estenent lluny al sud, l'halo estenent-se a un diàmetre d'uns 10'. Telescopis més grans o fotografies revelen una vista espectacular amb milers d'estrelles, uns pocs buits menys poblats, i l'halo estenent-se fins uns 15' de diàmetre.

La brillant estrella doble propera 5 Serpentis va ser també catalogada com Struve 1930, i es compon dels components A, de mag. 5, groc pàl·lid, i B, de mag. 10, gris clar; angle de posició 37 graus, distància 11'' (com es va determinar en 1923). Aquesta estrella s'esmenta en la descripció de Messier (però no la caracteritza com a doble). També situada a prop, just sobre 40' al sud de l'estrella abril Serpentis esmentada a dalt, hi ha el feble i distant cúmul globular Palomar 5 de mag. 11,8 i 6,9'de diàmetre, sobre 75.000 anys llum allunyat-se de nosaltres. Cap a l'oest de M5 i cap a 110 Virginis hi ha una col·lecció de febles galàxies distants incloent les NGCs 5806, 5811,5813, 5814, 5831, 5838, 5839, 5845, 5846, 5846A, 5848, 5850, 5854, 5864, 5865, 5869 i 5887, de brillantors entre mag. 10,0 i 13,9, la majoria requereixen telescopis més grans.

Per veure l'article original fer un clic aquí.
Anar al catàleg d'objectes



28/11/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M4




Descobert per Philippe Loys de Chéseaux al 1746.

M4 és un dels cúmuls globulars més propers del cel; d'acord amb resultats més nous (adoptats aquí de la base de dades de WE Harris), la seva distància és de potser només 7.200 anys llum, que pot ser la més petita per a un globular; l'únic competidor seriós és NGC6397 en la constel·lació meridional de l'Altar, amb tot, aquest sembla estar molt lleugerament més allunyat (7.500 anys llum). M4 pot ser detectat per l'ull nu en cels molt foscos (1,3 graus a l'oest d'Antares) i és prominent amb la més insignificant ajuda òptica.

Com un detall notori, M4 exhibeix una estructura central "barrada", ben visible en la nostra fotografia, alguna cosa des lleugerament baix a l'esquerra a lleugerament a dalt a la dreta; aquesta barra d'estrelles de 11a magnitud és al voltant de 2 ½ long en un angle de posició de 12 graus i va ser anotat primerament per William Herschel en 1783. Això pot ser que aquesta estructura causés que Harlow Shapely ho considerés allargat escassament el·líptic (0,9 en un angle de posició de 115 graus), una noció que no pot ser confirmada en modernes observacions o fotografies.

M4 seria un dels més esplèndids cúmuls globulars en el cel si no fos enfosquit per espessos núvols de matèria interestel·lar fosca. L'absorció interestel·lar també tenyeix de vermell el color de la llum provinent del cúmul, i li dóna un aspecte de tènue taronja o terrós en imatges en color. El seu diàmetre angular, vist en fotografies profundes, és d'aproximadament 36 minuts d'arc, més que el de la Lluna plena; això correspon a un diàmetre lineal de gairebé 75 anys llum. En típiques fotos apareix una mica més petit a gairebé 26', i visualment va ser estimat en 14 minuts d'arc. El seu radi de marea, determinat per la distància on forces de la marea gravitacional de la Galàxia Via Làctia causaria que les estrelles membres s'escapessin, s'estima en 32,49', o al voltant de 70 anys llum, de manera que aquest cúmul globular domina gravitacionalment un volum esfèric de 140 anys llum de diàmetre.

M4 és un dels globulars més oberts, o poc compactes, com la seva classificació en la classe de concentració IX ens indica. El seu comprimit nucli central va ser mesurat en 1,66' de diàmetre, o linealment 3,6 anys llum. El seu radi de massa mitjana és de 3,65' o al voltant de 8 anys llum, així la meitat de la massa del cúmul està concentrada en un volum esfèric interior de 16 anys llum de diàmetre. Està allunyant-se de nosaltres a 70,4 km/seg i conté almenys 43 variables conegudes. El seu tipus espectral ha estat determinat com F8, el seu índex de color ha estat mesurat com BV=1,03.

El cúmul globular M4 va ser descobert per De Chéseaux en 1745-46 i llistat per ell com Nº 19, i inclòs en el catàleg de Lacaille com Lacaille I.9. Charles Messier el va catalogar el 8 de Maig de 1764, i va ser el primer a resoldre, dins d'un cúmul de molt petites (i pàl·lides) estrelles; aquest és l'únic cúmul globular que va poder resoldre amb els seus modestos instruments, i d'aquesta forma el primer cúmul globular en ser resolt mai. Només al voltant de 20 anys més tard, William Herschel va poder resoldre tots els cúmuls globulars de Messier amb els seus grans telescopis.

El 1987, el primer púlsar de mil·lisegon va ser descobert en aquest cúmul globular. Aquest púlsar, 1821-1824, és un estel de neutrons girant (i pulsant) un cop cada 3 mil·lisegons, o més de 300 vegades per segon, la qual cosa és encara 10 vegades més ràpid que el púlsar del Cranc a M1. Un segon púlsar de mil·lisegon va ser trobat a M28 més tard aquell mateix any.


A l'agost de 1995, el Telescopi Espacial Hubble ha fotografiat estrelles nanes blanques a M4, les quals estan entre les més velles estrelles de la nostra galàxia, la Via Làctia. Al juliol de 2003, investigacions amb el Telescopi Espacial Hubble van conduir a la identificació d'un planeta orbitant a aquestes nanes blanques; elles formen un sistema triple amb un púlsar anomenat PSR B1620-26. Aquest planeta, d'una massa de 2,5 vegades la de Júpiter, és presumiblement gairebé tan antic com el cúmul globular M4, una xifra actualment estimada al voltant de 13 mil milions d'anys, o gairebé tres vegades l'edat del nostre sistema solar.

M4 pot trobar-se fàcilment ja que està només a 1,3 graus a l'oest de la brillant Antares (Alfa Scorpii, mag. 1,0, tipus espectral M1,5, escassament variable), just al sud de la línia cap a Sigma Scorpii (mag. 2,9v, classe espectral B2III). Un pegat rodó difús en binoculars, és una resplendor circular en un petit telescopi, i encara un de 120 centímetres resol les estrelles més brillants, que són d'al voltant de 10,8 de magnitud; la característica de barra esmentada dalt és evident, i les estrelles resoltes apareixen irregularment distribuïdes. Telescopis més grans mostren un halo d'estrelles al voltant de la porció brillant central del cúmul fins a un diàmetre de més de 16 minuts d'arc.

Pròxim (50'al ENE) i encara més proper a Antares (només 30'NW), el més pàl·lid cúmul globular NGC 6144 (mag. 10,4, 3,3'de diàmetre) pot trobar-se; per observar-lo, Antares s'ha d'excloure del camp visual de manera que no pugui brillar fora de aquest globular feble.

Per veure l'article original, fer un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes



27/11/2017

L'extraordinària imatge de la supergegant vermella Antares

Visible a l'estiu cap al sud, es reconeix per la seva tonalitat vermella, l'estrella Antares ha passat per un dels millors fotògrafs del món: el VLTI, que combina la lluminositat recollida per diversos telescopis gegants. El resultat és un retrat sense precedents, que ofereix una cartografia dels gasos que es mouen a la superfície. Aquesta és la primera imatge de qualitat per a una estrella que no sigui el Sol.

Què cal recordar:
 
Els moviments de gas a la superfície d'una estrella que no sigui el Sol s'han "mapejat" per primera vegada amb precisió, gràcies al VLTI. Es tracta d'Antares, una supergegant vermella, 12 vegades més massiva que el Sol i 700 vegades més gran. La turbulència de gas de baixa densitat es va detectar a distàncies més grans del centre de l'estrella del que s'esperava. No estan relacionats amb la convecció i el seu procés segueix sent desconegut.

Aquest estiu, probablement hagis vist Antares, que tremolava sobre l'horitzó meridional al principi de la nit. L' estrella, una de les més brillants del cel en aquesta època de l'any, té un color vermell-taronja que li ha valgut ser batejat en l'antiguitat, el "rival de Mart", on el seu nom es va fer amb anti i Ares, el nom grec de Mart.

Vegeu també: Quina és l'estrella més gran de l'univers?

Brilla en la constel·lació Escorpió, no gaire lluny (per a nosaltres) del centre de la Via Làctia. Però no per molt de temps. De fet, la supergegant vermella, unes 700 vegades més gran que el nostre Sol, s'està quedant sense vapor. Actualment és més gran que una altra famosa supergegant vermella, Betelgeuse, a Orion i 12 vegades més massiva. Durant la seva vida relativament curta, l'estrella hauria perdut l'equivalent a tres masses solars. Com més creix, menor serà la densitat de la seva superfície i més es refreda. En poc temps, a escala astronòmica, es convertirà en una supernova (pel col·lapse del nucli de l'estrella). Sens dubte, un dels propers espectacles que la humanitat podrà veure. 

Gràcies al VLTI, els astrònoms han realitzat aquesta magnífica imatge de la
supergegant vermella Antares. Aquesta és la imatge més detallada
d'una estrella que no sigui el Sol. Observeu els punts brillants. © ESO, K. Ohnaka

S'han detectat estranys moviments de gas a Antares

Per prendre el pols d'Antares i aprendre més sobre la seva condició i, en general, la disminució d'aquests monstres estel·lars, un equip d'astrònoms va poder aprofitar el potent interferòmetre del VLT (Very Large Telescope). Aquest instrument combina la llum dels telescopis gegants de l'Observatori del Monte Paranal a Xile, per crear un mirall virtual gegant d'uns 200 metres de diàmetre. Gràcies a ell, els astrònoms van poder fer una imatge i fins i tot mapejar en dues dimensions els moviments a la superfície d'Antares.

Com explica Keiichi Ohnaka, autor principal de l'estudi publicat a Nature (i publicat per l' ESO), "no s'ha entès el procés responsable de la ràpida pèrdua de la massa de les estrelles al final de la vida com Antares, durant més de mig segle". També, per intentar aclarir-ho, qui millor que el VLTI per fer-ho? "El VLTI és l'únic instrument que ens ha permès mesurar directament els moviments de gas dins de l'ambient estès d'Antares".  

Animació d'Antares; l'estrella més brillant de Escorpió i 700 vegades més gran
que el nostre Sol, i la turbulència de la seva superfície. © ESO, M. Kornmesser

Així, gràcies al VLTI i també a l'instrument Amber (Astronomical Multi-BEam combineR), l'equip va poder crear el primer mapa de les "bombolles" del gas a l'atmosfera d'una estrella que no sigui el Sol, i adquirir diferents imatges de la seva superfície "sobre una petita porció de l'espectre infraroig" , diu un comunicat de l'ESO. Aquestes dades proporcionen informació sobre la velocitat dels gasos mòbils, "un pas clau per resoldre aquest problema".

Els investigadors van descobrir l'existència de plomalls de gas de baixa densitat a distàncies més grans del que s'esperava des del centre de la supergegant vermella. Van ser capaços de determinar que aquestes turbulències no estan relacionades amb la convecció dins de l'estrella gegant. Així, de moment, el seu mecanisme continua sent un enigma. Per descomptat, per a Keiichi Ohnaka, "el següent repte és identificar la font d'aquests moviments turbulents". No hi ha dubte que les noves observacions ja estan planificades. Satisfet, conclou: "el nostre treball ofereix una nova dimensió a l'astrofísica estel·lar i obre una nova finestra per a l'estudi de les estrelles".  

Ho he vist aquí

26/11/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M3


Descobert en 1764 per Charles Messier.

M3 (NGC 5272) és un dels més destacats cúmuls globulars, contenint aproximadament mig milió d'estrelles. A una distància d'uns 33.900 anys llum, està més lluny que el centre de la nostra Galàxia, la Via Làctia, però tot i així brilla a una magnitud de 6,2, mentre que la seva magnitud absoluta és de -8,93, corresponent a una lluminositat d'unes 300.000 vegades la del nostre sol. M3 és per tant visible a simple vista sota molt bones condicions, i un objecte superb amb una senzilla ajuda òptica. El seu diàmetre aparent de 18,0 minuts d'arc correspon a una extensió lineal d'uns 180 anys llum; Kenneth Glyn Jones esmenta una estimació de fins i tot 20 minuts d'arc a partir de plaques fotogràfiques de gran profunditat, corresponent a un diàmetre lineal d'uns 200 anys llum. Apareix una mica més petit en instruments d'aficionat, potser sobre 10 minuts d'arc. Però la seva ràdio mareal, passat el qual les estrelles que el componen es separarien per la força gravitatòria de marea de la Via Làctia, és encara més gran: al voltant de 38,19 minuts d'arc. Així, aquest cúmul domina gravitacionalment un volum esfèric de 760 anys llum de diàmetre.

A l'altre extrem, M3 té un nucli comprimit i dens que mesura 1,1' de diàmetre, o linealment, 11 anys llum, relativament gran per ser globular. El seu radi de massa mitjana és de 1,12', o uns 11,2 anys llum, de manera que la meitat de la massa d'aquest cúmul està continguda en un volum de només 22 anys llum de diàmetre.

Les estrelles més brillants del cúmul són de Mag. 12,7, mentre que les gegants de l'anomenada Branca Horitzontal són de Mag. 15,7, i les 25 estrelles més brillants tenen una brillantor mitjana de Mag. 14,23. L'edat del cúmul globular M3 ha estat estimada a partir del seu diagrama de color-magnitud en diverses ocasions; històricament, els valors més antics han estat assignats a 5.000 milions d'anys (Baade), 11,4 milers de milions d'anys (Woolf), 20 mil milions (Arp) i 26 mil milions (Sandage). Sandage (1954) va comptar 44.500 estrelles més brillants que de Mag. 22,5 en un radi de 8 min. d'arc. La massa total ha estat estimada en 245 000 masses solars (Sandage i Jonson). Helen Sawyer Hogg ha donat a M3 un tipus espectral global F2, i un índex de color de -0,05, força blau per a un globular, mentre que l'Sky Catalogue 2000 li dóna un tipus espectral F7, i WE Harris ho inclou com F6. El seu índex de color va ser determinat com BV=0,69. Aquest eixam estel·lar se'ns està aproximant a 147,6 km/seg.

El cúmul globular M3 és extremadament ric en estrelles variables: D'acord amb B. Madore (Cúmuls Globulars Hanes/Madore, 1978) han estat trobades 212 variables, 186 períodes han estat determinats, més que en qualsevol altre cúmul globular en la nostra Via Làctia (i per tant el major mai observat); es van descobrir almenys 170 variables RR Lyrae (de vegades cridades variables de cúmul). Aquestes estrelles han servit com a 'candeles estàndard' per determinar la distància del cúmul. La primera estrella variable va ser descoberta per EC Pickering en 1889, les següents 87 van ser trobades per SI Bailey en 1895.

M3 conté un nombre relativament gran de les anomenades Endarrerides Blaves (Blue Stragglers), estrelles de seqüència principal blava que semblen ser bastant joves, molt més joves del que la resta de la població del cúmul suggeriria. Aquestes van ser descobertes primer per Alan Sandage (1953) en plaques fotogràfiques preses amb el telescopi Hale de 200 polzades a Monte Palomar. Un misteri durant molt de temps, es pensa ara que aquestes estrelles han patit canvis dramàtics en les interaccions estel·lars, perdent les seves capes externes més fredes en trobades properes, que ocorren ocasionalment quan les estrelles travessen les denses regions centrals dels cúmuls globulars.


Aquest cúmul va ser el primer descobriment 'original' de Charles Messier quan el va registrar el 3 de maig de 1764. En aquesta època, era l'objecte nº 73 del cel profund mai observat per l'ull humà (i amb aparells), encara que per aquella època, era només l'objecte nebulós nº 56 conegut, ja que 17 objectes havien estat oblidats de nou, d'acord a les fonts i coneixement actual d'aquest autor (veure la Taula de Descobriments d'objectes del Cel Profund). Aparentment també va ser aquest el descobriment que amb el temps va motivar a Charles Messier a començar una recerca sistemàtica d'aquests objectes semblants a cometes, i no només catalogar troballes casuals com en els casos previs de M1 i M2, com es demostra pel fet que en 1764, va trobar i va mesurar tots els objectes de M3 a M40.

Quan l'últim objecte del catàleg, M107, un cúmul globular en Ophiuchus, va ser descobert per l'amic de Messier Pierre Méchain en 1782, 18 anys més tard, un total d'almenys 140 objectes eren coneguts, més del doble del nombre, i 110 d'ells descrits per Messier (que va descobrir 42 o 43) i Méchain (27 o 28) el dubte en el compte és resultat de les dubtoses circumstàncies concernents al descobriment de M102.

M3 va ser definida com a estrella i reconeguda com a cúmul per primera vegada per William Herschel al voltant de 1784.

Per trobar M3, n'hi ha prou en perllongar la línia des de Gamma Comae Berenices, a prop del Cúmul Comae Berenices fins Beta Comae uns 2/3 i mirar lleugerament al nord per tenir a M3 al camp de baixa potència: està a uns 6 graus al nor-noreste de Beta Comae.

Mentre que M3 és visible a simple vista només sota molt bones condicions i roman just sobre el límit de visibilitat sota condicions més normals, es pot veure fàcilment amb un petit instrument. En binoculars, apareix com una taca vaporosa, boirosa. Un 10 centímetres mostra el seu brillant nucli compacte dins d'una resplendor rodona clapejada, granulós, que es dissol lenta i uniformement cap a les vores exteriors; No defineix el cúmul, sinó que mostra només algunes de les estrelles més brillants sota bones condicions. Un 15 centímetres resol sobre els dos terços de les exteriors en estrelles febles sobre una resplendor de fons format pels membres més febles no resolts del cúmul. Un 20 centímetres mostra estrelles al llarg del cúmul menys molt a prop del nucli, que es defineix en estrelles amb telescopis més grans (sobre 30 centímetres).

Veure l'article original fent un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes




22/11/2017

Quina és l'estrella més gran de l'univers?

La mida d'algunes estrelles de l'univers és impressionant en comparació amb la mida modesta del Sol. La massa d'altres estrelles també és sorprenent (una gran estrella no és necessàriament molt massiva i viceversa). Aquests són els casos més notables coneguts pels astrònoms.

Hi ha tantes estrelles a l' univers que és impossible conèixer-les totes. A més, ni tan sols sabem exactament quantes n'hi ha a la nostra galàxia. Per als astrònoms, es tracta més d'avaluar la seva massa prenent com a referència la del Sol: 1.98892 x 10^30 kg, és a dir, 333.000 vegades la de la Terra o 1.048 vegades la de Júpiter. Per exemple, la Via Làctia té una massa estimada d'unes 240 mil milions de vegades la del Sol.

De tipus nana groga, el Sol és una estrella amb dimensions relativament modestes. El seu diàmetre és de 1.392 milions de quilòmetres, que és 109 vegades el de la Terra. Aproximadament 1,3 milions de planetes semblants als nostres per omplir completament. Finalment, tingueu en compte que la nostra estrella només representa el 99,86% de la massa total del Sistema Solar.

Pel que fa a les estrelles, n'hi ha dos tipus de gegants: gegants i massives. 

Comparació de la mida del Sol amb la d'UY Scuti, la estrella més famosa.
© Philip Park, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

 VY Canis Majoris o UY Scuti: quina és l'estrella més gran?

No fa molt de temps, va ser VY Canis Majoris qui va mantenir el rècord. La mida d'aquesta estrella, situada a la nostra galàxia, a uns 5.000 anys llum de distància de la Terra, cap a la constel·lació del Canis Majoris, ha estat revisada a la baixa: entre 1.420 i 1.540 vegades la del Sol, tot plegat gairebé 2 mil milions de km de diàmetre, 13 vegades la distància entre la Terra i el Sol.

VY Canis Majoris va ser destronada per una altra supergegant vermella: UY Scuti (9.500 anys llum de distància de la constel·lació de l'escut de Sobieski); 1.700 vegades més gran que el Sol, podria estendre's a Saturn si la col·loquem al centre del Sistema Solar! 

Mu Cephei o Erakis, "L'estel granat"

Aproximadament 1.200 vegades més gran que el Sol, Mu Cephei o Erakis -sobrenomenada "L'estel granat" per William Herschel- és famosa per ser visible en aquest color i sense instruments, dins de la constel·lació de Cepheus, al voltant d'uns 5.200 anys-llum de distància.

En qualsevol cas, la seva mida desproporcionada és sinònim de disminució. El seu color certifica la seva superfície en refredament. 

Aquest vídeo mostra cossos celestes des dels més petits (planetes) fins als més grans (diferents estrelles conegudes). Quan es va fer aquesta animació, VY Canis Majoris i UY Scuti encara no s'havien observat. © cycomedia.net, YouTube

Eta Carinae i les estrelles del grup R136, estrelles molt massives

Encara que més petites, les estrelles massives impressionen amb el seu ardor i vigor. Un dels casos extrems més famosos de la nostra galàxia és Eta Carinae, a 7.500 anys llum de la Terra; 120 vegades més massiva que el Sol per 250 vegades la seva grandària, aquesta estrella és un milió de vegades més brillant que la nostra estrella. Probablement era encara més massiva en la seva joventut, però a mesura que envelleix, segueix perdent pes: unes 500 masses de terra per any. No està lluny d'explotar ara, el que promet un espectacle celestial extraordinari en un futur relativament proper.

Fins i tot més colossals són els del cúmul R136, a la nebulosa de Tarántula de la galàxia nana del Gran Núvol de Magallanes, a uns 170.000 anys llum de la Terra. Nou d'aquestes joves estrelles tenen una massa 100 vegades més gran que les del Sol. Juntes, són 30 milions de vegades més brillants que aquest últim! Amb 250 vegades la massa del Sol, R136a1 és, amb diferència, l'estrella més massiva coneguda. Actualment, brilla fins a 10 milions de sols! Els astrònoms es pregunten sobre els processos que podrien haver generat aquest gegantisme, perquè els límits teòrics són 150 masses solars.  

Article original, clic aquí

21/11/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M2

Descobert per Jean-Dominique Maraldi en 1746.

M2 té un diàmetre d'uns 175 anys llum, conté unes 150 000 estrelles i és un dels més rics i compactes cúmuls globulars, com indica la seva classificació en la classe de densitat II. Aquest cúmul és de notable el·lipticitat (el·lipticitat 9, o forma E1), com es pot veure en la nostra fotografia; està estesa en un angle de posició de 135 graus. A uns 37.500 anys llum (d'acord amb la base de dades de WE Harris ), se situa força més enllà del Centre Galàctic. Visualment és d'una magnitud aparent de 6,5 i d'uns 6 a 8 minuts d'arc de diàmetre, amb una brillant regió central comprimida d'uns 5'. A les fotografies estàndards es pot estendre fins als 12,9 minuts d'arc, i les fotografies detallades revelen que s'estén fins a un diàmetre de 16,0 minuts d'arc.

Com la majoria dels cúmuls globulars, la part central de M2 està bastant comprimida. El dens nucli central de M2 és de només 0,34 minuts d'arc o uns 20 segons d'arc de diàmetre, corresponent a un diàmetre de 3,7 anys llum. La seva Ràdio de massa mitjana és de 0,93 minuts d'arc (56 segons d'arc, o 10 anys llum linealment). A l'altre extrem, el seu radi mareal és gran: 21,45 minuts d'arc, corresponent a un radi de 233 anys llum més enllà del qual les estrelles escaparien a causa de les forces de marea gravitatòries de la Via Làctia.

Les estrelles més brillants de M2 són gegants vermelles i grogues de magnitud 13,1, mentre que les estrelles de la seva branca horitzontal tenen una brillantor aparent de 16,1. El tipus espectral global del cúmul ha estat assignat a F0, el seu índex de color a -0,06; valors moderns assignen un tipus espectral F4, i BV = 0,66.

Del seu diagrama de color-magnitud, Halton Arp (1962) ha deduït l'edat de M2 en uns 13.000 milions d'anys i aproximadament la mateixa que els cúmuls globulars M3 i M5.


De les seves 21 variables conegudes, les dues primeres han estat descobertes per Bailey en 1895 (Pickering and Bailley 1895), i un total de 8 fins a 1897. La majoria d'elles són també anomenades 'variables de cúmul' del tipus de RR Lyrae, amb períodes curts de menys d'un dia. Tres d'elles, però, són Cefeides 'clàssiques' del tipus II (estrelles W Virginis) amb períodes de 15,57, 17,55 i 19,30 dies respectivament, i una brillantor visual aparent de magnitud aproximada 13. Aquestes estrelles han estat estudiades per HC Arp (1955) i G. Wallerstein (1970). Una variable és un estel RV Tauri la magnitud aparent varia entre 12,5 i 14,0 amb un període de 69,09 dies; aquest estel té alternances mínimes entre profunda i succinta, i va ser descoberta en 1897 per l'aficionat francès A. Chèvremont. Se situa en la vora occidental del cúmul, lleugerament cap al nord.

M2 havia estat descoberta per Maraldi l'11 de setembre de 1746; Charles Messier independentment la va redescobrir i va catalogar exactament 14 anys després, l'11 de setembre de 1760 com una 'nebulosa sense estrelles'. William Herschel va ser el primer que va definir les seves estrelles.

M2 es troba fàcilment des Alfa i Beta Aquarii, així com Epsilon Pegasi. Està 5 graus al nord de Beta Aquarii, en la mateixa declinació que Alfa Aquarii.

Amb la seva magnitud visual de 6,5, M2 és un objecte difícil per a l'observació a simple vista (no visible sota condicions 'mitges'), però és un objectiu fàcil per a instruments òptics lleugers com binocles o ulleres d'òpera, en particular per que està situat en un camp poc estrellat. Un telescopi de 4 polzades lliure d'obstrucció (refractor o Schiefspiegler*) no resol aquest cúmul, sinó que mostra només algunes de les seves estrelles més brillants disseminades sobre la imatge nebulosa de fons causada per les estrelles no definides. Observant amb el seu refractor de 10 centímetres, John Malles detecta un corbat solc fosc que travessa la cantonada nord-occidental del cúmul, que també es pot veure a les fotografies. Amb un 20 centímetres, aquest cúmul globular es defineix parcialment en estrelles, fins i tot al centre amb bones condicions de visibilitat. Es necessiten telescopis més grans, de 25 centímetres i més, per definir completament aquest cúmul. Un solc fosc peculiar creua la vora nord-occidental del cúmul, una idea del qual s'aprecia en la nostra imatge; telescopis més grans (de 40 centímetres endavant) mostren unes altres diverses estructures o regions més fosques, menys prominents.

*Schiefspiegler: telescopi Kutter de mirall oblic.

20/11/2017

Catàleg Charles Messier. Objecte M1


Descoberta el 1731 per l'astrònom britànic amateur John Bevis.

La Nebulosa del Cranc és la més visible i famosa resta de supernova coneguda, un núvol de gas creat per l'explosió d'una estrella com supernova.

La supernova va ser registrada el 4 de Juliol de 1054 DC per astrònoms xinesos, i era quatre vegades més brillant que Venus, o aproximadament d'una magnitud -6. D'acord amb els registres, va ser visible a la llum del dia durant 23 dies, i 653 dies a simple vista al cel nocturn. També va ser probablement registrat pels artistes indis Anasazi (avui dia a Arizona i Nou Mèxic), com indiquen els descobriments en el Canó Navaho i en White Mesa (tots dos a Arizona) així com al Parc Nacional del Cañón Chaco (Nou Mèxic). A més d'això, Ralph R. Robbins de la Universitat de Texas ha trobat art dels indis Mimbres a Nou Mèxic, possiblement descrivint una supernova.

La supernova de 1054 també va tenir assignada la designació d'estrella variable CM Tauri. Aquesta és una de les poques supernoves observades al llarg de la història en la nostra Galàxia de la Via Làctia.

Les restes de la nebulosa van ser descobertes per John Bevis en 1731, qui ho va afegir al seu atles del cel, Uranographia Britannica. Charles Messier la va trobar de forma independent el 28 d'Agost de 1758, quan estava buscant el cometa Halley en el seu primer retorn pronosticat, i en principi va pensar que era el cometa. Per descomptat, aviat va reconèixer que no tenia el moviment propi aparent, i el va catalogar el 12 de setembre de 1758. Va ser el descobriment d'aquest objecte el que va portar a Charles Messier a començar la compilació d'aquest catàleg. També va ser el descobriment d'aquest objecte, el qual tenia una gran semblança amb un estel (1758 De la Nux, C/1758 K1) en el seu petit telescopi refractor, el que li va portar la idea de buscar estels amb telescopis. Messier va reconèixer el descobriment original de Bevis quan va tenir coneixement del mateix en una carta del 10 de Juny de 1771.

Tot i que el catàleg de Messier va ser abans de res compilat per prevenir confusions d'aquests objectes amb cometes, M1 va ser de nou confós amb el cometa Halley amb l'ocasió del segon retorn pronosticat el 1835.

Aquesta nebulosa va ser batejada com "Nebulosa del Cranc" com a motiu d'un dibuix realitzat per Lord Rosse en 1844. Dels primers observadors Messier, Bode i William Herschel van comentar de manera correcta que aquesta nebulosa no era possible resoldre-la en estrelles, però William Herschel va pensar que era un sistema estel·lar el qual podria resoldre amb telescopis grans. John Herschel i Lord Rosse, erròniament, van pensar que era 'difícilment resoluble' en estrelles. Ells i altres, incloent a Lassell en la dècada de 1850, pel que sembla van confondre estructures filamentoses com a indicació de resolubilitat.


Les primeres observacions espectroscòpiques, de Winlock per exemple, van revelar la naturalesa gasosa d'aquest objecte a la fi del segle XIX. La primera fotografia es va obtenir en 1892 amb un telescopi de 50 centímetres. Les primeres investigacions serioses del seu espectre es van dur a terme el 1913-1915 per Vesto Slipher; que va trobar que les línies d'emissió espectral tenien divisions; més tard es va reconèixer que la veritable raó per això era el desplaçament Doppler, a causa que parts de la nebulosa s'estaven acostant a nosaltres (les línies estaven desplaçades al blau) i altres allunyant-se (línies desplaçades al vermell). Heber D. Curtis, a la seva descripció d'aquest objecte basada en les fotografies de l'Observatori Lick, la va classificar de manera dubtosa com una nebulosa planetària (Curtis 1918), una visió que només va ser refutada en 1933; aquesta classificació incorrecta encara pot trobar-se en molts manuals moderns.

En 1921, CO Lampland de l'Observatori Lowell comparant les excel·lents fotografies de la nebulosa obtingudes amb el reflector de 105 centímetres, va trobar moviments i canvis notables, també en brillantor, de components individuals de la nebulosa, incloent canvis dramàtics en algunes petites regions prop del parell central d'estrelles (Lampland 1921). El mateix any, JC Duncan de l'Observatori de la Muntanya Wilson va comparar plaques fotogràfiques preses amb una diferència de 11,5 anys, i va trobar que la Nebulosa del Cranc s'expandia a una mitjana de 0,2 segons per any; el rastreig d'aquest moviment va mostrar que l'expansió va haver de començar fa 900 anys (Duncan 1921). També el mateix any, Knut Lundmark va contrastar la proximitat de la nebulosa amb la supernova de 1054 (Lundmark 1921).

El 1942, basant-se en investigacions realitzades amb el telescopi Hooker de 250 centímetres de la Muntanya Wilson, Walter Baade va calcular una xifra més exacta de 760 anys des de l'expansió, la qual cosa ens dóna una data al voltant de 1180 (Baade 1942); més tard les investigacions van millorar aquest valor a aproximadament 1140. L'esdeveniment de la supernova de 1054 mostra que l'expansió ha hagut de ser accelerada.



La nebulosa consta del material ejectat per l'explosió de la supernova, el qual ha estat dispersat en un volum aproximat de 10 anys llum de diàmetre, i encara continua expandint-se a la considerable velocitat de 1800 km/sec. La llum que emet va ser analitzada 2 vegades mitjançant principals contribucions, la primera per Roscoe Frank Sanford el 1919 basada en investigacions espectroscòpiques (Sanford 1919), confirmades fotogràficament per Walter Baade i Rudolph Minkowski en 1930: Primer, un component vermellós que formava una caòtica xarxa de brillants filaments, el qual tenia un espectre de línies d'emissió (incloent-hi les línies d'hidrogen) similars a les nebuloses de gas difús (o planetàries). el segon és un fons difús blavós el qual té un espectre continu i consisteix en radiació sincrotrónica de alta polarització, que és emès per electrons d'alta energia (moviment ràpid) en un potent camp magnètic, la primera explicació per això la va proposar l'astrònom soviètic J. Shklovsky (1953) i recolzat per les observacions de Jan H. Oort and T. Walraven (1956). La radiació sincrotrónica també està present en altres processos "explosius" en el cosmos, per exemple al nucli actiu de la galàxia irregular M 82 i en el peculiar raig de la galàxia el·líptica gegant M87. Aquestes impactants propietats de la Nebulosa del Cranc a la llum visible són igualment evidents en les imatges post-processades per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià, i la imatge de Paul Scowen obtinguda en el Mont Palomar.

El 1948, es va identificar la Nebulosa del Cranc com una poderosa font de radiació, nomenada i llistada com Taurus A i més tard com 3C 144. Els raigs X d'aquest objecte van ser detectats a l'abril de 1963 amb un coet de gran altitud de tipus Aerobee amb un detector de raigs X desenvolupat pel Laboratori d'Investigació Naval; la font de raigs X es va nomenar Taurus X-1. Les mesures durant l'ocultació lunar de la Nebulosa del Cranc el 5 de Juliol de 1964, i les repeticions en 1974 i 1975, van demostrar que els raigs X provenien d'una regió d'almenys 2 minuts d'arc de grandària, i que l'energia emesa en raigs X per la Nebulosa del Cranc era 100 vegades més gran que l'emesa en la llum visible. No obstant això, fins i tot la lluminositat de la nebulosa en la llum visible és enorme: a una distància de 6 300 anys llum (distància bastant ben determinada per Virginia Trimble al 1973), la seva brillantor aparent correspon a una magnitud absoluta de -3,2, o més de 1 000 vegades la lluminositat solar. Aquesta lluminositat global en tots els rangs de l'espectre va ser estimada en 100.000 lluminositats solars o 5*10^38 erg/s!.

El 9 de novembre de 1968, es va descobrir una font de ràdio polsant, el Púlsar del Cranc (també catalogat com NP0532, 'NP' per NRAO Pulsar, o PSR 0531+21), en M 1 pels astrònoms de l'Observatori d'Arecibo amb el radi telescopi de 300 metres de Puerto Rico. Aquesta estrella és la dreta (sud-oest) del parell visible a prop del centre de la nebulosa en la nostra imatge. Aquest púlsar va ser el primer a ser verificat en la part òptica de l'espectre, quan WJ Cocke, MJ Disney i DJ Taylor de l'Observatori Steward, a Tucson, Arizona, van trobar centelleigs amb el mateix període de 33,085 mil·lisegons del púlsar de ràdio gràcies al telescopi de 90 centímetres del Pic Kitt; aquest descobriment es va realitzar el 15 de Gener de 1969 a les 9:30 pm hora local (16 de gener de 1969, 03:30 UT, d'acord amb Simon Mitton). A aquest púlsar òptic a vegades se l'anomena per la designació d'estrella variable de la supernova, CM Tauri.

S'ha establert que aquest púlsar és un estel de neutrons de rotació ràpida: rota a una velocitat de prop de 30 vegades per segon!. Aquest període ha estat molt ben investigat pel fet que l'estrella de neutrons emet polsos en virtualment totes les parts de l'espectre electromagnètic, des d'un 'punt calent' en la seva superfície. L'estrella de neutrons és un objecte extremadament dens, més dens que el nucli d'un àtom, concentrant més de la massa solar en un volum de 30 quilòmetres. La seva rotació està desaccelerant lentament a causa de la interacció magnètica amb la nebulosa; aquesta és ara una principal font d'energia que fa que la nebulosa brilli; com hem dit prèviament, aquesta font d'energia és 100.000 més energètica que el Sol.

A la llum visible, el púlsar té una magnitud aparent de 16. Això vol dir que aquesta diminuta estrella està aproximadament en una magnitud absoluta de +4,5, ¡el que és la mateixa lluminositat que el nostre Sol a la part visible de l'espectre!


Jeff Hester i Paul Scowen han usat el Telescopi Espacial Hubble (HST) per investigar la Nebulosa del Cranc M1. Les seves constants investigacions amb l'HST han proveït d'una nova visió de la dinàmica i canvis de la Nebulosa i Púlsar del Cranc. Més recentment s'ha investigat el cor del Cranc pels astrònoms de l'HST.

Aquest objecte ha atret tant interès que als astrònoms se'ls pot dividir en dos grups de la mateixa mida aproximada: Els que treballen a la Nebulosa el Cranc i els que no. Es va celebrar un "Simposi de la Nebulosa del Cranc" a Flagstaff, Arizona al juny de 1969. El simposi IAU No.46, va tenir lloc a Jodrell Bank (Anglaterra) a l'agost de 1970 va estar exclusivament dedicat a aquest objecte. Simon Mitton va escriure un gran llibre en 1978 sobre la Nebulosa del Cranc M1, el qual encara és més interessant i informatiu (és també font d'alguna de la informació inclosa aquí).

La Nebulosa del Cranc pot trobar-se amb força facilitat a partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), el 'Banya Sud' del Toro, un estel de tercera magnitud la qual pot trobar-se fàcilment a l'Est-Nord-est de Aldebarán (Alfa Tauri). M1 es troba més o menys a 1 grau Nord i 1 grau Oest de Zeta, lleugerament al sud i aproximadament mig grau a l'Oest de l'estrella de magnitud 6, Struve 742.

La nebulosa es pot veure bé sota un cel fosc i seré, però pot ser igualment fàcil perdre-la amb el fons de la il·luminació en condicions menys favorables. M1 és visible com una taca tènue amb uns binocles 7x50 o 10x50. Amb una mica més d'augment, es pot veure com una taca nebulosa ovalada, envoltada per un halo. En telescopis a partir de 10 centímetres d'obertura, comencen a aparèixer alguns detalls de la seva forma, amb alguns indicis d'estructures de punts o ratlles a la zona central de la nebulosa; John Malles informa que sota condicions excel·lents, un observador expert pot veure a través de la porció interior de la nebulosa. Els aficionats poden comprovar la impressió que va tenir Messier que M1 efectivament sembla un feble comenta sense cua en petits instruments. Només sota excel·lents condicions i amb majors telescopis, a partir de 40 centímetres d'obertura, comencen a fer-se visibles els filaments i estructures fines.

Com la Nebulosa del Cranc se situa només a 1 grau i mig de l'eclíptica, hi ha freqüents conjuncions i ocasionals trànsits de planetes, així com ocultacions per part de la Lluna (algunes de les mateixes esmentades més amunt).

M1 se situa en un bonic camp de la Via Làctia. L'estrella Zeta Tauri és tan extraordinària com l'estrella de tipus variable Gamma Cassiopeiae, un estel giratòria força ràpida amb un espectre del tipus B4 III pe la qual ha ejectat una coberta de gas expansiu, i té una feble estrella companya espectroscòpica en una òrbita de aproximadament 133 dies de període. Precedint a M1 dos minuts (o mig grau) RA es troba Struve 742 o ADS 4200, una altra estrella binària amb components A (mag 7,2, espectre F8, de color groc) i B (mag 7,8, blanca ) separades per més o menys 3,6' en la posició d'angle 272 graus, i orbitant cadascuna a l'altra cada 3.000 anys.

Catàleg Charles Messier

Benvinguts a la nova secció que dedicarem al catàleg Messier. La intenció és anar pujant totes les descripcions del diferents objectes catalogats per Charles Messier, abans que desaparegui de la xarxa una de les millors i més completes versions en llengua no anglesa, concretament en castellà gràcies a Astroseti. Traduirem al català les descripcions dels 110 objectes Messier, i oferirem la possibilitat de trobar una excel·lent versió també en la nostra llengua. Totes les descripcions dels objectes estan extretes del catàleg Messier del SEDS.


El catàleg Messier reuneix els objectes més vistosos del nostre firmament, i encara que potser no hi són tots els que són, sens dubte ho són tots els que hi estan, pel que tradicionalment ha resultat molt útil per als aficionats que volien descobrir les meravelles que amaguen els nostres cels.


- Objecte Messier M1. Restes de Supernova M1 (NGC1952)
- Objecte Messier M2. Cúmul globular M2 (NGC 7089)
- Objecte Messier M3. Cúmul globular M3 (NGC 5272)
- Objecte Messier M4. Cúmul globular M4 (NGC 6121)
- Objecte Messier M5. Cúmul globular M5 (NGC 5904)
- Objecte Messier M6. Cúmul obert M6 (NGC 6405)
- Objecte Messier M7. Cúmul obert M7 (NGC 6475)
- Objecte Messier M8. Nebulosa difusa M8 (NGC 6523)
- Objecte Messier M9. Cúmul globular M9 (NGC 6333)
- Objecte Messier M10. Cúmul globular M10 (NGC 6254)
- Objecte Messier M11. Cúmul obert M11 (NGC 6705)
- Objecte Messier M12. Cúmul globular M12 (NGC 6218)
- Objecte Messier M13. Cúmul globular M13 (NGC 6205)
- Objecte Messier M14. Cúmul globular M14 (NGC 6402)
- Objecte Messier M15. Cúmul globular M15 (NGC 7078)
- Objecte Messier M16. Cúmul obert M16 (NGC 6611)
- Objecte Messier M17. Nebulosa difusa M17 (NGC 6618)
- Objecte Messier M18. Cúmul obert M18 (NGC 6613)
- Objecte Messier M19. Cúmul globular M19 (NGC  6273)
- Objecte Messier M20. Nebulosa difusa M20 (NGC 6514)
- Objecte Messier M21. Cúmul obert M21 (NGC 6531)
- Objecte Messier M22. Cúmul globular M22 (NGC 6656)
- Objecte Messier M23. Cúmul obert M23 (NGC  6494)
- Objecte Messier M24. Cúmul estel·lar M24 (NGC 6603)
- Objecte Messier M25. Cúmul obert M25 (IC 4725)
- Objecte Messier M26. Cúmul obert M26 (NGC 6694)
- Objecte Messier M27. Nebulosa planetària M27 (NGC 6853)
- Objecte Messier M28. Cúmul globular M28 (NGC 6626)
- Objecte Messier M29. Cúmul obert M29 (NGC 6913)
- Objecte Messier M30. Cúmul globular M30 (NGC 7099)
- Objecte Messier M31. Galàxia espiral M31 (NGC 224)
- Objecte Messier M32. Galàxia el·líptica M32 (NGC 221)
- Objecte Messier M33. Galàxia espiral M33 (NGC 598)
- Objecte Messier M34. Cúmul obert M34 (NGC 6913) 
- Objecte Messier M35. Cúmul obert M35 (NGC 2168)
- Objecte Messier M36. Cúmul obert M36 (NGC 1960)
- Objecte Messier M37. Cúmul obert M37 (NGC 2009)
- Objecte Messier M38. Cúmul obert M38 (NGC 1912)
- Objecte Messier M39. Cúmul obert M39 (NGC 7092)
- Objecte Messier M40. Estrella doble M40 (WNC 4)
- Objecte Messier M41. Cúmul obert M41 (NGC 2287)
- Objecte Messier M42. Nebulosa difusa M42 (NGC 1976)
- Objecte Messier M43. Nebulosa difusa M43 (NGC 1982)
- Objecte Messier M44. Cúmul obert M44 (NGC 1632)
- Objecte Messier M45. Cúmul obert M45 (Les Plèiades)
- Objecte Messier M46. Cúmul obert M46 (NGC 2437)
- Objecte Messier M47. Cúmul obert M47 (NGC 2422)
- Objecte Messier M48. Cúmul obert M48 (NGC 2548)
- Objecte Messier M49. Galàxia el·líptica M49 (NGC 4472)
- Objecte Messier M50. Cúmul obert M50 (NGC 2323)
- Objecte Messier M51. Galàxia espiral M51 (NGC 5194)
- Objecte Messier M51B. Galàxia irregular M51B (NGC 5195)
- Objecte Messier M52. Cúmul obert M52 (NGC 7654)
- Objecte Messier M53. Cúmul globular M53 (NGC 5024)
- Objecte Messier M54. Cúmul globular M54 (NGC 6715)
- Objecte Messier M55. Cúmul globular M55 (NGC 6809)
- Objecte Messier M56. Cúmul globular M56 (NGC 6779)
- Objecte Messier M57. Nebulosa planetària M57 (NGC 6720)
- Objecte Messier M58. Galàxia espiral M58 (NGC 4579)
- Objecte Messier M59. Galàxia el·líptica M59 (NGC 4621)
- Objecte Messier M60. Galàxia el·líptica M60 (NGC 4649)
- Objecte Messier M61. Galàxia espiral M61 (NGC 4303)
- Objecte Messier M62. Cúmul globular M62 (NGC 6266)
- Objecte Messier M63. Galàxia espiral M63 (NGC 5055)
- Objecte Messier M64. Galàxia espiral M64 (NGC 4826)
- Objecte Messier M65. Galàxia espiral M65 (NGC 3623)
- Objecte Messier M66. Galàxia espiral M66 (NGC 3627)
- Objecte Messier M67. Cúmul obert M67 (NGC 2682)
- Objecte Messier M68. Cúmul globular M68 (NGC 4590)
- Objecte Messier M69. Cúmul globular M69 (NGC 6637)
- Objecte Messier M70. Cúmul globular M70 (NGC 6681)
- Objecte Messier M71. Cúmul globular M71 (NGC 6838)
- Objecte Messier M72. Cúmul globular M72 (NGC 6981)
- Objecte Messier M73. Asterisme de 4 estels M73 (NGC 6994)
- Objecte Messier M74. Galàxia espiral M74 (NGC 628)
- Objecte Messier M75. Cúmul globular M75 (NGC 6864)
- Objecte Messier M76. Nebulosa planetària M76 (NGC 650/651)
- Objecte Messier M77. Galàxia espiral M77 (NGC 1068)
- Objecte Messier M78. Nebulosa difusa M78 (NGC 2068)
- Objecte Messier M79. Cúmul globular M79 (NGC 1904)
- Objecte Messier M80. Cúmul globular M80 (NGC 6093)
- Objecte Messier M81. Galàxia espiral M81 (NGC 3031)
- Objecte Messier M82. Galàxia irregular M82 (NGC 3034)
- Objecte Messier M83. Galàxia espiral M83 (NGC 5236)
- Objecte Messier M84. Galàxia lenticular M84 (NGC 4374)
- Objecte Messier M85. Galàxia lenticular M85 (NGC 4382)
- Objecte Messier M86. Galàxia lenticular M86 (NGC 4406)
- Objecte Messier M87. Galàxia el·líptica M87 (NGC 4486)
- Objecte Messier M88. Galàxia espiral M88 (NGC 4501)
- Objecte Messier M89. Galàxia el·líptica M89 (NGC 4552)
- Objecte Messier M90. Galàxia espiral M90 (NGC 4569)
- Objecte Messier M91. Galàxia espiral M91 (NGC 4548)
- Objecte Messier M92. Cúmul globular M92 (NGC 6341)
- Objecte Messier M93. Cúmul obert M93 (NGC 2447)
- Objecte Messier M94. Galàxia espiral M94 (NGC 4736)
- Objecte Messier M95. Galàxia espiral M95 (NGC 3351)
- Objecte Messier M96. Galàxia espiral M96 (NGC 3368)
- Objecte Messier M97. Nebulosa planetària M97 (NGC 3587)
- Objecte Messier M98. Galàxia espiral M98 (NGC 4192)
- Objecte Messier M99. Galàxia espiral M99 (NGC 4254)  
- Objecte Messier M100. Galàxia espiral M100 (NGC 4321)
- Objecte Messier M101. Galàxia espiral M101 (NGC 5457)
- Objecte Messier M102. Galàxia el·líptica M102 (NGC 5866)
- Objecte Messier M103. Cúmul obert M103 (NGC 581)
- Objecte Messier M104. Galàxia espiral M104 (NGC 4594)
- Objecte Messier M105. Galàxia el·líptica M105 (NGC 3379)
- Objecte Messier M106. Galàxia espiral M106 (NGC 4258)
- Objecte Messier M107. Cúmul globular M107 (NGC 6171)
- Objecte Messier M108. Galàxia espiral M108 (NGC 3556)
- Objecte Messier M109. Galàxia espiral M109 (NGC 3992)
- Objecte Messier M109B. Galàxia espiral M109B (NGC 3953) 
- Objecte Messier M110. Galàxia el·líptica M110 (NGC 205)
- Catàleg Charles Messier. Els objectes addicionals.


 
 Podeu trobar el catàleg original en anglès fent un clic aquí.