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