zhenqing01的梅西耶天体观测指南(图解).doc

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Zhenqing01的梅西耶天体观测指南Zhenqing01刚买了一个80mm的入门级望远镜，于是就有了这个梅西耶天体观测指南（都是搜集整理的，其实现在还在看行星的阶段）。希望能对大家有一点帮助。M1（蟹状星云）M1（蟹状星云）是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 1952。它位于金牛座，天球坐标为赤经5h34m31.97s，赤纬220052.1，距离6.3千光年，视星等8.4等，视大小6x4角分。由英国业余天文学家john bevis在1731年发现。蟹状星云以其是超新星遗迹而闻名于世，它是一颗恒星在超新星爆炸过程中创造出来的一团气体。M1是个超新星残骸，源于一次发生于公元1054年的超新星（中国古代称：天关客星，SN 1054）爆炸。这颗超新星于1054年6月4日被中国的天文学家观测到，亮度约为金星的四倍，也就是-6等。根据记载，连续23天都可以在白天看到它，在夜空中被肉眼持续观测了653天。亚历桑那州的navaho canyon和white mesa以及新墨西哥州的chaco canyon国家公园的发现表明，这颗超新星也有可能被anasazi印地安人记录下来；另外，德克萨斯大学的ralph r. robbins也发现新墨西哥的mimbres印地安人也可能描述过这颗超新星。1054年的这颗超新星现在按照变星规则命名为金牛座cm。它是少数几个位于我们的银河系内的历史上被观测到的超新星之一。M1的观测指南蟹状星云可以相当容易地通过金牛座zeta星（或者金牛座123星）找到。这颗星是公牛的“南侧尖角”，是颗3等恒星，可以容易地在毕宿五（金牛座alpha星）的东偏东北方向找到。M1就在zeta星偏北1度，偏西1度的地方，就在另一颗六等恒星struve 742的偏南一点，偏西半度的位置。这个星云可以容易地在晴朗黑暗的天空中看到，同样也很容易被非理想条件下的天光背景所掩盖。M1在7x50或10x50的双筒镜中可以刚好被看到，呈现为一个暗斑。更大一点的倍率可以看到它是个卵形星云状光斑，周围被雾气所环绕。在一架至少4英寸口径的望远镜中，一些细节会显现出来，星云的内侧可以看到一些微弱的色斑和条纹结构；john mallas报告说，在最好的条件下，有经验的观测者可以看到它们遍布星云的内侧。爱好者们可以证实梅西耶的印象，M1在小仪器中看起来确实像一颗没有彗尾的暗彗星。只有在最佳条件下，用更大的望远镜，至少16英寸口径以上，纤维状和精细结构才能被看到。M1刚好位于银河中，由于蟹状星云离黄道只有1度半的距离，所以经常会发生与行星会合的现象，偶然会被行星遮掩，也会发生被月亮掩食的现象（前面提到过几次）。M2 球状星团M2是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 7089。它是一个由超过10万颗恒星组成的球状星团，位于宝瓶座，天球坐标为赤经21h33.5m，赤纬-049，距离37.5千光年，视星等6.5等，视大小16.0角分。由在1746年发现。在1746年9月11日首先被jean-dominique maraldi发现，于1760年9月11日梅西耶也发现了它，随后将它列入自己的星体目录编号。M2和其他200个球状星团都是绕着银河系中心运行，且皆为银河系诞生时遗留下来的天体。研究像M2这种球状星团的距离和年龄，可以为宇宙的大小和年龄找出上限。直径M2的直径约175光年，包含大约150,000颗恒星，是包含恒星最多、最紧密的球状星团之一。因此它的密度类形被标为ii型。从照片上可以看出，这个星团呈明显的椭球形（椭率为9，即e1型）；它的长轴方向为方位角135度。它的距离是大约37,500光年（根据w.e.harris的数据库），距银河系中心相当远。目视观测可以发现它的视亮度为6.5等，视直径约6到8角分，有一个明亮的、紧密的、大约5的中心区域。标准的摄影观测可以看出它的直径约12.9角分，长时间暴光的照片上显示出它的视直径可以达到16.0角分。中心部分与大部分球状星团一样，M2的中心部分是相当致密的：球状星团M2的致密核心的视直径只有0.34角分，即20角秒，对应于3.7光年的直径。星团中一半的质量位于半径0.93角分以内（即50角秒，10光年）。另一方向，它的潮汐半径很大：21.45角分，对应于233光年的半径，超过这个距离，球状星团中的成员星就会因为来自银河系的潮汐力而逃离这个星团。最亮恒星M2中最亮的恒星是13.1等的红巨星和黄巨星，而它在赫罗图中的水平分支上恒星的视亮度只有16.1等。星团的整体光谱型被定为f0，色指数为-0.06；现代的数值为光谱型f4，b-v = 0.66。星团年龄从它的颜色-星等图中，halton arp（1962）估计出M2的年龄大约为130亿年，与球状星团M3和M5的年龄大致相同。M2的观测指南M2是在1746年9月11日由maraldi发现的；梅西耶在整整14年后的1760年9月11日独立地重新发现，并且william herschel是第一个将其解析为恒星的人。M2可以很容易地通过宝瓶座的和星，以及飞马座的星找到。它在宝瓶座星北侧5度的地方，与宝瓶座星的纬度相同。由于它的视亮度只有6.5等，M2是一个很难用肉眼观测的天体（“通常”条件下刚好看不见），但是在最小的望远镜，比如双筒望远镜和观剧镜中，它也是一个很容易看见的目标，尤其是它位于一个恒星很少的天区。一架4英寸的无遮挡望远镜（折射镜或者schiefspiegler式反射镜）无法解析这个星团，只能显示出几颗最明亮的成员星，出现在由无法分辨的恒星构成的斑驳的云雾状背景中。john mallas报告说，用他的4英寸折射镜观测，可以看到一条弯曲的暗纹穿过星团的东北角，这也可以在照片上看出来。在8英寸镜中，这个球状星团可以被部分解析为恒星，在良好的观测条件下甚至可以深入到中心。完全分解这个星团需要更大的镜子，至少10英寸以上。一条奇特的暗线穿过星团的东北边缘，在图片中也能看出来；更大的望远镜（16英寸以上）还能显示出另外几个比较不明显的黑暗结构和区域。M3 M3是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 5272。它位于猎犬座，天球坐标为赤经13h42m11.23s，赤纬282231.6，距离33.9千光年，视星等6.2等，视大小18.0角分。在1764年被梅西耶发现，并在1784年左右被威廉赫歇尔确认是由恒星组成的。这是一个巨大且明亮的星团，大约拥有50万颗恒星。这是一个巨大且明亮的星团，大约拥有50万颗恒星，距离地球大约33,900光年，使用一架大小适当的望远镜，可以确实的观测整个星团。星团的大小M3是最显著的球状星团之一，包含的恒星估计达到500,000颗。它的距离约为33,900光年，远大于我们的星系银河系中心到我们的距离，但是亮度仍然有6.2等，其绝对星等大约为-8.93等，相当于我们太阳光度的约300,000倍。因此，在极好的条件下，M3可以用肉眼直接看到在最小的光学仪器中也是个壮丽的天体。 它的视直径为18.0角分，对应的尺度约为180光年；kenneth glyn jones提到在深度暴光的照片上，视直径甚至可以到20角分，对应的直径为200光年。在业余的仪器，它中显得更小一些，大概在10角分左右。但是它的潮汐半径相当大：大约为38.19角分。只有超过这个半径，银河系的潮汐引力才足以将其中的成员星从星团中拖出来。因此，这个星团的引力控制着直径760光年以内的所有天体。星团的核心另一方面，M3有一个致密的直径1.1的核心，尺度为11光年，对球状星团来说相当大。它的半质量半径为1.12，即大约11.2光年，也就是说，这个星团中一半的质量都包含在直径仅22光年的球内。（1954）统计了半径8角分以内亮度超过22.5等的44,500颗恒星；总质量被估计为245,000个太阳质量（sandage和johnson）。星团中的亮星这个星团中最明亮的恒星为12.7等，而所谓的水平分支巨星的亮度为15.7等，最明亮的25颗恒星的平均亮度是14.23等。星团的年龄球状星团M3的年龄可以根据它的颜色-星等图估计出来，不同场合下得到的值也不同；历史上，早期曾经给出的年龄包括50亿年（baade），114亿年（woolf），200亿年（arp）和260亿年（sandage）。sandageM3的观测指南寻找M3，可以将后发星团附近的后发座星向后发座星的连线延长大约2/3，稍向北侧看，M3就会出现在低倍的视场中：它就在后发座星北偏东北方向大约6度的位置。虽然M3只有在极好的条件下才能被肉眼看到，大多数条件下它刚好位于可见范围以下，但在最小的仪器中，它也很容易被看见。在双筒镜中，它就像一个朦胧的、云雾状的斑点。4英寸的镜子可以显示出它明亮的致密核心，周围被一个圆形的、斑驳的、颗粒状的光晕所包围，向外缓慢均匀地变暗；无法分解出恒星，但是在良好的条件下可以显示出一些最明亮的恒星。6英寸的镜子可以将其外侧约三分之二的部分的暗星分辨出来，由其余未能分辨的更暗恒星形成的背景光晕笼罩在周围。8英寸的镜子能分辨出几乎全部的恒星，只极核心的区域无法分辨；这一部分需要更大的望远镜（大约12英寸）才能分解。M4 球状星团M4是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6121，是一个结构松散的球状星团，类型ix。它位于天蝎座，天球坐标为赤经16h23.6m，赤纬-2632，距离7，200光年，视星等为5.6，视大小36.0角分。它由Philippe Loys de Chseaux于1746年发现。1987年，天文学家在该星团内发现了一颗周期为3.0毫秒的脉冲星。1995年，哈勃太空望远镜拍下的白矮星是已知最古老的天体。M4位于心宿二西边1.3度的地方。用小望远镜能看见，中型望远镜则能分辨出单个恒星。星团中最亮的一颗视星等为10.8，包含至少43颗变星。星团的距离M4是天空中距离最近的球状星团之一；根据w.e. harris的数据库资料显示它的距离只有7,200光年左右，能与之相比的是位于南天的天坛座中的NGC 6397，这个星团距离为7,500光年。M4可以在非常暗的天空中用肉眼感觉到，它位于心宿二西侧1.3度，在最小的光学仪器中也非常突出。星团的形状在图片中看得很清楚，M4中央显示出的一个“棒”状结构作为一个非同寻常的细节，“棒”在图片中几乎呈竖直方向，略微偏向左上-右下方向；这个由11等恒星组成的“棒”长约2.5，方位角为12度，最早在1783年由威廉姆赫歇耳注意到。也许正是这个结构使得harlow shapley认为这个球状星团有一些拉长，呈椭圆形（椭率0.9，长轴方向方位角115度），这一想法没有得到现代观测或者照片的证实。星团的颜色如果没有黑暗星际介质所组成的浓云的遮挡，M4应该是天空中最壮丽的球状星团之一。星际介质的吸收也使球状星团发出的光线变红，因此彩色照片中的M4总是略显橙色或是棕色。星团的大小在深度暴光的照片中，它的角直径约为36角分，超过了满月的大小；对应的真实直径约为75光年。在通常的照片中，它的直径略小于26，目视估计为14角分。它的潮汐半径估计为32.49，即70光年左右。潮汐半径的定义是，在这个距离上，银河系的潮汐引力刚好可以将恒星从星团中解放出来，因此这个球状星团的引力控制范围是一个直径140光年的球状空间。星团的核心M4是最松散，最稀疏的球状星团之一，因此它的聚集度类型被定为ix型。它的致密核心被测定为直径1.66，即3.6光年。它的半质量半径为3.65，即大约8光年，因此星团中一半的质量都聚集在中心直径为16光年的球体中。它以每秒70.4km的速度离我们而去，至少包含43颗已知变星。它的光谱型被定为f8，色指数由b-v=1.03确定。M4的观测指南M4很容易找到，因为它就位于明亮的心宿二（天蝎座星，1.0等，光谱型M1.5i，略微变光；天蝎座星，v星等2.9，谱型b2 iii）以西1.3度，天蝎座星与星连线的南侧。M4在双筒镜中呈现出一个圆形的弥散光斑，在小望远镜中为一个圆形光晕，4英寸镜子可以分解出最明亮的，约10.8等的恒星；前面提到的棒状结构相当明显，解析出的恒星呈不规则分布。更大的望远镜能显示出一个直径超过16角分的、由恒星组成的晕围绕在星团明亮的中心部分周围。M4附近（东偏东经50）更靠近心宿二（西北仅30）的地方，可以找到更暗的球状星团NGC 6144（星等10.4，直径3.3）；要观测它，必须将心宿二排除在视场之外，这样它的光芒才不会把这个暗球状星团掩盖住。M5 球状星团M5是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 5904。它是位于巨蛇座的一个球状星团，天球坐标为赤经15h18.6m,赤纬+0205，与地球的距离为24,500光年，视星等5.6，视大小为23.0角分。M5是在1702年被德国天文学家Gottfried Kirch在搜寻彗星时发现的，梅西耶在1764年再发现时，认为他是没有恒星的星云。威廉赫协尔在1791年分解出其中的恒星，大约计数出200颗左右。在银河系内，年龄为130亿岁的M5也是最老的球状星团之一，拥有10万或者多达50万颗的恒星。在极端良好的条件下，M5是可以用肉眼直接看见的一颗微弱的恒星，他的位置靠近巨蛇5。双筒望远镜或小望远镜就可以看出他不是一颗恒星，大望远镜则能看见一些视星等约为12.2等的单独恒星。球状星团M5最早是由gottfried kirch和他的妻子maria margarethe在1702年5月5日，观测一颗彗星时发现的，被形容为一颗“云雾状的恒星”。梅西耶独立地在1764年5月23日发现了它，并且威廉姆赫歇耳首次将这个星团分解为恒星；他在1791年利用他焦距40英尺的反射镜数出了其中的200颗恒星。它被认为是最古老的球状星团之一，估计其年龄为130亿年。星团的大小M5明显呈椭圆形，沿方位角50度的方向拉长（方位角表示天球上的一个方向特征；是通过测量正北方向按逆时针转到该方向所经过的角度而得到的）；它的直径约165光年，使其成为较大的球状星团之一。它的距离是24,500光年，因此视直径约为23角分。目视观测时，视直径显得较小，只有约10到12角分，在一般的照片中，视直径可以达到17角分（对应于125光年直径的星团内侧部分）。它的潮汐半径为28.4角分，即202光年，在这个距离之外，成员星才会被银河的潮汐引力拖出星团。也就是说，这个星团的引力控制着一个直径超过400光年球形空间。星团的核心它有一个0.84角分的致密核心，即差不多6光年直径，它的半质量半径估计为2.11，对应于线半径15光年。M5的观测指南要容易地找到M5，首先要找到附近的长蛇座5。通过大角星西南方的室女座109和110找到（分别为星等3.72，谱型a0 v和星等4.4，谱型k0 iii），它们的连线向东指向一个由蛇夫座4，5，和6构成的小三角。M5就在蛇夫座5的西北方仅20的地方。在极好的观测条件下，M5用肉眼刚好可以瞥见。这个球状星团在优良的双筒镜中很容易看见，就像一小团毛茸茸的光斑，在3英寸望远镜中，可以看到一个美丽的圆形“星云”，越靠近中心越明亮。4英寸的镜中，其中最明亮的12.2等的恒星刚好可以分辨出来；它们从中心部分以弯曲的型态向外延伸，被john mallas形容成一个蜘蛛；其中一条“腿”向南方延伸到很远，光晕延伸的直径超过10。更大的望远镜或是照相观测可以揭示出一个包含成千上万颗恒星的壮观景象，其中有一些空隙，光晕延伸直径超过15。M6（蝴蝶星团）M6（蝴蝶星团）是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6405。它是位于天蝎座的一个疏散星团，天球坐标为赤经17h40.1m，赤纬-3213，与地球距离1，600光年，视星等为4.2，视大小为25.0角分。在视觉上，他是相当接近（角距离）在银河系中心方向的人马座的梅西耶天体。它是由hodierna在1654年发现，梅西耶在1764年将他收入梅西耶天体中，但直到20世纪才对他的距离、星数和其他的性质进行测量。疏散星团M6被burnham形容为“迷人的星群，其中恒星的分布勾勒出一只展翅飞翔的蝴蝶”。ake wallenquist，在1959年，辨认出M6中的大约80颗成员星，遍布在直径54角分的区域内。星团的主要部分充满了直径25角分的视场。星团平均密度估计为每立方秒差距0.6颗恒星。M6的年龄也不确定，burnham估计为10,000万年，而sky catalogue 2000.0上是5,100万年，webda的数据则是9,500万年。星团的距离对这个星团的距离有不同的测量结果，rohlfs等人估计M6的距离为2000光年左右，mallas/kreimer和sky catalogue 2000.0上给出的也是这个数值，但是burnham报告说，进一步研究表明，由于消光的作用，真正的距离可能更近，应该在1300到1470光年之间；kenneth glyn jones认为是1304光年。由archinal/hynes和webda给出的最新数据分别是1,584和1,588光年；我们在这里取其近似值1,600光年。按照这个距离，这个星团25的视直径对应的真实大小为12光年左右，而对应于wallenquist的54星团向外扩展到25光年的空间中。现代的测量显示他的总光度是4.2等。星团的亮星在这个星团中明亮的恒星大多是年龄在一亿年的B型蓝色恒星，但是最亮的成员却是被称为天蝎BM的橙色K型巨星，即hd 160371。天蝎BM是半规则变星，光度从在可见的5.5等至7.0等之间变化。它的亮度变化使得这个星团的总星等也在显著的变化。在彩色的相片中，这棵橙色的星与星团中其他蓝色的星形成明显的对比。这颗恒星是在图片中形成明显平行四边形的那4颗亮星中最左边的那颗。最热的恒星是光谱型b4-b5的蓝色主序星。burnham列出了M6中最明亮的恒星：1. 6.17等，光谱型k0-k3（即天蝎座BM）；2. 6.76等，B8；3. 7.18等，B5；4. 7.26等，B4；5. 7.27等，B8；6. 7.88等，B9。星团的位置在所有梅西耶天体中，M6与银河中心方向的夹角最小。银河中心位于人马座，非常靠近人马、天蝎和蛇夫这三个星座的交界点。M6的观测指南M6是一群蓝色的星，但是在这一群中有一颗橙黄色的星，很有意思。从6月到秋季都可以观测。M6在天蝎座尾部的M7附近。需要从M7向心宿二方向，沿线寻找。M7（托勒密星团）M7（托勒密星团）是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6475。它是位于天蝎座的一个疏散星团，天球坐标为赤经17h53.9m，赤纬-3449，距离地球为800光年，视星等3.3，视大小为80.0角秒。托勒密在西元130年就已经观测过这个星团，但将它记录为星云；在1654年之前，Giovanni Batista Hodierna也观测过这个星团，并计算出他拥有30颗恒星。梅西耶在1764年将他收录梅西耶星表内。M7由大约80颗亮于10等的恒星组成，这些恒星分布在大约1.3度视直径的范围内，它的距离大约为800光年，因此对应的真实直径约18到20光年。它被归类为trumpler i,3,m或者i,3,r型。这个星群以每秒14km的速度接近我们。最明亮的恒星是一颗黄巨星（光谱型gg8，5.6等），最热的主序星光谱型为B6（5.89等）。sky catalog 2000上的数据以及g. meynet的日内瓦小组最新计算的结果都表明，M7的年龄估计为2亿2千万年。最近的研究认为距离应略大于1000光年，这使得其尺度增长到25光年，但是并不影响它的年龄。M7整体的视星等被不同的小组估计为3.3和5.0等。M7的观测指南这个星团位于天蝎尾端的“尖螫”上，很容易就能以肉眼看见。纬度比较低，在南方观测比较有优势。天蝎的尾部在天文望远镜寻星镜中能看到有两组成的三角形的小星。从尾宿五沿图中线找到星，它是双星属于三角形的一个顶点。然后，沿线继续向前找，可以找到M7。以望远镜观赏这个星团约可看见80颗的恒星横亘在1. 3的直径上。就像burnham描述的那样，“这个星团在无数暗淡遥远的银河繁星背景中显得非常突出。”M8（礁湖星云）M8（礁湖星云）是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6523。M8是一个位于人马座的发射星云，天球坐标为赤经18h03.8m，赤纬-2423，距离地球为5，200光年，视星等为6.0，视大小9040角秒，即实际大小大约为14060光年。M8明亮的气体云被一条遮掩物质形成的暗带切开。利用双筒望远镜观测，它是一个有明显核心的椭圆型云状物。这个星云中包含了一个稀疏的疏散星团NGC 6530。星团NGC 6530由flamsteed在1680年左右发现。礁湖星云由le gentil在1747年发现。暗星云礁湖星云中存在着一些被称为“球体（globules）”的暗星云，成为最值得注意的特征之一。其中一些比较明显的“球体”被编入了e.e. barnard的暗星云表：barnard 88（b 88），类似彗星状，从北向南延伸，位于我们的图片中左侧上边缘附近；更小的b 89位于星团NGC 6530的区域；窄长形的暗云b 286位于星云的南侧边缘。按照david eichler的说法，这个星云的厚度可能与前面提到的真实长度相当。沙漏星云在礁湖星云最明亮的部分，可以见到一个不同寻常的结构，按其形状被称为“沙漏星云”。这个结构是由john herschel发现的，是由处于形成过程中的恒星形成的；沙漏星云在非常年轻的高温恒星的强烈激发下，发出明亮的发射线，其主要的辐射来源是高温恒星herschel 36（9.5等，光谱型o7）。靠近这一结构的礁湖星云中最明亮的恒星，人马座9（5.97等，光谱型o5）也提供了大量高能辐射，使得星云受激发光。哈勃太空望远镜被用于研究礁湖星云M8中的沙漏星云区域，结果于1997年1月公布。NGC 6530与礁湖星云M8联系在一起的年轻疏散星团NGC 6530被归类为trumpler型“ii 2 m n”（参见sky catalog 2000等书），这意味着它是分离的，只有微弱的中心聚集度，它的恒星亮度分布范围适中，数目也适中（50-100颗恒星），与星云物质相联系。由于它的成员星发出的光都因为星际介质的吸收而略微偏红，这个星团可能刚好位于礁湖星云的前方。其中最亮的恒星是一颗6.9等的高温o5型星，eichler给出了它的年龄为2百万年。woldemar gtz提到这个星团中包含着一颗奇特的of型星，即超高温的明亮o型恒星，其光谱中带有奇特的电离氦和电离氮的谱线。M8的观测指南用双筒望远镜先找到人马座的斗宿四，然后从斗宿四（人马座）向人马座连线，并继续延长相等的距离，就能找到M8了。还可以在双筒中找到人马座的星和星，两星连线向银河方向延伸1.5倍左右连线的距离找到M8。M9 球状星团M9是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6333。M9是一个结构松散的球状星团，位于蛇夫座，天球坐标为赤经17h19.2m，赤纬-1831，距离地球25，800光年，视星等为7.7，视大小12.0角分。最早由梅西耶在1764年发现，M9很小，最亮的星也在14等左右，需要使用10英寸（25厘米）的望远镜才能看见一部分。M9是距我们的银河系中心较近的球状星团之一，计算得到它到银心的距离为5500光年（burnham给出的值为7500，稍大了一点）。 它的角直径为12.0角分，在距离我们太阳系25,800光年的距离上，对应的线尺度为90光年。然而，目视观测时它显得更小，大约3到4，传统的照片可以显示出约9.3角分的直径。因为M9位于一片暗星云（barnard 64）的边缘上，其北侧和西侧由于星际尘埃的影响而略微变暗；它的光线可能至少减弱了一个星等（变暗了约2.5倍）。考虑到这些事实，这个星团7.7等的视星等对应的绝对星等为-8.04等，即光度接近于我们太阳光度的120,000倍。mallas注意到它呈卵形，shapley测得它的椭率为9。它的聚集度等级为viii，意味着M9中的恒星向中心聚集的紧密程度适中。M9以每秒224km的超高速离我们而去。这个星团中已经发现了13颗变星，walter baade发现了其中的10颗。其中最亮的恒星约为13.5等，因此需要中等口径的业余望远镜（大约6英寸）才能看到它们；它的水平分支巨星的亮度约为16.2等。整体的光谱型被定为f2，色指数为+0.06。球状星团M9是由梅西耶首先发现的，他在1764年5月28日william herschel第一次将其分解为恒星。M9的观测指南这个球状星团在10x50的双筒镜中刚好可以瞥见，就像一个暗淡的小圆星云。4英寸的望远镜可以显示出M9大约3直径的中心部分，略成卵形，越往边缘越暗，但这样的仪器只有在异常理想的条件下才能分辨出其中最明亮的恒星；6英寸的镜子就可以清楚地分辨出它们。8-10英才的仪器可以显示出一个7到8直径的球状星团，中间有一个5的紧密区域。更大的业余望远镜（12英寸以上）可以完全解析这个星团。M9最好通过2.43等的恒星天市左垣十一来寻找（sabik，蛇夫座eta 35星，光谱型a2 v）；M9就在偏东2.1度，侧南2.8度的地方。有颗6等恒星位于其东侧大约半度以内的地方，一颗7等左右的恒星位于西北侧，另一颗6等恒星位于其东侧不到1度的地方。靠近M9的地方，东北方向仅80左右，有一个略小的（8角分）、稍暗的（8.25等）球状星团NGC 6356，其距离几乎是M9的两倍（大约50,000光年）。东南方向几乎同样的距离上，还有一个暗得多的（9.7等），小得多的（3角分）球状星团NGC 6342。尘埃云barnard 64的核心位于M9以西约25的位置，但是遮盖住了整个星团。M10M10是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6254。它是位于蛇夫座的一个球状星团，天球坐标为赤经16h57.1m，赤纬-0406，距离14，300光年，视星等6.6，视大小20.0角分。这个星团是由梅西耶在1764年5月29日发现的，在他的列表中william herschel首次将其分解为恒星。M10的位置接近蛇夫座中心，与M12相距3.4度，结构比较松散。在没有光污染的情况下，使用4英寸（10厘米）的望远镜可以看见它。星团的大小用小仪器目视观测时，这个7等的球状星团视直径约为8到9角分。一般的照片上显示的视直径可以到15.1角分左右，而深度暴光的照片则显示出它向外延伸到20角分左右，即满月直径的2/3。它的距离为14,300光年，对应的线直径为83光年。目视观测可见的明亮核心只有不到一半大，即35光年左右。它以每秒69km的速度离我们而去。星团的核心按照mallas的说法，它的中心区域呈梨形，有颗粒状结构；在中等放大倍率下（120x），外部区域显示出较亮的节块。星团中的变星按照burnham的说法，M10中的变星极其稀少，只发现了3颗；而意大利covo，sharru天文台（位于bergamo，adc/cds编号为vii，103）的r. monella编写的银河系球状星团表中给出的数字是4颗。M11 野鸭星团M11又称野鸭星团，是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号NGC 6705。他是位于盾牌座的一个疏散星团，天球坐标为赤经18h51.1m，赤纬-0616，距离地球6，000光年，视星等为6.3，视大小为14.0角分。在1681年就被戈特弗里柯希发现，梅西耶在1764年将之编入他的星表内。 M11大约包含有2,900颗恒星，是已知的疏散星团中恒星最多与最密集的一个，估计年龄约为二亿岁。他的名称可能来自于明亮的恒星排列成的三角形有如在飞翔中的野鸭。星团的星数robert burnham认为这是“恒星最多、最致密的疏散星团之一”，初步估计M11中包含了2900颗恒星，其中亮于14等的约有500颗。位于M11中心的观测者将会看到几百颗1等的恒星。恒星如果之多，如此之密，因此它被trumpler归类为ii,2,r型（一些最新的数据将其归类为i,2,r型）。星团的大小不同资料来源给出的视直径相差相当大；e.e. barnard估计为35，而sky catalog 2000给出的则是14。星团的年龄野鸭星团中最明亮和最热的主序星光谱型为b8（根据sky atlas 2000），因此它的年龄被估计为2亿2千万年，但也有其他的估计（burnham给出的数值是5千万年）。星团中也包含了许多绝对星等为-1.0左右的黄色和红色巨星，这一事实支持了较大的数值。g. meynet的日内瓦小组最近计算的结果表明它的年龄为2亿5千万年。它以每秒22km的速度离我们而去。M12 蛇夫座球状星团M12是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6218。它是一蛇夫座球状星团与M10相距3.4度，天球坐标为赤经16h47.2m，赤纬-0157，距离地球16，000光年，视星等6.7,视大小16.0角分，由梅西耶在1764年发现。她接近蛇夫座中心，结构比较松散，如果在没有光污染的情况下，使用4英寸（10厘米）的望远镜即可容易的看见它。M12与它的视邻居，M10，几乎一模一样，只是略大一些，似乎更暗一些。不过，它一度被认为是介于球状星团和致密的疏散星团（如M11）之间的过渡类型，因为它并不是非常向中心聚集harlow shapley将M12的聚集度类型归类为ix型。它比M10（vii型）向中心会聚程度要低得多。它的距离约为16,000光年，M12的视直径为16.0角分，对应的真实大小约为75光年。这个星团以每秒16km的速度向我们接近。helen sawyer hogg测得这个星团总的光谱型为f7，色指数为0.0，其中25颗最亮的恒星的平均星等为13.97。按照deep sky field guide to uranometria 2000.0的数据，M12中最亮的恒星大约为12.0等，其（巨星）水平分枝上的恒星约为14.9等。alan sandage在M12中找到了13颗变星。M12的观测指南球状星团M12可以在M10以北2度，以西2度的位置很容易地找到，即蛇夫座星以北2度，以东8.5度的地方。M13 武仙座球状星团M13是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6205。它是北半球最亮的球状星团，位于武仙座，赤道坐标为赤经16h41.7m，赤纬+3628，距离地球25，100光年，视星等5.8，视大小20.0角分。它由爱德蒙哈雷在1714年发现。M13在晴朗的夜空用肉眼可以勉强看到。M13的半径约为165光年，拥有大约10万颗恒星。1974年的阿雷西博信息，便是向着M13星团发射的。星团的大小它的距离是25,100光年，角直径为20，对应的尺度为145光年，目视观测时，只有约13。其中包含了数十万颗恒星；timothy ferris在他的星系（galaxies）一书中甚至说“超过一百万颗”。它的中心附近，恒星的聚集程度比太阳周围要密500倍左右。星团的年龄M13的年龄被sandage测定为240亿年，arp在1960年左右测定为170亿年；arp后来（在1962年）把他的数值修正到140亿年（按照kenneth glyn jones的说法）。蓝色恒星按照kenneth glyn jones的说法，M13罕见地包含着一颗年轻的蓝色恒星，barnard 29，光谱型为B2。这颗恒星的成员资格是由径向速度测量确认的，这对一个老年星团来说非常奇怪它显然是一颗被俘获的场恒星。M14 蛇夫座 球状星团M14是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6402。它是蛇夫座的一个球状星团，赤道坐标为赤经17h37.6m，赤纬-0315，距离地球30，300光年，视星等7.6，视大小11.0角分。球状星团M14是由梅西耶首先发现的，他在1964年6月1日威廉赫歇尔分解为恒星。使用小型望远镜观测它只能看见模糊的轮廓，使用10英寸（25厘米）的望远镜可以分辨出亮星。球状星团M14是CCD引入天文观测后拍摄的第一个天体。星团的大小M14是一个略呈椭圆形的星团，跨越100光年左右，距我们大约30,300光年；早期测量的结果给出的介于64,000光年（Shapley）和23,000光年（Mallas/Kreimer）到24,000光年（Glyn Jones，Kinman，Becvar）之间；sky catalogue 2000.0给出的是38,000光年。shapley测得的椭率为9，长轴方位角为110度。虽然它明亮的主体部分角直径只有大约3角分，但这个星团的外层一直向外扩展到11.7角分的视直径。它的聚集等级为viii级，缺少一个致密的中心核（Burnham）。星团的亮度它的表面视亮度为7.6星等，对应的绝对星等为-9.12，相当于太阳光度的大约400,000倍。然而由于它更遥远的距离，它看起来比其他两个蛇夫座大星团，M10和M12，更暗。实际上它比它们要亮得多。星团中的亮星M14中最明亮的恒星大约为14.0等，其水平分支巨星为17.2等。Helen b. Sawyer Hogg给出其中最亮的25颗成员星的平均星等为15.44，总光谱型为G0；现代测定的光谱型为F4。这个星团的颜色-星等图（即赫-罗图）可以在Smith Kogan等人的文章（1974）中找到。星团的变星M14包含了相当多的变星，总数超过70颗，多数是室女座w型变星（ii族造父变星，Demers和Wehlau 1971）。星团中的新星1938年，M14中出现一颗新星。然而这颗新星直到1964年，西安大略大学（Western Ontario）的Amelia Wehlau调查由Helen Sawyer Hogg在1923到1963年间拍摄的照相底板时，才被发现（Hogg和Wehlau, 1964）。这颗新星出现在摄于1938年6月21-28日的8张底板上，亮度为16等如此之暗，至少部分解释了它没有被更早发现的原因。Hogg夫人估计其对应的绝对星等为-1.5（现代的修正值为-0.7），但是在亮度极大期，它可能达到9.2等，即绝对星等-7.5（现代修正值），几乎比星团中最明亮的成员星亮了5个星等！这是既1860年M80中出现的新星天蝎座t之后，人类发现的第二颗球状星团中的新星，也是第一颗被记录在照片中的球状星团新星。1983年，ctio的4米望远镜和3.9米的英澳望远镜被用来试图寻找这颗新星的遗迹（Shara等 1986）。1991年，天文学家们利用哈勃太空望远镜观测了M14中这颗新星附近的区域，但是没有发现这颗恒星，也没有发现星云遗迹（Margon等 1991）。星团中的碳星1997年，一颗碳星（光谱中具有强烈碳线的恒星）在M14中被发现（cote等，1997）；这颗恒星可能是在与其他星团成员星的近距离遭遇中抛掉了它的外层物质，使得由丰富的碳组成的核心暴露出来。M14的观测指南M14的位置有点偏僻，远离明亮的恒星。也许通过M10来寻找它是最容易的方法：M14位于那个星团以北0.8度，以东10度。它也位于蛇夫座星以北0.4度，以东21度的地方，即蛇夫座到星连线的1/3处偏东一点。它也位于4.5等的蛇夫座47星（hr 6493）以北2度，以东3度的位置上，这颗恒星在M10以南1度，以东7度的地方。蛇夫座的星，即蛇夫座1，也叫天市右垣九，是一颗2.7等左右的聚星，主光谱型为m1 iii，距离我们约160光年。蛇夫座，即蛇夫座60，也叫宗正一，是一颗2.9等的橙色巨星，光谱型为k1 iii或k2 iii，距离我们约125光年。蛇夫座，即蛇夫座35（天市左垣十一）是由两颗A2型恒星组成的双星，两颗子星分别为3.2和3.5等，轨道周期约85年，角距0.4-0.6，距离我们约70光年。M14中的恒星因其相当遥远的距离而变得暗淡，因此它不像其他更新的球状星团那样容易分解。在较小的望远镜中，第一眼看去，它像是一个椭圆星系，从明亮、朦胧的中心圆盘向边缘迅速变暗。用4英寸的望远镜在良好的条件下可以看到一些少量的粒状条纹。在8英寸的望远镜中可以看出一些被分解的迹象，以及一些粒状纹理，只有更大的镜子才能将它的外侧部分解析出来。它的附近还有一个暗球状星团NGC 6366（9.2等），就在前面提到的蛇夫座47（hr 6493）东侧，M14以南2度，以西2.5度的地方。M15飞马座球状星团M15是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 7078。它是球状星团家族中一颗细致，明亮的代表，值得注意的是它那非常紧密的核。它位于飞马座，赤道坐标为赤经21h30.0m，赤纬+1210，距离地球33，600光年，视星等6.2，视大小18.0角分。它由Jean-dominique Maraldi在1746年发现。即使使用最小的望远镜也可以看见它，用8英寸（20厘米）的望远镜可以看清它的外围区域内的数百颗明亮的恒星。星团的大小它的距离为33,600光年左右，其视直径18.0角秒对应的真实大小为175光年左右，它的总视星等为6.2等，对应的绝对星等为-9.17，几乎是太阳的360,000倍。另一方面，这个球状星团的潮汐半径相当大，达到了21.5角分，对应于距离星团中心210光年的距离，超出这个距离以外，星团中的成员星就会被银河系的潮汐引力拖走。星团中的亮星其中最亮的恒星视星等约为12.6等，绝对星等为-2.8等，是太阳光度的1,000倍，其水平分支巨星星等约为15.6。整体光谱型被测定为F3或F4。这个球状星团以每秒107km的速度接近地球。星团中的变星这个球状星团包含的已知变星数量排名第三，仅次于m3和半人马座omega；一共认证出112颗变星。其中一颗显然是ii型造父变星（即室女座w型变星）。星团的核心M15也许是银河系的所有（球状）星团中最密集的一个。哈勃太空望远镜的照片分解了它的超密核心，M15的核心经历过一种被称为“核心坍缩（core collapse）”的收缩过程，这在球状星团的动力学演化中常见的；根据W.E.Harris的资料库，银河系中已知的150个球状星团中，有21个发现了这种坍缩核心（它们之中，除了M15以外，还包括M30和M70），另外还有8个候选者，其中包括M62。这个核心与星团相比非常小，视直径只有约0.14角秒，对应的真实大小接近1.4光年。半质量半径为1.06角分，即大约10光年星团中一半的质量聚集在以此为半径的球体内。现在还不清楚M15如此紧密的核心是否仅仅是由构成星团的恒星之间的引力相互作用引起的，也不清楚其中是否包含有与星系中心的超大质量天体类似的，致密的超大质量天体。M15中的超大质量天体是离我们最近、最容易观测的此类天体之一，仅仅比银河系中心远了一点，但又不像银心那些被大量的星际介质所遮挡。尽管这类天体的本质现在还不确定，许多科学家相信他们是“黑洞”的有力候选者。星团中的中子星此外，球状星团M15还包含了相当多的的脉冲星和中子星，已经发现的有9颗，它们都是星团年轻时爆发的古老超新星的残骸。它们被名命为 psr 2127+11，即psr 2127+11 a 到 2127 +11h。其中最令人感兴趣的是psr 2127+11c，显然是双中子星中的一颗，即，它还有另一颗中子星伴星。与著名的hulse-taylor双中子星psr 1913+16，以及孤立存在的银河双中子星psr 1534+12一样，这种双中子星系统受到了特殊的关注，因为他们展示了强烈的广义相对论效应，比如明显的近日点近动，作用在光上的效应，以及引力辐射，因此是验证爱因斯坦广义相对论的天然实验室。其中的最后一项效应，引力辐射，带走了转动能量，使得中子星的频率以及它们的轨道周期变慢。M15的观测指南M15可以很容易地找到：先找到2等的飞马座，及其东南方的飞马座星。沿着星与星的延长线，可以在以西3 1/2度，以北2 1/4度的地方找到M15。一颗6等恒星位于其东侧20处，另一颗7.5等的恒星位于北偏东北5的地方。由于它的视亮度为6.2等，M15在非常好的条件下，刚好位于肉眼可见的极限附近。在业余的仪器中，M15显得有点小，目视观测时只有7角分左右，照像观测为12.3角分。在最小的仪器，比如观剧镜或小双筒镜中，可以看到一个圆形的云雾状天体。在4英寸镜中就像一个圆形的朦胧的星云，最好条件下可以看到其中一些最亮的恒星，但其他相当多的恒星是分辨不了的。在更大的望远镜中，可以看到更多的恒星，星团的外部可以解析出来，外形轮廓也更不规则，更偏离圆形。尽管在大型的业余望远镜中，致密的核心也仍然不能分解，但可以瞥见其中最亮的恒星。由恒星组成的星链和线条沿各个方向从核心向外辐射，但是西侧的密集程度较小。M16（鹰星云）M16（鹰星云）是梅西耶天体之一，在NGC天体中编号为NGC 6611，因其形状如一只展翅的老鹰所以又被称为“鹰星云”。它位于巨蛇座的尾端，赤道坐标为赤经18h18.8m，赤纬-1347，距离地球7，000千光年，视星等为6.4，视大小7.0角分，占据长宽约20光年的空间，内部包含了年轻的疏散星团和发射星云。M16由philippe loys de chseaux在1745-6年发现。星云IC 4703由梅西耶在1764发现。云气堆积的内部被认为是有大量恒星诞生的集中地。1995年，哈勃太空望远镜对鹰星云中央进行观测，取得了鹰星云内部气体柱的壮观影像。距离约为7,000光年，角直径为7角分，对应的真实尺度约为15光年。星云则延伸得更远，直径超过30，对应的真实大小约70x55光年。它位于巨蛇星座，接近盾牌座和人马座的边界，处于银河系中比太阳系更内侧的那条旋臂上