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梅西叶天体简介M1就是著名的蟹状星云，它是一团无定形的膨胀气体云。它被划为行星状星云，但本质上与典型的行星状星云完全不同。它已被证认为超新星遗迹。中国史书上有关于1054年7月出现的特亮超新星事件的观测记载。这个超新星爆发时亮度超过金星,它的遗迹就是现在看到的蟹状星云。1731年，英国天文爱好者比维斯首次用小型望远镜发现了这个朦胧的椭圆形雾斑。1771年刊布的《梅西耶星表》，把它列为第一号天体：M1。在《星云星团新总表》中，它的编号是NGC1952。1844年英国 W.P.罗斯用他自制的大型反射望远镜观察到星云的纤维状结构。他根据目视观察的印象，把星云描绘成蟹钳状，因而名为蟹状星云，并沿用至今。1921年美国邓肯对比两批相隔十二年的照片，确认该星云仍在膨胀。1942年荷兰的奥尔特推论蟹状星云是九百年前爆发事件的产物，从而把今日的蟹状星云和1054年观察到的超新星证认为一。蟹状星云还是强红外源、紫外源、X射线源和 γ射线源。它的总辐射光度的量级比太阳强几万倍。1968年发现该星云中的射电脉冲星，它的脉冲周期是0.0331秒,为已知脉冲星中周期最短的一个。目前已公认，脉冲星是快速自旋的中子星,有极强的磁性,是超新星爆发时形成的坍缩致密星。蟹状星云脉冲星的质量约为一个太阳质量，其发光气体的质量也约达一个太阳质量，可见该星云爆发前是质量比太阳大若干倍的大天体。星云距离约6300光年，星云大小约12光年×7光年。M2是一个球状星团，直径约175光年，包含大约150,000颗恒星，它是比较紧缩的球状星团之一，而且其中心部分相当稠密。M2在 1746年9月11日被首次发现，14年后梅西耶独立地再次发现并且给它编号。M2位于宝瓶座，距离37500光年,肉眼不能见到，但使用一般望远镜可以相当容易地发现它。它的长轴方向为方位角135度。它的距离是大约3.75万光年。目视观测它的视亮度为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。M3是位于猎犬座的球状星团，它是最突出的球状星团之一, 距离约33900光年，在观测条件好时肉眼可见。星团直径约200光年，恒星密集的中心直径约22光年。1764年5月3日梅西尔发现并编号。它是由50多万颗比太阳还要老的恒星所组成的巨大球体，位在我们银河系盘面上方，是游走在银河系银晕的250个球状星团之一。在它致密的星团核心，要区分个别的恒星是件很困难的事。但是对位在星团外围区域的亮星，恒星色泽的分辨就很容易了。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。M3有一个致密的核心，尺度为11光年，对球状星团来说相当大。它的质量半径大约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22.4光年的球内。M4是天空中最近球状的球状星团之一，约含10万颗恒星。它位于天蝎座，可能是离我们最近的球状星团，距离约7200光年。它的直径约为75光年，目视估计为14角分，它的潮汐半径估计有70光年左右。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。 M4是最松散，最稀疏的球状星团之一。它的致密核心被测定为直径1.66，即3.6光年。它的质量半径大约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。在观测条件极好的情况下可为肉眼所见。1987年在这个星团中发现了第一颗毫秒脉冲星，即旋转的中子星。1995年8月哈勃望远镜在星团中发现并拍摄到了白矮星。M4和其它的球状星团最大的不同，是它有个呈棒状分布的核心。M5球状星团位于巨蛇座，它于1702年被首次发现，1764年梅西耶独立发现并给它编号。但他们都以为它是一个星云。威廉·赫斯切尔是确认这一星团的第一人。它被认为是最古老的球状星团之一,估计其年龄为130亿年。 它的直径是大约 165 光年, 中央密集核心区直径约6光年，一半恒星集中在半径15光年的区域内。它是大球状星团之一。M5距离我们约24500光年。在很好的睛空条件下，肉眼可以看见M5。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。它的潮汐半径为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。它有一个0.84角分的致密核心，即差不多6光年直径，它的质量半径约15光年。M5以每秒约52km的速度远离我们而去。M6位于天蝎座，它是一个疏散星团，包括约80颗恒星。距离估计为1600光年。1654年前人们对它就