Web Analytics Made Easy - Statcounter

[HOME PAGE] [STORES] [CLASSICISTRANIERI.COM] [FOTO] [YOUTUBE CHANNEL]

Nebulosa d'Ori?? - Viquip??dia

Nebulosa d'Ori??

De Viquip??dia

Nebulosa d'Ori??
Nebulosa d'Ori??
Dades d'observaci??
Tipus: nebulosa d'emissi??
Ascensi?? recta: 05h 32m 49s
Declinaci??: -05?? 25???
Dist??ncia: 1.500 al
Magnitud aparent (V): +3,0
Dimensi?? aparent (V): 65,0 ?? 60,0 minuts d'arc
Constel??laci??: Ori??
Caracter??stiques f??siques
Radi: 15 anys-llum
Magnitud absoluta (V): -
Altres caracter??stiques: -
Altres designacions: M42, NGC 1976

La nebulosa d'Ori?? (Messier 42,M42, or NGC 1976) ??s una nebulosa difusa situada al sud [b] del cintur?? d' Ori??. Va ser descoberta per Nicolas-Claude Fabri de Peiresc al 1610, tot i que Ptolemeu, Tycho Brahe i Johann Bayer van identificar les estrelles del seu centre com a una sola estrella grossa i Galileu va detectar un petit nombre d'estrelles a la regi??.

??s una de les nebuloses m??s brillants, i visible a ull nu al cel nocturn. M42 es troba a una dist??ncia de 1,270??76 anys llum[1] i ??s la zona de formaci?? estel??lar massiva m??s propera a la Terra. T?? un di??metre estimat 24 anys llum. En textos antics se la coneix com Gran nebulosa d'Ori?? o la gran nebulosa d'Ori??. Textos m??s antics s'hi refereixen com Ensis, el mateix nom que l'estrella Eta Orionis.[2] La nebulosa d'Ori?? ??s un dels objectes m??s estudiats i fotografiats del cel.[3] La nebulosa ha revelat molt sobre els processos de com estrelles i sistemes planetaris es formen del col??lapse de n??vols de pols i gas. Els astr??noms han observat directament discs protoplanetaris, nanes marrones, moviemnts de gasos intensos i turbulents, i els efectes fotoionitzants de les estrelles massives properes en la nebulosa.

Taula de continguts

[edita] Informaci?? general

la nebulosa, ??s de fet, una past d'una nebulosa molt m??s gran coneguda amb el nom de complex del n??vol molecular d'Ori??. Aquest n??vol s'exten a trav??s de la constel??laci?? d'Ori?? i inclou Anell de Barnard (Barnard's loop), la Nebulosa de Cap de Cavall, M43, M78 i la Nebulosa de la Flama. Existeix formaci?? estel??lar a tota la nebulosa, i degut a aquests processos d'intens calor, la regi?? ??s particularment prominent a l'infraroig.

La nebulosa ??s visible a ull nu incl??s en zones afectades per contaminaci?? lum??nica. Es pot veure com l'???estrella??? del mig de l'espasa d'Ori??, formada per tres estrelles que es troben just per sota del Cintur?? d'Ori??. A ull nu es pot veure com una estrella borrosa, amb binoculars o amb petit telescopi ??s facilment apreciable com a nebulosa.

La nebulosa d'Ori?? cont?? un c??mul obert molt jove, conegut com c??mul de Trapezi degut a l'asterisme de les seves quatre estrelles prim??ries. Dues d'aquestes estrelles es poden resoldre en els seves components sistemes binaris en bones condicions, donant un total de sis estrelles. Les estrelles del Trapezi, juntament amb d'altres, s??n encara estrelles joves . El trapezi pot ser un component del C??mul de la Nebulosa d'Ori??, una associaci?? de al voltant de 2.000 estrelles en un di??metre de 20 anys llum. Fa dos milions d'anys llum aquest c??mul podia haver hostatjat l'estrelles fugitives AE Aurigae, 53 Arietis, i Mu Columbae, que actualment es mouen allunyant-se de la nebulosa a velocitats superiors als a 100 km/s.[4]

Els observadors han vist un distintiu to verd??s en la nebulosa, a m??s de regions de color vermell i ??rees de blau violeta. El mat??s vermell??s est?? causat per la radiaci?? de la l??nia de recombinaci?? H?? a una longitud d'ona de 656.3 nm. El blau violat ??s la radiaci?? reflectada des de les estrelles massives de classe O del centre de la nebulosa.

El mat??s verd??s, no obstant, va ser una inc??gnita durant la primera part del segle XX, ja que cap de les l??nies espectrals conegudes llavors podien explicar-lo. Van haver-hi especulacions sobre si podria estar causat per un nou element, creant el nom de nebuli per aquest misteri??s material. Posteriorment es va determinar, gr??cies al millor coneixement de la f??sica at??mica, que l'espectre verd??s era causat per una transici?? d'electr?? de baixa probabilitat en un oxigen doblement ionitzat, la coneguda, transici?? prohibida. Aquesta radiaci?? era per?? impossible de reproduir en laboratori degut a que depenia en la quietut i l'ambient de lliure collisi?? que es troba en l'espai profund.[5]

[edita] Hist??ria

Dibuix de Messier de la nebulosa d'Ori?? en la seva mem??ria de 1771, M??moires de l'Acad??mie Royale.
Dibuix de Messier de la nebulosa d'Ori?? en la seva mem??ria de 1771, M??moires de l'Acad??mie Royale.

La Civilitzaci?? Maia d'Am??rica Central tenia un conte popular que parlava de la part del cel de la constel??laci?? d'Ori?? coneguda com Xibalba.[6] La seva llar incluia al seu centre una taca de foc brillant que correponia amb la nebulosa d'Ori??. Aquest clara prova que els Maies detectaren una ??rea difusa al cel diferent del petits punts de les estrelles.[7]

Aquesta nebulosa ??s visible a ull nu, ??s per aix?? estrany que no hi ha hagut cap menci?? de la nebulositat en textos escrits anteriors al segle XVII. En particular ni Claudi Ptolemeu en el seu Almagest ni Al Sufi en el seu Llibre de les estrelles fixes van descriure la nebulosa, encara m??s, aquests dos autors van llistar nebulositats en altres llocs del cel nocturn. Curiosament, aquesta nebulosa tampoc va ser mencionada per Galileu, tot i haver fer observacions telesc??piques d'aquesta part de la constel??laci?? d'Ori?? en 1610 i 1617.[8] Aquest fet a portat a especulacions que una flamarada de les estrelles que la il??luminen hagin pogut augmentar la lluentor de la nebulosa.[9]

El primer que va notar aquesta nebulosa va ser Nicolas-Claude Fabri de Peiresc al 1610. Cysat de Lucerna, un astr??nom Jesuita, va ser el primer que public?? la descripci?? (tot i que una mica ambiguament) en un llibre sobre un cometa brillant al 1618. Va ser descoberta independentment per diferents astr??noms en els anys seg??ents, incloent-hi Christiaan Huygens al 1656 (i al 1659 va publicar el seu primer dibuix). Charles Messier la catalog?? al 1769, i tamb?? va catalogar tres estrelles del Trapezi. (La primera detecci?? d'aquestes tres estrelles ??s de Galileu al 1617, per?? no se n'adon?? de la nebulosa dels seus voltants, possiblement degut a l'estret camp de visi?? del seu telescopi primerenc). Charles Messier public?? la primera edici?? del seu cat??leg sobre bjectes del cel profund al 1774 (acabat al 1771).[10] Com que la nebulosa d'Ori?? va ser catalogada com l'objecte 42 ara tamb?? ??s coneguda amb el nom M2.

L'espectroscopi de William Huggins mostr?? la natura gasosa de la nebulosa al 1865. Henry Draper va fer la primera fotografia de la nebulosa d'Ori?? al setembre de 1880, sent la primera fotografia del cel profund en la hist??ria.

Al 1902, Vogel i Eberhard descobriren velocitats diferents dins la nebulosa i al 1914 els astr??noms de Marsella usaren l'interfer??metre per detectar rotacions i moviments irregulars. Campbell i Moore confirmaren aquests resultats usant l'espectr??graf, demostrant turbul??ncies dins la nebulosa.[11]

Al 1931, Robert J. Trumpler notaren que les estrelles m??s febles prop de Trapezi formaven un c??mul, i va ser el primer en anomenar-lo c??mul de trapezi. Basant-se en les seves magnituds i tipus espectrals, va calcular la dist??ncia estimada en 1.800 anys llun. Aix?? suposava tres vegades m??s lluny de la dist??ncia estimada acceptada fins llavors, per?? molt m??s propera a les dades actuals . [12]

Al 1993,el telescopi espacial Hubble observ?? la nebulosa d'Ori??, les imatges obtingudes es van usar per construir un detallat model de la nebulosa en tres dimensions.S'han observat discs protoplanetaris al voltant de la majoria de les noves estrelles formades a nebulosa i tamb?? s'han pogut estudiar els efectes destructius de l'alt nivell d'energia ultravioleta procedent de les estrelles m??s massives.[13]

Al 2005,l' Advanced Camera for Surveys instrument del telescopi espacial Hubble capt?? la imatge m??s detallada que es t?? de la nebulosa. La imatge captur?? sobre les 3.000 estrelles per sora de la magnitud 23 incloent una nana marr?? i una possible estrella bin??ria nana marr??.[14] A year later, scientists working with the HST announced the first ever masses of a pair of eclipsing binary brown dwarfs, 2MASS J05352184???0546085. The pair are located in the Orion Nebula and have approximate masses of 0.054 Ms and 0.034 Ms respectively, with an orbital period of 9.8 days. Surprisingly, the more massive of the two also turned out to be the less luminous.[15]

[edita] Estructura

Les imatges optiques revelen n??vols de gas i pols en la nebulosa d'Ori??; una imatge d'infraroig (dreta) revela les noves estrelles brillants a dins Cr??dit: C. R. O'Dell-Vanderbilt University, NASA, i ESA.
Les imatges optiques revelen n??vols de gas i pols en la nebulosa d'Ori??; una imatge d'infraroig (dreta) revela les noves estrelles brillants a dins Cr??dit: C. R. O'Dell-Vanderbilt University, NASA, i ESA.

La nebulosa d'Ori?? s'exten sobre una regi?? de 10?? en el cel, i inclou n??vols de gas i pols, associacions d'estrelles, volums ionitzats de gas i nebuloses de reflexi??.

La nebulosa forma un n??vol esf??ric que t?? el seu pic de densitat prop del centre..[16] El n??vol t?? una temperatura que varia fins al 10.000 K, per?? aquesta temperatura cau dr??sticament en els l??mits de la nebulosa.[17] A difer??ncia de la distribuci?? de densitat, el n??vol mostra una gamma de velocitats i turbul??ncies, particularment al voltant de la regi?? central. Els moviments relatius s??n fins a 19 km/s, amb variacions locals de fins a 50 km/s i possiblement m??s altes.

El model astron??mic actual per a la nebulosa consisteix en un regi?? centrada a Theta1 Orionis C, la estrella responsable de la major part de la radiaci?? ionitzant ultraviolada. (Emet 3-4 vegades tanta llum ionitzant com la seg??ent estrella m??s brillant,as much photoionizing light as the next brightest star, Theta2 Orionis A.[18]) Est?? envoltada per una crugia irregular i c??ncava de n??vols m??s neutrals d'alta densitat amb agrupaments de gas neutral a la part exterior de l'??rea de la crugia. Aquesta a la seva vegada es troba al per??metre del n??vol molecular d'Ori??.

Els obsevadors han donat nom a algunes particularitats de la nebulosa d'Ori??. El cam?? fosc que s'exten des del nord cap a la regi?? l'anomenen ???boca de peix???. Les dues regions il??lumidades als dos costats s'anomenen ???ales???. Una altra formaci?? particular inclou ???l'espasa???, ???la ganivetada??? i ???el veler???.[19]

[edita] Formaci?? estel??lar

Vista d'alguns discs protoplanetaris en la nebulosa d'Ori?? fotografiats pel Telescopi espacial Hubble. Cr??dit:NASA.
Vista d'alguns discs protoplanetaris en la nebulosa d'Ori?? fotografiats pel Telescopi espacial Hubble. Cr??dit:NASA.

La nebulosa de d'Ori?? ??s un exemple d'incubadora estel??lar on noves estrelles neixen. Les observacions de la nebulosa han mostrat aproximadament 700 estrelles en diferents estats de formaci?? dins de la nebulosa.

Observacions recents amb el Telescopi espacial Hubble han mostrat la major quantitat de discs protoplanetaris en la nebulosa d'Ori??'.[20] El telescopi espacial Hubble ha revelat m??s de 150 discs dins la nebulosa, i es considera que estan en els primers estadis de formaci?? del sistema solar. El gran nombre trobat, s'ha aportat com a prova de que la formaci?? de sistemes solars ??s for??a com?? a l'univers. Les estrelles es formen quan els agrupament d'hidrogen i altres gasos en una regi?? HII es contrauen deguat a la seva pr??pia gravetat. Quan el gas es col??lapsa, l'agrupament central creix enfortit i el gas s'escalfa fins a temperatures extremes convertint l'energia potencial gravitat??ria en energia t??rmica. Si la temperatura creix prou, s'iniciar?? la fusi?? nuclear i es formar?? un protoestrella. La protoestrella ???neix??? quan es comen??a a emetre prou energia radioactiva com per compensar la seva gravetat i aturar el col??lapse gravitacional.

Normalment, un n??vol de material roman a una dist??ncia considerable de l'estrella abans de la ignici?? de la reacci?? de fusi??.El romanent del n??vol ??s el disc protoplanetari de la protoestrella, on els planetes podrien formar-se. Obsercacions infraroges recents mostren que els grans de pols en aquests discs protoplanetaris creixen, comen??ant el cam?? per a formar planetesimals.[21]

Una vegada la protoestrella entra en la seva fase de seq????ncia principal, es classifica com a estrella. Encara que la majoria dels discs protoplanetaris poden formar planetes, les observacions mostren que una intensa radiaci?? estel??lar habria destruit qualsevol disc protoplanetari (proplyd en angl??s) que es form??s prop del grup del Trapezi, si el grup ??s tan vell com com les estrelles de baixa massa del c??mul..[13] Since proplyds are found very close to the Trapezium group, it can be argued that those stars are much younger than the rest of the cluster members.[c]

[edita] Vents estel??lars i els efectes

Una vegada formades, les estrelles de la nebulosa emeten un flux de part??cules carregades conegut com vent estel??lar. Les estrelles massives (estrelles OB) i les estrelles joves tenen vents estel??lars molt m??s forts que els del Sol.[22] El vent forma ones de xoc quan troba el gas de la nebulosa, llavors modela la forma dels n??vols de gas. Les ones de xoc dels vents estel??lars juguen un paper important en la formaci?? estel??lar compactant els n??vols de gas, creant densitats no homog??nies que condueixen al col??lapse gravitatori del n??vol.

Hi ha tres tipus diferents de xocs en la nebulosa d'Ori??. Molts s??n atributs d'objectes Herbig-Haro:[23]

  • Els xocs de proa (Bow shock en angl??s) s??n estacionaris i es formen quan dues part??cules de vapor col??lideixen entre elles. Estan presents prop de les estrelles m??s calentes de la nebulosa on la velocitat del vent estel??lar s'estima en milers de quil??metres per segon i en les parts exteriors de la nebulosa on les velocitats s??n desenes de quil??metres per segon. Els xocs de proa es poden formar al front dels jets estel??lars quan el jet xoca part??cules interestel??lars.
  • Xocs de jet es formen de jets de material sorgit de les nounates estrelles T Tauri. Aquests estrets vapors viatgen a centenes de quil??metres per segon, i es converteixen en xocs quan troben gasos relativament estacionaris.
  • Xocs deformats semblen als xocs de proa bow shocks . Es produeixen quan el xocs de jet troben gas movent-se a contracorrent.

La din??mica del moviment de gasos a l'M42 s??n complexos, no obstant tendeixen a sortir a l'obertura de la crugia i dirigint-se cap a la Terra.[24] La gran ??rea neutre darrera de la regi?? ionitzada es contrau sota la seva pr??pia gravetat.

[edita] Evoluci??

Imatge panor??mica del centre de la nebulosa, presa pel telescopi espacial Hubble. Aquesta vista ??s d'uns 2,5 anys llum. El Trapezi es al centre a l'esquerra. Cr??dit:NASA/ESA.
Imatge panor??mica del centre de la nebulosa, presa pel telescopi espacial Hubble. Aquesta vista ??s d'uns 2,5 anys llum. El Trapezi es al centre a l'esquerra. Cr??dit:NASA/ESA.

Els n??vols interestel??lars com la nebulosa d'Ori?? es troba a totes les gal??xies com la via L??ctia. Comencen com el l??mit gravitacional d'hidrogen fred i neutre, mesclat amb traces d'altres elements. El n??vol pot contenir centenars de milers de masses solars i estendre's per centenars d'anys llum. Les diminutes forces de gravetat que podrien obligar el n??vol a col??lapsar-se estan igualades per la poca pressi?? del gas del n??vol.

Si degut a col??lisions amb un bra?? espiral, o a trav??s d'un ona de xoc emesa des de supernoves, els ??toms es precipiten en mol??cules m??s pesants i el resultat ??s un n??vol molecular. Aix?? presagia la formaci?? d'estrelles en el n??vol, es creu que en un per??ode de 10-30 milions d'anys, ja que la regi?? passa la massa Jeans i els volums desestabilitzats es col??lapsen en discs. Els discs es concentren al nucli per formar una estrella, que podria estar envoltada de un disc protoplanetari. Aquest ??s el actual estadi de l'evoluci?? de la nebulosa, amb estrelles adicionals formant-se de n??vols moleculats col??lapsats. Les estrelles m??s joves i m??s brillants que podem observar en la nebulosa d'Ori?? es creu que tenen menys de 300.000 anys[25], i la m??s brillant tan sols 10.000 anys.

Algunes d'aquestes estrelles col??lapsants poden ser particularment massives, i poden emetre graqns quantitats de radiaci?? ionitzant ultravioleta. Un exemple d'aix?? es pot observar en el c??mul del Trapezi. Amb el temps la llum ultraviolada de l'estrella massiva del centre de la nebulosa pot emp??nyer el gas i pols que l'envolta en un proc??s anomenat fotoevaporaci??. Aquest proc??s ??s responsable de crear la cavitat interior de la nebulosa, permitint que puguem veure les estrelles del nucli des de la Terra.[3]Les m??s gran d'aquestes estrelles tenen una vida curta i evolucionen per convertir-se en supernoves.

En uns 100.000 anys, la major part del gas i pols ser?? ejectat. El romanent formar?? un c??mul obert, un c??mul brillant, estrelles joves envoltades de t??nues filaments de l'antic c??mul. Les Pl??iades ??s un fam??s exemple d'aquests c??muls.


[edita] Vegeu tamb??

[edita] Notes

  1. ^ 1,270 ?? tan( 66??? / 2 ) = 12 al. radi
  2. ^ Des de zones temperades de l'hemisferi nord, la nebulosa es veu sota el cintur?? d'Ori??; Des de les zones temperades de l'hemisferi sud la nebulasa apareix a sobre del cintur??.
  3. ^ C. Robert O'Dell va comentar sobre aquest article de la viquip??dia, "L'??nic gran error ??s l'??ltima frase de la secci?? de formaci?? estel??lar. Hauria de dir: Encara que la majoria de discs planetaris poden formar planetes, les observacions mostren que la radiaci?? estel??lar intensa podria destruir qualsevol proplyd que es form??s prop del grup del Trapezi, si el grup ??s tan vell com les estrelles de baixa massa del c??mul. Com que els proplyds es troben molt a prop al grup del Trapezi, es pot discutir que aquestes estrelles s??n molt m??s joves que la resta de membres del c??mul.'"

[edita] Refer??ncies

  1. ??? Sandstrom, Karin M, Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (1999). ??A Parallactic Distance of 389+24-21 parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations??. The Astrophysical Journal 667 (2): 1161-1169. Data de la consulta 2007-11-03.
  2. ??? Allen, Richard Hinchley; Starnames, Their Lore and Meaning, 1889
  3. ??? 3,0 3,1 Press release, "Astronomers Spot The Great Orion Nebula's Successor", Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2006.
  4. ??? A. Blaauw & W.W. Morgan, 1954, "The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula", Astrophysical Journal, v.119, p.625.
  5. ??? Bowen, Ira S., 1927, "The Origin of the Nebulium Spectrum," Nature 120, 473
  6. ??? Kaufman, Anthony (November 2006). ??Transcending Death: An interview with Darren Aronofsky, director of The Fountain??. seed (November). Data de la consulta 2007-05-22.
  7. ??? Krupp, Edward C. (February 1999). ??Igniting the Hearth??. Sky & Telescope (February): 94. Data de la consulta 2006-10-19.
  8. ??? James, Andrew (October 29, 2005). The Great Orion Nebula: M42 and M43. Southern Astronomical Delights. Data d'acc??s: 2006-10-27.
  9. ??? Tibor Herczeg, Norman (January 22, 1999). The Orion Nebula: A chapter of early nebular studies. History of Astronomy. Data d'acc??s: 2006-10-27.
  10. ??? Charles Messier, 1774, "Catalogue des N??buleuses & des amas d'??toiles, que l'on d??couvre parmi les ??toiles fixes sur l'horizon de Paris; observ??es ?? l'Observatoire de la Marine, avec differens instruments.", M??moires de l'Acad??mie Royale des Sciences, Paris.
  11. ??? W.W. Campbell and J.H. Moore, 1917, "On the Radial Velocities of the Orion Nebula", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 29, No. 169.
  12. ??? Trumpler, R. J., 1931, "The Distance of the Orion Nebula", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 43, No. 254.
  13. ??? 13,0 13,1 David F. Salisbury, 2001, "Latest investigations of Orion Nebula reduce odds of planet formation".
  14. ??? M. Robberto, "An overview of the HST Treasury Program on the Orion Nebula", American Astronomical Society Meeting 207. Also see the NASA Press Release.
  15. ??? K.G. Stassun, R.D. Mathieu and J.A. Valenti, "Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system", Nature, 440, 311-314, 16 March 2006.
  16. ??? B. Balick et al, 1974, "The structure of the Orion nebula", 1974, Astronomical Society of the Pacific, Vol. 86, Oct., p. 616.
  17. ??? ibid, Balick, pg. 621.
  18. ??? C. R. O'Dell, 2000, "Structure of the Orion Nebula", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 113:29-40.
  19. ??? "M-42", Students for the Exploration and Development of Space, April 12, 2006.
  20. ??? M.J. McCaughrean and C.R. O'dell, 1996, "Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula", Astronomical Journal, v.111, p.1977.
  21. ??? Marc Kassis et al, 2006, "Mid-Infrared Emission at Photodissociation Regions in the Orion Nebula", The Astrophysical Journal, 637:823-837. Also see the press release.
  22. ??? Ker Than, 11 January 2006, "The Splendor of Orion: A Star Factory Unveiled", Space.com
  23. ??? "Mapping Orion's Winds", January 16, 2006, Vanderbilt News Service
  24. ??? ibid, Balick, pp. 623 624.
  25. ??? "Detail of the Orion Nebula", HST image and text.

[edita] Enlla??os externs

 A Wikimedia Commons hi ha contingut multim??dia relatiu a:
Orion Nebula
Cat??leg Messier
M1 - M2 - M3 - M4 - M5 - M6 - M7 - M8 - M9 - M10 - M11 - M12 - M13 - M14 - M15 - M16 - M17 - M18 - M19 - M20 - M21 - M22 - M23 - M24 - M25 - M26 - M27 - M28 - M29 - M30 - M31 - M32 - M33 - M34 - M35 - M36 - M37 - M38 - M39 - M40 - M41 - M42 - M43 - M44 - M45 - M46 - M47 - M48 - M49 - M50 - M51 - M52 - M53 - M54 - M55 - M56 - M57 - M58 - M59 - M60 - M61 - M62 - M63 - M64 - M65 - M66 - M67 - M68 - M69 - M70 - M71 - M72 - M73 - M74 - M75 - M76 - M77 - M78 - M79 - M80 - M81 - M82 - M83 - M84 - M85 - M86 - M87 - M88 - M89 - M90 - M91 - M92 - M93 - M94 - M95 - M96 - M97 - M98 - M99 - M100 - M101 - M102 - M103 - M104 - M105 - M106 - M107 - M108 - M109 - M110