Il Catalogo Messier per costellazione

Andromeda tre oggetti: M31 galassia spirale, M32 galassia ellittica nana, M110 galassia ellittica nana;

Acquario tre oggetti: M2 ammasso globulare, M72 ammasso globulare, M73 quattro stelle;

Auriga tre oggetti: M36, M37 e M38 ammassi aperti;

Cancro due oggetti: M44 e M67 ammassi aperti;

Cani da Caccia cinque oggetti: M3 ammasso globulare, M51, M63, M94 e M106 galassie spirali;

Cane Maggiore un oggetto: M41 ammasso aperto;

Capricorno un oggetto: M30 ammasso globulare;

Cassiopea due oggetti: M 52, M103 ammassi aperti;

Balena un oggetto: M77 galassia spirale;

Chioma di Berenice otto oggetti: M53 ammasso globulare, M64 galassia spirale, M85 galassia ellittica, M88 galassia spirale, M91 galassia spirale barrata, M98 galassia spirale, M99 galassia spirale, M100 galassia spirale;

Cigno due oggetti: M29 e M39 ammassi aperti;

Gemelli un oggetto: M35 ammasso aperto;

Ercole due oggetti: M13 e M92 ammassi globulari;

Idra tre oggetti: M48 ammasso aperto, M68 ammasso globulare, M83 galassia spirale;

Leone cinque oggetti: M65 galassia spirale, M66 galassia spirale, M95 galassia spirale barrata; M96 galassia spirale; M105 galassia ellittica;

Lepre un oggetto: M79 ammasso globulare;

Lira due oggetti: M56 ammasso globulare, M57 nebulosa planetaria;

Unicorno un oggetto: M50 ammass0 aperto;

Ofiuco sette oggetti: M9, M10, M12, M14, M19, M62, M107 ammassi globulari;

Orione tre oggetti: M42 nebulosa ad emissione, M43 nebulosa ad emissione, M78 nebulosa a riflessione;

Pegaso un oggetto: M15 ammasso globulare;

Perseo due oggetti: M34 ammasso aperto e M76 mebulosa planetaria;

Pesci un oggetto: M74 galassia spirale;

Poppa tre oggetti: M46, M47 e M93 ammassi aperti;

Freccia un oggetto: M71 ammasso globulare;

Sagittario 15 oggetti: M8 nebulosa ad emissione, M17 nebulosa ad emissione, M18 ammasso aperto, M20 nebulosa ad emissione, M21 ammasso aperto, M22 ammasso globulare, M23 ammasso aperto, M24 nube stellare, M25 ammasso aperto, M28, M54, M55, M69, M70 e M 75 ammassi globulari;

Scorpione quattro oggetti: M4 ammasso globulare, M6 e M7 ammassi aperti e M80 ammasso globulare;

Scudo due oggetti: M11 e M26 ammassi aperti;

Serpente due oggetti: M5 ammasso globulare e M16 ammasso aperto;

Toro due oggetti: M1 resto di supernova e M45 ammasso aperto;

Triangolo un oggetto: M33 galassia spirale;

Orsa Maggiore sette oggetti: M40 stella doppia, M81 galassia spirale, M82 galassia peculiare, M97 nebulosa planetaria, M101 galassia spirale, M108 galassia spirale, M109 galassia spirale barrata;

Vergine undici oggetti: M49 galassia ellittica, M58 galassia spirale, M59 galassia ellittica, M60 galassia ellittica, M61 galassia spirale, M84 galassia ellittica, M86 galassia ellittica, M87 galassia ellittica, M89 galassia ellittica, M90 galassia spirale, M104 galassia spirale;

Volpetta un oggetto: M27 nebulosa planetaria;

N.B. M102 errore di posizione.

 

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Catalogo Messier

L’astronomo francese Charles Messier nacque a Badonviller il 26 giugno del 1730. È famoso per aver compilato un catalogo di 110 oggetti (principalmente nebulose e ammassi stellari) che porta il suo nome. Il suo scopo nel creare il Catalogo era di aiutare i cacciatori di comete (come Messier stesso), e altri osservatori del cielo, a distinguere gli oggetti dall’apparenza diffusa ma fissi nel cielo, che potevano essere scambiati per comete. L’osservazione di queste ultime era infatti molto importante al tempo di Messier, mentre le nebulose dai contorni poco definiti visibili in posizioni fisse del cielo erano per lo più inspiegate ed ignorate, anche per la mancanza di mezzi tecnici che permettessero di studiarle in dettaglio. Ironia della sorte, Messier diventerà famoso per aver catalogato gli oggetti che non voleva vedere. Charles Messier, decimo di dodici fratelli, rimase orfano quando non aveva ancora undici anni. A ventuno anni decise di abbandonare la propria casa nativa per trasferirsi in città in cerca di fortuna. Arrivato a Parigi, Messier venne assunto dall’astronomo Joseph Nicolas Delisle possessore di un osservatorio privato, presso Cluny. Lavorando presso questo osservatorio, Messier si ricordò del piacere che aveva provato nell’osservare la cometa del 1744, una delle più curiose tra quelle dell’epoca, e l’eclisse di Sole del 1748. Così, seguendo gli insegnamenti di Delisle e di Libour, che lo iniziò nell’uso degli strumenti astronomici e all’osservazione delle comete e delle eclissi, Messier cominciò ad osservare il cielo. In suo onore sono stati chiamati l’asteroide 7359 Messier e un cratere della Luna.
L’opera che gli ha dato fama duratura è il famoso Catalogo di nebulose e ammassi di stelle. Tuttavia la realizzazione del catalogo non fu vissuta da Messier come un’opera di grande importanza. Egli era un cercatore di comete e non di ammassi stellari o altro, sebbene abbia svolto molte osservazioni slegate dalle ricerche cometarie, quali ad esempio le osservazioni planetarie. Tale è l’ostinazione che egli mostra nel ricercare le comete che non è chiaro quale sia stato lo stimolo che l’ha spinto alla stesura del catalogo di 110 oggetti. Un’ipotesi plausibile è che lo spunto si debba proprio a questo suo maniacale interesse per le comete. Durante le osservazioni gli accadeva infatti di imbattersi in oggetti nebulosi di modeste dimensioni che, con i piccoli telescopi da lui usati, apparivano del tutto uguali ad una cometa, perché: “niente assomiglia tanto ad una stella nebulosa, quanto una cometa che comincia ad essere visibile agli strumenti”.
È possibile che riportasse su una lista tutti gli oggetti che potevano sembrare delle comete in modo da non essere più tratto in inganno. Tuttavia nel presentare il catalogo agli accademici egli espressamente disse: “Ho intrapreso questo lavoro ne 1764, sia osservando le nebulose già conosciute, sia cercandone delle altre […] lavoro che è stato lungo e faticoso […] lavoro che ancora mancava all’astronomia”. Messier presenta dunque all’accademia un lavoro che era bene si facesse, a prescindere da un eventuale uso legato alla ricerca delle comete.
Il catalogo di Messier non è il primo catalogo di oggetti non stellari che sia stato stilato, ma è per la sua ottima fattura che esso è stato tramandato sino a noi. Per esempio, William Herschel, che operò pochi anni dopo Messier e che catalogò da solo migliaia di oggetti, evitò attentamente di dare un nome e nuova catalogazione agli oggetti contenuti nel catalogo di Messier, a riprova della stima e della considerazione che aveva per l’astronomo francese. Charles Messier morì a Parigi il 12 aprile 1817.

Il Catalogo Messier

Da Messier 1 a Messier 10
Questi gli oggetti celesti presenti nel famoso Catalogo di Messier (vedi anche articoli “Gli oggetti di Messier” e “Benvenuti nel Profondo Cielo”.
M 1 (NGC 1952) nel Toro. A.R. 5h34.5m; Dec. +22°01’; mag. 8,4; distanza 6300 anni luce. Si tratta della famosa nebulosa Granchio (Crab Nebula), residuo della supernova apparsa nell’anno 1054. Al suo interno vi è una pulsar in rapida rotazione su se stessa (vedi anche articoli “La pulsar del Granchio” e “La nebulosa del Granchio osservata speciale”)
M 2 (NGC 7089) nell’Acquario. A.R. 21h33,5m; Dec. -0°49’; mag. 6,5; distanza 37.000 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare (vedi anche articolo “L’Acquario nel cielo di novembre”).
M 3 (NGC 5272) nei Cani da Caccia. A.R. 13h42,2m; Dec. +28°23’; mag. 6,3; distanza 32.500 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare luminoso e molto evidente. E’ uno degli ammassi globulari più rilevanti contenendo, secondo le stime, oltre mezzo milione di stelle. E’ estremamente ricco di stelle variabili (vedi anche articolo “I Cani da Caccia che inseguono l’Orsa Maggiore”).
M 4 (NGC 6121) nello Scorpione. A.R.16h 23.6m; Dec. -26° 32´; mag. 5,9; M4 è uno degli ammasso globulari più vicini, la sua distanza è inferiore a 7.000 anni luce circa, che sarebbe la minore per un ammasso globulare e precederebbe NGC 6397 nella costellazione meridionale dell’Ara che al momento sembra essere leggermente più distante (7.200 anni luce). M4 è rilevabile ad occhio nudo con cieli molto bui (1,3 gradi ad ovest di Antares) ed è imponente già con un piccolo strumento (vedi anche articolo “Il destino di Antares”).
M 5 (NGC 5904) nel Serpente. A.R. 15h 18.6m; Dec. +02° 05´; mag. 5,7; distanza 25.000 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare. Con un’età stimata in 13 miliardi di anni, si pensa sia uno degli ammassi globulari più vecchi . Ha un diametro di circa 130 anni luce e ciò lo rende anche uno dei più grandi. M 5 si sta allontanando da noi a circa 50 km/sec (vedi anche articolo “I Pilastri della creazione nel Serpente”).
M 6 (NGC 6405) nello Scorpione. A.R. 17h 40.1m; Dec. -32° 13´; mag. 5,3; distanza 2000 anni luce. Un gruppo affascinante la cui conformazione ricorda il contorno di una farfalla con le ali aperte. Il diametro di questo ammasso aperto è di circa 20 anni luce con una densità di 0,6 stelle per parsec cubico.
M 7 (NGC 6475) nello Scorpione. A.R. 17h 53.9m; Dec. -34° 49´; mag. 4,1; distanza 800 anni luce. Si tratta di un ammasso aperto. M 7 è formato da 80 stelle più luminose della magnitudine 10, in un campo di circa 1,3 gradi di diametro apparente che, alla distanza di 800 anni luce corrisponde ad una estensione lineare di 18 anni luce.
M 8 (NGC 6523) nel Sagittario. A.R. 18h 03.8m; Dec. -24° 23´; mag. 4,6; distanza 5200 anni luce. Si tratta di una nebulosa ad emissione soprannominata Laguna contenente il giovanissimo ammasso aperto NGC 6530 (vedi anche articolo “Nel Sagittario il centro della Via Lattea”, “A spasso fra le nebulose: da Messier 8 a Gum 19” e “Un inferno nel cuore della Laguna”.
M 9 (NGC 6333) in Ofiuco. A.R. 17h 19,2m; Dec. -18° 31´; mag. 7,9; distanza 22.500 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare un po’ oscurato da gas e polveri interstellari in quanto visibile in una direzione non molto lontana dal centro galattico. Esso infatti è parzialmente interessato dalla nebulosa oscura B 64 (cioè Barnard 64 dal catalogo di 349 nebulose oscure redatto dallo statunitense Edward Emerson Barnard nel 1927) che, essendo più vicina a noi, ne maschera in parte la luce.
M 10 (NGC 6254) in Ofiuco. A.R. 16h 57.1m; Dec. -04° 06´; mag. 6,7; distanza 14.500 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare (vedi anche articolo “Ofiuco e la Stella di Keplero”.
Da Messier 11 a Messier 20
M 11 (NGC 6705) nello Scudo. A.R. 18h 51.1m; Dec. -06° 16´; mag. 5,8; distanza 5600 a.l. Si tratta dell’ammasso aperto dell’Anatra Selvatica, uno dei più ricchi e spettacolari. Si ritiene contenga 2.900 stelle, di cui circa 500 più luminose della magnitudine 14. Un osservatore al centro di M11 vedrebbe molte centinaia di stelle di prima grandezza!
M 12 (NGC 6218) in Ofiuco. A.R. 16h 47.2m; Dec. -01° 57´; mag. 6,6; distanza 18.000 a.l. Si tratta di un ammasso globulare quasi gemello di M 10.
M 13 (NGC 6205) in Ercole. A.R. 16h 41.7m; Dec. 36° 28´; mag. 5,9; distanza 23500 a.l. Si tratta del famoso grande ammasso di Ercole. Dalle latitudini italiane M 13 è l’ammasso globulare più agevole da risolvere in stelle in quanto, rispetto alla media degli altri globulari, è di luminosità intrinseca molto elevata, non è situato ad una distanza troppo grande ed infine, grazie alla sua declinazione ampiamente positiva, ci passa quasi sopra la testa, dove il cielo è più trasparente. Le sue stelle più brillanti sono giganti rosse di magnitudine attorno a 12.
M 14 (NGC 6402) in Ofiuco. A.R. 17h 37.6m; Dec. -03° 15´; mag. 7,6; distanza 33500 a.l. Si tratta di un ammasso globulare. La sua magnitudine assoluta (-9,3) ce lo evidenzia come uno degli ammassi globulari più brillanti della nostra Galassia.
M 15 (NGC 7078) in Pegaso. A.R. 21h 30m; Dec. +12° 10´; mag. 6,3; distanza 30500 a.l. Si tratta di un luminoso ammasso globulare.
M 16 (NGC 6611) nel Serpente. A.R. 18h 18.8m; Dec. -13° 47´; mag. 5,8; distanza 8200 a.l. A circa 7000 anni luce da noi nella costellazione del Serpente e nel braccio a spirale interno a noi più vicino, della nostra galassia la Via Lattea, in una grande nuvola di polvere e gas interstellare, è iniziato un intenso processo di formazione di nuove stelle. L’ammasso aperto M16 si è formato da questa grande nube di polvere e gas, la Nebulosa diffusa Aquila IC 4703, che ora brilla perché è eccitata dalla radiazione ad alta energia delle sue giovani stelle, calde e massicce. Attualmente il processo di formazione è ancora in corso.
M 17 (NGC 6618) nel Sagittario. A.R. 18h 20.8m; Dec. -16° 11´; mag. 6,0; distanza 5000 a.l. Una vistosa nebulosa ad emissione soprannominata Omega con al suo interno un giovanissimo ammasso aperto NGC 6618.
M 18 (NGC 6613) nel Sagittario. A.R. 18h 19.9m; Dec. -17° 08´; mag. 7.5; distanza 4.900 a.l. Si tratta di un mmasso aperto.
M 19 (NGC 6273) in Ofiuco. A.R. 17h 02.6m; Dec. -26° 16´; mag. 6.6; distanza 27.100 a.l. William Herschel fu il primo a risolvere questo ammasso globulare.
M 20 (NGC 6514) nel Sagittario. A.R. 18h 02.6m; Dec. -23° 02´; distanza 5.200 a.l. E’ la famosa Nebulosa Trifida e al suo interno vi è un giovanissimo ammasso aperto chiamato NGC 6514.
Da Messier 21 a Messier 30
M 21 (NGC 6531) nel Sagittario. A.R. 18h 04m36s; Dec. -22° 30‘; distanza 4200 anni luce. M 21 è un ammasso aperto scoperto il 5 giugno 1764 da Messier.
M 22 (NGC 6656) nel Sagittario. A.R. 18h36,4m; Dec. -23°54’; distanza 10.000 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare relativamente vicino ed è il più luminoso visibile dalle latitudini italiane. Purtroppo M 22 risulta penalizzato dalla sua declinazione negativa.
M 23 (NGC 6494) nel Sagittario. A.R. 17h56,8m; Dec. -19°01’; mag. 5,5; distanza 2150 anni luce. Si tratta di un vasto e ricchissimo ammasso aperto.
M 24 (contiene NGC 6603) nel Sagittario. A.R. 18h16,9m; Dec. -18°29’; mag. 4,5. Si tratta di una nube stellare tutta fittamente popolata di stelle. In essa si vede proiettato un ammasso aperto, ma si tratta del piccolo e debole NGC 6603 situato a ben 9400 anni luce di distanza.
M 25 (IC 4725) nel Sagittario. A.R. 18h31,6m; Dec. -19°15’; mag. 4,6; distanza 1900 anni luce. Si tratta di un vasto ammasso aperto. La sua stella più brillante è U Sgr una variabile cefeide la cui luminosità oscilla fra mag. 6,3 e 7,1 con un periodo di 6,745 giorni; si tratta di una supergigante gialla.
M 26 (NGC 6694) nello Scudo. A.R. 18h45m18s; Dec. -09°24‘; distanza 5000 anni luce. Si tratta di un ammasso aperto. M 26 si individua con un po’ di difficoltà circa 1° a ESE dalla stella delta Scuti, nel centro della costellazione, e giace in un campo di stelle estremamente ricco, a causa della presenza di grandi nubi stellari della Via Lattea.
M 27 (NGC 6853) nella Volpetta. A.R. 19h59,6m; Dec. +22°43’; mag. 7,4; distanza 1000 anni luce. Si tratta di una famosa nebulosa planetaria. L’espansione dell’inviluppo di gas, che avviene alla velocità di 30 Km/s, è di quasi un miliardo di chilometri all’anno.
M 28 (NGC 6626) nel Sagittario. A.R. 18h 24.5m; Dec.-24° 52´; distanza 17.900 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare. Con un diametro lineare di circa 75 anni luce, M 28 appare considerevolmente piccolo e compresso del vicino e più impressionante M 22. Per risolverlo in stelle, sono necessari strumenti di buona apertura.
M 29 (NGC 6913) nel Cigno. A.R. 20h23,9m; Dec. +38°32’; mag. 6,6; distanza 4100 anni luce. Si tratta di un ammasso aperto.
M 30 (NGC 7099) nel Capricorno. A.R. 21h40,4m; Dec. -23°11’; mag. 7,5; distanza 27.000 anni luce. Si tratta di un ammasso globulare. Ha un diametro di circa 76 anni luce; l’ammasso si sta avvicinando ad una velocità di 182 km/s.
Da Messier 31 a Messier 40
M 31 (NGC 224) in Andromeda. A.R. 00h42m7s; Dec. +41°16’; distanza 2.200.000 anni luce. M 31 è la famosa galassia Andromeda, la galassia più grande a noi vicina che forma il Gruppo Locale di galassia insieme alle sue compagne (fra cui M 32 ed M 110, due luminose galassie ellittiche nane), la nostra Via Lattea le sue compagne, M 33 ed altre. Visibile ad occhio nudo sotto cieli moderatamente bui, questo oggetto era noto come la “piccola nube” all’astronomo persiano Al-Sufi, che l’osservò nel 905 d.C. (descrivendola nel suo Libro delle stelle fisse). Per lungo tempo si è creduto che la “Grande nebulosa Andromeda” fosse una delle nebulose più vicine (William Herschel riteneva, sbagliando, che la sua distanza non superasse 2.000 volte la distanza di Sirio).Fu William Huggins, il pioniere della spettroscopia, che notò la differenza tra le linee spettrali delle nebulose gassose e queste “nebulae” dallo spettro continuo, che sappiamo oggi essere galassie. Nel 1923 Edwin Hubble scoprì la vera natura di M 31 come galassia. Oggi la galassia Andromeda è sicuramente la galassia “esterna” più studiata. Il particolare interesse risiede nel fatto che ci permette di studiare tutte le caratteristiche di una galassia dall’esterno, caratteristiche che ritroviamo nella Via Lattea ma che non possiamo osservare poiché la maggior parte della nostra Galassia è nascosta dalla polvere interstellare. Alcune delle caratteristiche menzionate in precedenza sono interessanti anche per gli astrofili. Persino Charles Messier trovò le due compagne più luminose, M 32 ed M 110, visibili con un binocolo ed interessanti con piccoli telescopi. Il più luminoso degli oltre 300 ammassi globulari della galassia Andromeda, G1, è anche il più luminoso ammasso nel Gruppo Locale. Supera per luminosità persino il più luminoso della Via Lattea, Omega Centauri e, in condizioni favorevoli, può essere osservato dagli astrofili meglio equipaggiati. L’Hubble Space Telescope ha rivelato che M31 ha un doppio nucleo, probabilmente per aver “fagocitato” una galassia più piccola introdottasi all’interno del nucleo originario. Questo secondo nucleo potrebbe quindi essere ciò che resta di un possibile incontro violento nella prima fase della storia del Gruppo Locale. Sino ad oggi, è stata registrata solo una supernova nella galassia Andromeda, la Supernova 1885, designata anche S Andromedae. Fu la prima supernova ad essere scoperta esternamente alla Via Lattea, il 20 agosto 1885 da Ernst Hartwig (1851-1923). Raggiunse la sesta magnitudine tra il 17 ed il 20 agosto e fu vista indipendentemente da diversi osservatori. Solo Hartwig però ne comprese la natura. Calò alla magnitudine 16 nel febbraio 1890
M 32 (NGC 221) in Andromeda. A.R. 00442m7s; Dec. +40°52’; distanza 2.200.000 anni luce. M32 è una piccola ma luminosa galassia ellittica compagna della Grande Galassia Andromeda e, come tale, membro del Gruppo Locale. E’ una nana ellittica di soli 3 milioni di masse solari ed un diametro lineare di circa 8.000 anni luce, dimensione modesta se paragonata a quella della vicina gigante a spirale. M 32 e l’altra compagna brillante di M 31, M 110, sono le galassie ellittiche luminose più vicine a noi e quindi tra le più studiate. M 32 è stata la prima galassia ellittica in assoluto ad essere scoperta, il 29 ottobre 1749 da Le Gentil. Come Messier ci fa notare nella sua descrizione, la sua prima osservazione di questo oggetto risale al 1757.
M 33 (NGC 598) nel Triangolo. A.R. 01h33m9s; Dec. +30°39‘; distanza 2.300.000 anni luce. M 33 è una galassia chiamata Galassia Triangolo. M 33 è un altro membro importante del Gruppo Locale. E’ piccola se paragonata alla, apparentemente, vicina M 31 ed alla nostra Via Lattea, ma ha dimensioni maggiori rispetto alla media delle galassie a spirale dell’universo. M33 è stata scoperta probabilmente da Hodierna prima del 1654 e riscoperta indipendentemente da Messier nel 1764.
M 34 (NGC 1039) in Perseo. A.R. 02h42m0s; Dec. +42°47’; distanza 1400 anni luce. Si tratta di un ammasso aperto di età intermedia composto da circa 100 stelle che si trova a circa 1.400 anni luce ed è disperso in una regione di oltre 35 minuti d’arco, oltre il diametro della Luna piena.
M 35 (NGC 2168) nei Gemelli. A.R. 06h08m9s; Dec. +24°20’; distanza 2800 anni luce.  L’ammasso aperto M 35 è formato da oltre 200 stelle disperse in un’area pari a quella della Luna piena. Alla distanza di 2.800 anni luce corrisponde ad un diametro di circa 24 anni luce; la densità nella parte centrale è di circa 6,21 stelle per parsec cubico. Ha un’età intermedia di 110 milioni di anni, e contiene alcune stelle uscite dalla sequenza principale (tra cui diverse giganti gialle ed arancioni di classe spettrale tra le ultime del tipo G e le prime K). Facile da trovare anche ad occhio nudo, con condizioni favorevoli, si trova vicino alle 3 stelle del “piede” di uno dei Gemelli.
M 36 (NGC 1960) nell’Auriga. A.R. 05h36m1s; Dec. +34°08’; distanza 4100 anni luce. M 36 è il primo di tre ammassi luminosi nella parte meridionale della costellazione dell’Auriga inclusi nel catalogo di Messier (gli altri due sono M 37 ed M 38). Tutti e tre sono stati registrati per la prima volta da Giovanni Batista Hodierna nel 1654. M 36 dista circa 4.100 anni luce, il suo diametro angolare di 12′ quindi corrisponde a circa 14 anni luce. Ha circa 60 membri accertati il più luminoso dei quali di magnitudine apparente 9, una luminosità 360 volte superiore a quella del Sole, e di classe spettrale B2. Molte di queste stelle ruotano rapidamente, come dimostrano le linee spettrali allargate, un effetto riscontrato anche per i membri luminosi di classe B delle Pleiadi. Poiché è abbastanza giovane (circa 25 milioni di anni luce), non contiene giganti rosse, contrariamente ai vicini M 37 e M 38, che si trovano pressoché alla medesima distanza.
M 37 (NGC 2099) nell’Auriga. A.R. 05h52m4s; Dec. +32°33’; distanza 4400 anni luce. Nonostante M37 sia il più luminoso dei 3 ammassi aperti nella parte meridionale dell’Auriga, venne saltato da Le Gentil quando riscoprì M 36 ed M 38 nel 1749, cosicché fu Charles Messier a scoprirlo indipendentemente il 2 settembre 1764 (tutti e tre gli ammassi furono scoperti da Hodierna ma l’evento fu ignorato fino al 1984). M 37 è anche il più ricco dei tre ed ha un numero considerevole (almeno una dozzina) di giganti rosse.
M 38 (NGC 1912) nell’Auriga. A.R. 05h28m4s; Dec. +35°50’; distanza 4200 anni luce. Questoammasso è stato scoperto senza clamore da Hodierna antecedentemente al 1654 e riscoperto indipendentemente da Le Gentil nel 1749. Alla distanza di 4.200 anni luce il suo diametro angolare corrisponde a circa 25 anni luce, dimensione simile a quella del meno prossimo M 37. Ha un’età intermedia (circa 220 milioni di anni secondo lo Sky Catalog 2000) ed ha, come componente più brillante, una gigante gialla di magnitudine 7,9 di classe spettrale G0 corrispondente ad una magnitudine assoluta di -1,5, la luminosità di 900 soli. Per confronto si pensi che, posto alla distanza di M38, il nostro astro avrebbe la debole magnitudine di 15,3.
M 39 (NGC 7092) nel Cigno. A.R. 21h32m2s; Dec. +48°26’; distanza 825 anni luce. M39 è un ammasso molto ampio ma assai povero, posto a circa 9 gradi ad est e leggermente a nord di Deneb (alfa Cygni). Dista solo circa 800 anni luce ed è di età intermedia (stimata tra 230 e 300 milioni di anni). Sono almeno 30 stelle i membri accertati e confinati in un volume di circa 7 anni luce di diametro.
M 40 (WNC 4) è una stella doppia nell’Orsa Maggiore; A.R. 12h22.4m; dec. +58°05’; distanza 300 anni luce. Questa debole stella doppia fu scoperta da Charles Messier nel corso della ricerca della nebulosa riportata erroneamente nelle vicinanze dall’osservatore del XVII secolo Johann Hevelius. Una volta rilevata la posizione di queste stelle Messier gli assegnò un numero nel suo catalogo. Questo fatto fornisce alcune tracce sulle modalità con cui è stato compilato questo archivio: Messier raccolse le posizioni nel corso della catalogazione degli ammassi stellari e delle nebulose che avrebbero potuto essere confuse per comete.
Da Messier 41 a Messier 50
M 41 (noto anche come Piccolo Alveare o NGC 2287) è un ammasso aperto visibile nella costellazione del Cane Maggiore; giace sul bordo occidentale della scia luminosa della Via Lattea ed è uno degli ammassi stellari più facili da osservare e da risolvere. Dall’emisfero nord è uno degli ammassi aperti più caratteristici del cielo invernale. Ascensione Retta 06h46m00s; Declinazione -20°45’15”; distanza 2350 anni luce. M 41 è un brillante ammasso aperto ben visibile anche ad occhio nudo, in una notte discreta appare infatti come una macchia chiara poco a sud-ovest della brillante stella Sirio; un semplice binocolo anche di piccola potenza è in grado di risolverlo quasi completamente in decine di stelline, il cui colore varia dall’azzurro al biancastro.
M 42 è la famosa Nebulosa di Orione (nota anche come NGC 1976). Si tratta di una dellenebulose diffuse (A.R. 05h35m17,3s; Dec. -05°23’28”) più brillanti del cielo notturno. Chiaramente riconoscibile ad occhio nudo come un oggetto di natura non stellare, è posta a sud del famoso asterismo della Cintura di Orione al centro della cosiddetta Spada di Orione. Posta ad una distanza di circa 1.270 anni luce dalla Terra, si estende per circa 24 anni luce ed è la regione di formazione stellare più vicina al Sistema Solare.
M 43 è una nebulosa diffusa (emissione e riflessione) che si trova nella costellazione di Orione. A.R. 05h35.6m; Dec. -05°16’; distanza 1600 anni luce. M 43 fa parte della Grande Nebulosa di Orione, M 42, dalla quale è separata da una notevole banda scura assai turbolenta. La caratteristica regione scura lungo il bordo est è ben visibile nei telescopi con un diametro a partire da circa 20 cm. La nebulosa stessa è un bell’oggetto già in telescopi di 10 cm.
M 44 è un famoso ammasso chiamato anche Presepe o Alveare (A.R. 08h 40.1m; Dec. +19°59’; distanza 500 anni luce) e si trova nella costellazione del Cancro. E’ uno degli oggetti più facilmente riconoscibili ad occhio nudo ed è conosciuto da tempi remoti. Galileo, il primo a risolvere questo oggetto “nebuloso”, scrive: “La nebulosa chiamata Presepe, non è una stella singola ma un ammasso di oltre 40 piccole stelle”. Con telescopi più grandi, ne è stata confermata l’appartenenza per più di 200 delle 350 stelle visibili nell’ammasso. La sua distanza varia da 500 a 600 anni luce circa e l’età è stimata approssimativamente in 400 milioni di anni. Curiosamente, sia l’età che la direzione del moto proprio di M 44 coincidono quelle delle Iadi, un altro famoso ammasso visibile ad occhio nudo e conosciuto da tempo anche se non incluso né nel catalogo di Messier, né nell’NGC o IC. E’ probabile che questi due ammassi, anche se separati da centinaia di anni luce, abbiano avuto un’origine comune in qualche nebulosa diffusa di gas esistente 400 milioni di anni fa. Di conseguenza, anche le popolazioni stellari sono simili, entrambi contengono giganti rose (M44 almeno 5) e qualche nana bianca.
M 45 è un ammasso aperto che si trova nella costellazione del Toro. Si tratta delle famose Pleiadi (A.R. 03h 47,0m; Dec. +24° 07’; distanza 400 anni luce). Le Pleiadi appartengono a quella categoria di oggetti noti sin dall’antichità. Sono almeno 6 i membri visibili ad occhio nudo, che diventano 9 con moderate condizioni di visibilità e salgono a 12 sotto cieli bui e tersi. Sono chiamate anche “Le Sette Sorelle”, il nome giapponese invece è “Subaru”, utilizzato per l’omonimo marchio automobilistico. Le antiche denominazioni europee (per esempio quelle inglesi e tedesca) ci dicono che un tempo erano paragonate ad una “Chioccia con i pulcini”.
I moderni metodi di osservazione hanno rivelato che ci sono almeno 500 stelle, la maggior poco luminose, che fanno parte dell’ammasso delle Pleiadi e che si estendono per un campo di oltre due gradi (quattro volte il diametro della Luna). Rispetto ad altri ammassi aperti, la densità è abbastanza bassa. E’ questo uno dei motivi per cui si ritiene che le Pleiadi siano destinate, come ammasso, ad una vita piuttosto breve.
M 46 (noto anche come Messier 46 o NGC 2437) è un ammasso aperto (A.R. 07h 41,8m; Dec. -14°49’) visibile nella costellazione della Poppa. Si individua nel nord della costellazione; non vi sono tuttavia stelle particolarmente rilevanti nelle sue vicinanze. L’unica di una certa importanza è la stella 2 Argus Navis (oggi 2 Puppis) di sesta magnitudine. L’oggetto vicino più importante rimane comunque l’ammasso M 47, che si trova a circa un grado ad ovest di M 46. E’ ben visibile con un binocolo che ne permette la parziale risoluzione in stelle; un telescopio da 150-200 mm lo risolve completamente, ed è in grado di mostrare pure la sua caratteristica più celebre, ossia la nebulosa planetaria, nota come NGC 2438, che si trova apparentemente nella sua direzione. M 46 si trova nell’emisfero australe celeste, ma la sua declinazione è sufficientemente bassa da poter essere osservabile da tutte le aree popolate della Terra; il periodo di osservazione nel cielo serale va da gennaio fino a tutto aprile.
M 47 (noto anche come NGC 2422) è un ammasso aperto visibile nella costellazione dellaPoppa. Può essere osservato anche con un binocolo. L’oggetto più importante nelle vicinanze di M 47 è l’ammasso M 46, che si trova circa un grado ad est. Con un buon binocolo i due ammassi sono ben visibili, dando vita ad un magnifico spettacolo. Poco più a nord si osserva anche un altro ammasso, meno luminoso, NGC 2423. M47 si trova nell’emisfero australe celeste, ma la sua declinazione (14°30’) è sufficientemente bassa da poter essere osservabile da tutte le aree popolate della Terra. Il periodo di osservazione nel cielo serale va da gennaio fino a tutto aprile. M 47 si trova ad una distanza di 1.600 anni luce dalla Terra ed ha un’età stimata intorno ai 78 milioni di anni. È quindi un ammasso abbastanza giovane, e la sua popolazione stellare è simile a quella delle Pleiadi. Circa 50 stelle si trovano all’interno di questo ammasso, la più brillante è una gigante di tipo B2 di magnitudine 5,7. Nel gruppo si conoscono due stelle arancioni, di magnitudine 7,83 e 7,93 che, se sono membri effettivi dell’ammasso, devono essere 200 volte più luminose del Sole. La densità media dell’ammasso è di 0,62 stelle per parsec cubo, ma nelle regioni centrali questa sale fino a 16. M 47 si allontana da noi alla velocità di circa 9,7 km/s.
M 48 (conosciuto anche come NGC 2548) è un ammasso aperto visibile nella parte più orientale nella vasta costellazione dell’Idra sul confine convenzionale con l’Unicorno. Di facile osservazione, anche con un semplice binocolo, appare ben visibile con facilità da entrambi gli emisferi. M 48 si trova nell’emisfero australe, ma è talmente prossimo all’equatore celeste da risultare visibile da tutte le aree popolate della Terra, anche le più settentrionali; si trova circa una decina di gradi a sud della brillante stella Procione, sul bordo della Via Lattea. Il periodo migliore per la sua osservazione va da fine dicembre a tutto maggio. Si trova a 1500 anni luce.
M 49 (conosciuta anche con il nome di NGC 4472) è una galassia ellittica distante circa 55 milioni di anni luce; fu scoperta da Charles Messier nel 1771 e fa parte dell’Ammasso della Vergine. M 49 ha due probabili galassie satelliti, catalogate come NGC 4465 e NGC 4467. M 49 è una delle galassie più appariscenti fra quelle visibili nella costellazione della Vergine: è infatti ben evidente anche in un binocolo. M 49 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri e da tutte le aree abitate della Terra grazie al fatto che la sua declinazione (+08° 00′ 02”) non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe appare mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e luglio.
M 50 (conosciuto anche come NGC 2323) è un ammasso aperto visibile nella costellazione dell’Unicorno. Fa parte del Catalogo di Messier, sebbene non sia comunque l’oggetto più luminoso della costellazione; in un cielo in condizioni perfette è al limite della visibilità ad occhio nudo. Si individua in una zona povera di stelle brillanti, sebbene molto ricca di piccoli addensamenti stellari e minute nebulose; lo si può raggiungere circa 7 gradi a nord della stella γ Canis Majoris a sua volta vicina a Sirio, o alternativamente, a circa 1/3 della distanza fra Sirio e Procione, partendo dalla prima. Grazie alla sua grande vicinanza all’equatore celeste, è ben osservabile da tutte le aree della Terra.
Da Messier 51 a Messier 60
M 51 è la famosa galassia Vortice (NGC 5194), tipo Sc, nei Cani da Caccia. La galassia Vortice (A.R. 13h 29.9m; Dec. +47° 12´) fu una delle scoperte originali di Messier: avvenne il 13 ottobre 1773, mentre era intento ad osservare una cometa. La sua compagna, NGC 5195, fu scoperta nel 1781. M 51 è il membro dominante di un piccolo gruppo di galassie. Poiché si trova a 37 milioni di anni luce di distanza ed è di cospicue dimensioni, si tratta di un oggetto esteso e luminoso. Questa galassia fu la prima di cui fu scoperta la struttura a spirale (da Lord Rosse, nel 1845, che ne fece un disegno preciso ed accurato). Secondo le attuali conoscenze, la pronunciata struttura a spirale è dovuta all’incontro di M51 con la vicina NGC 5195 (quella debole nella descrizione di Messier). Per gli astrofili si tratta di un oggetto facile e spettacolare da osservare ma sotto cieli bui poiché è sensibile all’inquinamento luminoso che la rende indistinguibile dallo sfondo del cielo. Con ottimo seeing persino con un telescopio di 10 cm sono visibili i suggestivi bracci della spirale. La visuale migliore di questa coppia la si ha con bassi ingrandimenti.
M 52 (conosciuto anche come NGC 7654) è un ammasso aperto visibile nella costellazione diCassiopea. M 52 si trova in una zona di cielo ricca di oggetti, grazie alla presenza della scia della Via Lattea, all’estremità occidentale della costellazione di Cassiopeia e al confine con quella di Cefeo; si individua tramite il proseguimento dell’allineamento fra le stelle alfa Cassiopeiae e beta Cassiopeia. Può essere osservato anche con un binocolo, sebbene siano identificabili solo poche delle sue stelle membri, dominate da una stella giallognola di magnitudine 8,26, nettamente più luminosa delle altre, situata sul lato occidentale; un telescopio mostra fino a una cinquantina di componenti molto piccole e vicine fra loro, mentre in un 250mm diventano oltre 150. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti quest’ammasso si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale, come tutta l’Europa e in Nordamerica, fin oltre il tropico del Cancro. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra agosto e gennaio; dalle regioni boreali è uno degli oggetti galattici più noti e osservati del cielo autunnale.
M 53 (conosciuto anche come NGC 5024) è un ammasso globulare visibile nella costellazione della Chioma di Berenice. M 53 è abbastanza facile da localizzare, grazie alla sua posizione appena 1° a nordest della stella binaria alfa Comae Berenices; la sua luminosità è relativamente bassa, per cui non può essere osservato ad occhio nudo, mentre un binocolo si rivela sufficiente se la notte è buona. M 53 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto.
M 54 è un ammasso globulare nel Sagittario. E’ un ammasso abbastanza cospicuo. E’ facile da trovare essendo vicino alla stella zeta Sagittarii, l’astro più meridionale del “manico” del Sagittario, e precisamente a 0,5 gradi a sud e 1,5 ad ovest. E’ luminoso ma piccolo può quindi essere confuso con un piccolo binocolo (per esempio per una stella). Per anni, la sua distanza venne stimata in circa 50-65.000 anni luce, nel 1994 invece, viene fatta l’incredibile scoperta cheM 54 probabilmente non è un membro della Via Lattea ma appartiene ad una galassia nana appena scoperta! Questa galassia, denominata SagDEG, che sta per Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy (Galassia Ellittica Nana del Sagittario), è una delle scoperte più recenti nel Gruppo Locale di galassie. M 54 coincide con una delle maggiori concentrazioni nella galassia SagDEG e si allontana quasi alla stessa velocità (circa 130 km/s). Questi dati ne rendono assai probabile l’appartenenza e portano la stima della distanza a 80.000 anni luce. Se così fosse, M 54 sarebbe uno degli ammassi globulari conosciuti più luminosi, superato per spettacolarità solo da Omega Centauri nella nostra Via Lattea. Inoltre, il suo diametro aumenterebbe a circa 200 anni luce e, fatto assai più interessante, renderebbe M 54 il primo ammasso globulare extragalattico ad essere scoperto, da Charles Messier il 24 luglio 1778, aggiungendo un ulteriore primato al suo elenco di oggetti famosi.
M 55 è un ammasso globulare (noto anche come NGC 6809) che si trova nel Sagittario. M 55 (A.R. 19h 40.0m; Dec -30° 58´) è un ammasso globulare abbastanza grande ma povero. M 55 venne originariamente scoperto da Lacaille nel 1751-1752 nel periodo in cui si trovava in Sud Africa. Messier lo scoprì nel 1778 ma probabilmente lo cercò invano sin dal 1764: ciò in conseguenza della declinazione meridionale dell’oggetto.
M 56 è un ammasso globulare nella Lira (A.R. 19h 16.6m; Dec. +30° 11´; distanza 31.600 anni luce. M 56 si trova a metà strada tra beta Cygni (Albireo) e gamma Lyrae. E’ uno dei globulari meno luminosi, ed in particolare manca del nucleo brillante che solitamente hanno questo tipo di ammassi stellari. Nonostante ciò, non è troppo difficile da risolvere, anche se si trova ad una discreta distanza. Il diametro approssimato è di 60 anni luce. Questo sciame stellare si sta dirigendo nella nostra direzione alla notevole velocità di 145 km/s. In M 56 sono state identificate una dozzina di variabili.
M 57 è la famosa Nebulosa Anello (nota anche come NGC 6720) è una nebulosa planetariavisibile nella costellazione boreale della Lira; dista circa 2000 anni luce dalla Terra e ha un diametro di circa due anni luce. È una delle nebulose più famose. M 57 si osserva nella costellazione della Lira, a sud della brillantissima stella Vega; questa stella costituisce il vertice nord-est di un asterismo ben noto come Triangolo estivo. La stella centrale fu riconosciuta dall’astronomo ungherese Jenő Gothard nel 1886. Negli ultimi duemila anni, la stella centrale della Nebulosa Anello ha lasciato il ramo asintotico delle giganti dopo aver esaurito quel poco che rimaneva della sua riserva di idrogeno. Questa stella non potrà dunque più produrre energia attraverso la fusione nucleare e in termini di evoluzione stellare si avvicina alla fase di conversione in una nana bianca compatta. Questa stella ora è formata soprattutto da carbonio e ossigeno, con un involucro esterno composto da elementi più leggeri. La sua massa è di circa 0,61 – 0,62 masse solari, con una temperatura superficiale di 125.000 K. Attualmente la stella è 200 volte più luminosa del Sole con una magnitudine apparente di 15,75.
M 58 è una galassia a spirale (NGC 4579) nella Vergine. M 58 è una delle quattro galassie a spirale barrate del catalogo di Messier (le altre sono M 91, M 95 e M 109) anche se talvolta viene classificata come intermedia tra le spirali normali e le barrate. E’ una delle componenti più luminose dell’ammasso della Vergine (A.R. 12h 37.7m; Dec. +11° 49´). La distanza è di 60 milioni di anni luce.
M 59 è una galassia ellittica (NGC 4621) nella Vergine (A.R. 12h 42.0m; Dec. +11° 39´). La distanza è 60 milioni di anni luce. M59 è un membro dell’ammasso della Vergine ed una delle ellittiche più grandi dell’ammasso stesso, anche se è molto meno luminosa e massiva delle più grandi ellittiche che ne fanno parte, M 49, M 60 e soprattutto M 87. E’ discretamente appiattita, varie fonti indicano un’ellitticità nei valori E3-E5.
M 60 (conosciuta anche con il nome di NGC 4649) è una galassia ellittica distante circa 60 milioni di anni luce dalla Terra visibile nella costellazione della Vergine. M 60 è un oggetto facile da reperire in cielo, grazie alla presenza della stella Vindemiatrix (ε Virginis): si trova infatti circa 4° ad ovest di questa stella. M 60 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe appare mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e luglio.
Da Messier 61 a Messier 70
M 61 (conosciuta anche con il nome di NGC 4303) è una grande galassia a spirale situata nell’Ammasso della Vergine e visibile nell’omonima costellazione. M 61 si trova in una regione di cielo molto povera di stelle brillanti. Al binocolo è quasi invisibile e si mostra come una macchia molto sfuggente; gli strumenti che consentono di osservare dettagli maggiori sono quelli superiori ai 140mm di apertura, in cui appare come una chiazza il cui alone si estende per 5′ di diametro, con un nucleo piccolo e luminoso posto esattamente al centro. M61 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale (+04° 28′ 25″); dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alta nel cielo nelle notti di primavera.Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e luglio. Messier descrive questa galassia come una nebulosa debolissima e difficile da distinguere; inizialmente confusa con una cometa, nel 1769, si rese poi conto dell’errore, inserendola nel suo catalogo di oggetti non stellari e non cometari; poco prima del Messier, quest’oggetto era stato indipendentemente scoperto da Barnaba Oriani di Milano, che l’aveva descritta come una nube dall’aspetto simile a una cometa proprio mentre cercava, come il Messier, di osservare la cometa di quell’anno. Per William Herschel, che la osservò con un telescopio molto più potente di quello del Messier, quest’oggetto era molto brillante. M 61 si trova a 60 milioni di anni luce e con il suo diametro di circa 100.000 anni luce (simile a quello della Via Lattea) è uno dei più grandi membri dell’ammasso della Vergine. Particolarità di questa galassia è la struttura dei suoi bracci: essi mostrano diversi improvvisi cambi di direzione, dei veri e propri angoli che danno ad M61 un aspetto quasi poligonale. La sua massa è stata stimata in almeno 50 miliardi di masse solari. Il moto proprio della galassia tende a farla allontanare da noi alla velocità di 1464 km/s, similmente a tutto l’Ammasso della Vergine, a cui appartiene. In questa galassia sono state osservate 6 supernovae.
M 62 (conosciuto anche come NGC 6266) è un ammasso globulare visibile nella parte meridionale della costellazione di Ofiuco. M 62 è relativamente semplice da localizzare: basta infatti puntare su Antares e spostarsi di circa 5° a sud-ovest; può essere osservato con un semplice binocolo di media potenza, come un 10×50, in cui si mostra come un alone chiaro e nebuloso. M 62 può essere osservato con facilità anche quando non si mostra molto alto sull’orizzonte, ma occorre tener presente che si tratta di un oggetto situato a declinazioni moderatamente australi, dunque in alcune aree del Nord Europa e del Canada, a ridosso del circolo polare artico non è mai osservabile; dall’emisfero sud, al contrario, M 62 è ben visibile e alto nelle notti dell’inverno australe. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra maggio e agosto. M 62 fu scoperto nel 1771 da Charles Messier ma la sua posizione precisa fu ricavata soltanto nel 1779; John Herschel lo osservò nel 1833dal Capo di Buona Speranza, alla cui latitudine M 62 transita quasi allo zenit, risolvendolo in una miriade di stelle di quindicesima magnitudine. M 62 si trova a una distanza di circa 22.500 anni luce dalla Terra e ha un diametro di 100 anni luce; si trova sul confine tra le costellazioni dell’Ofiuco e dello Scorpione, circa 3° a sud dell’ammasso globulare M19. È uno degli ammassi globulari più irregolari, ciò è probabilmente dovuto alla sua vicinanza al centro della Galassia (6.100 anni luce circa), il quale lo deforma grazie alle forze mareali; questa forza induce l’area sud-orientale dell’ammasso ad essere più concentrata rispetto alle altre
M 63 (conosciuto anche come NGC 5055) è una galassia a spirale nella costellazione dei Cani da Caccia (A.R. 13h 15.8m; Dec. +42°02’) Si tratta della famosa Galassia Girasole, una spirale, il cui aspetto spiraliforme può essere ben riconosciuto fino alle regioni periferiche, partendo dalla piccola regione centrale che misura solo 6 secondi d’arco. A soli 6° a sud di M51, apparentemente forma con quest’ultima ed un piccolo gruppo di altre galassie il Gruppo di M51, che si trova a 37 milioni di anni luce di distanza.
M 64 (NGC 4826) è la famosa Galassia Occhio Nero (anche nota come Galassia occhio del Diavolo), è molto ben conosciuta tra gli astronomi amatoriali poiché è ben visibile anche con piccoli telescopi; è una galassia a spirale, dalla forma a girandola, visibile nella costellazione dellaChioma di Berenice. Di fronte al luminoso centro galattico c’è una vistosa banda scura di polvere che assorbe la luce, da cui deriva il soprannome “Occhio nero”. M 64 può essere reperita con discreta facilità; si trova circa 3° a sud-est del bordo del grande ammasso stellare della Chioma o in alternativa 10° a nord della stella Vindemiatrix (ε Virginis). La galassia è al limite della visibilità con un binocolo 10×50 nelle notti più limpide e buie, mentre per iniziare a distinguere un traccia di struttura, come il nucleo brillante, occorre un telescopio amatoriale da 80mm di apertura. M 64 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre relativamente basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore, sebbene sia comunque visibile da tutte le aree della Terra. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto.
M 65 (conosciuto anche come NGC 3623) è una galassia spirale visibile nella costellazione delLeone. M 65 forma un tripletto di galassie ben visibile, il Tripletto del Leone, assieme alle sue vicine: la galassia spirale M 66 e la galassia spirale NGC 3628. M 65 è abbastanza facile da localizzare, grazie alla sua posizione esattamente a metà via fra le stelle θ Leonis e ι Leonis; sebbene sia anche al limite della portata di un binocolo10x50, questa galassia è molto meglio osservabile con telescopi a partire dai 150mm di apertura. M 65 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. La galassia dista 22 milioni di anni luce da noi; la sua magnitudine apparente è 9,3 ed è quindi meno luminosa della sua compagna M66. La sua morfologia secondo la sequenza di Hubble è Sa, dunque una galassia spirale, sebbene sia vista da un’angolazione molto inclinata, per cui la si può osservare quasi di taglio; i bracci di spirale sono attraversati da un sistema di polveri oscure, in cui nelle immagini ad alta risoluzione sono evidenti stelle azzurre molto luminose, segno che è in atto la formazione stellare. Il suo diametro reale sarebbe di 70000 anni luce e la sua massa pari a 85 miliardi di masse solari. M65, M66 e NGC 3628 fanno parte di un gruppo di galassie simile al nostro Gruppo Locale sebbene le sue componenti siano in maggiore interazione fra loro; un alone di idrogeno neutro collega le tre galassie, come esito di un incontro ravvicinato avvenuto circa 800 milioni di anni fa.
M 66 (conosciuto anche come NGC 3627) è una galassia spirale visibile nella costellazione delLeone. M 66 forma un tripletto di galassie ben visibile, il Tripletto del Leone, assieme alle sue vicine: la galassia spirale M 65 (vedi sopra) e la galassia spirale NGC 3628. La galassia dista 35 milioni di anni luce da noi e ha un raggio di circa 50.000 anni luce; la sua magnitudine apparente è 8,9 e corrisponde a una magnitudine assoluta di circa -21,3. Nelle sue spire sono state osservate cinque supernovae.
M 67 (conosciuto anche come NGC 2682) è un ammasso aperto visibile nella costellazione delCancro. M 67 è un ammasso relativamente esteso e facile da individuare, grazie alla presenza della stella Acubens (α Cancri) poco più ad est; si individua nella parte meridionale del Cancro, circa 9° a sud del brillante ammasso del Presepe. L’oggetto si trova nell’emisfero boreale, ad una distanza di poco superiore agli 11° dall’equatore celeste, risultando perciò visibile da entrambi gli emisferi con gran facilità; il periodo migliore per la sua osservazione ricade fra i mesi di gennaio e giugno. La sua luminosità totale fa sì che si trovi al limite estremo della visibilità ad occhio nudo e soltanto nelle notti più limpide e con calma atmosferica; pertanto un semplice binocolo è sufficiente per individuarlo; tuttavia con questo strumento si presenta come una chiazza di natura nebulare, con qualche stellina nel mezzo. Per poter risolvere la gran parte delle componenti occorre dunque un telescopio, anche di medio-piccole dimensioni. Con un’età stimata di 3.2 miliardi di anni (ma ulteriori studi lo datano anche a 4 miliardi di anni), è uno dei più antichi ammassi conosciuti. È stato stimato che M 67, come ammasso, esisterà circa per altri 5 miliardi di anni. È un ammasso molto compatto, il cui nucleo centrale ha un diametro di circa 15’, si estende per circa 12 a. l. Dalla sua velocità radiale, 32.30 km/s, si deduce che M 67 si sta allontanando dalla Terra, alla velocità di 116.280 km/h: questa velocità deriva dalla combinazione della sua velocità orbitale attorno al nucleo della Via Lattea più la velocità propria del Sole e della Terra. M 67 contiene approssimativamente 500 componenti tra cui 11 luminose giganti di tipo spettrale K con magnitudine assoluta da +0.5 a +1,5, appaiono anche delle strane stelle, situate in prossimità della parte blu della sequenza principale, rappresentative della categoria delle cosiddette Blue Stragglers, la più luminosa delle quali è di classe spettrale B8 o B9 e di magnitudine apparente 10. Inoltre M 67 contiene 200 nane bianche e 100 stelle simili al nostro Sole. Per il fatto di contenere molte stelle e di diverso tipo, l’ammasso M 67 è stato intensamente studiato. Nel 2006 è stata scoperta nell’ammasso la presenza di 25 sorgenti di raggi X, la maggioranza di questi sono stelle binarie interagenti (probabilmente del tipo RS CVn). Nella sua parte sud, praticamente nella zona occidentale, appare un gruppo di nove stelle conosciuto con il nome di Dipper: questo ha la forma di una piccola cometa con la coda curva; una delle sue stelle componenti è la variabile S 999.
M 68 (conosciuto anche come NGC 4590) è un ammasso globulare visibile nella costellazione dell’Idra. Questo ammasso globulare (A.R. 12h 39.5m; Dec. -26°45’) di magnitudine 8-8,4 si trova a 33-40.000 anni luce di distanza ed i suoi membri sono sparsi in un volume di circa 140 anni luce di diametro. Si conoscono almeno 42 variabili e si sta avvicinando alla velocità di 112 chilometri al secondo.
M 69 (NGC 6637) è un ammasso globulare (A.R. 18h 31.4m; Dec. -32° 21’) che si trova nella costellazione del Sagittario alla distanza di 25.400 anni luce. Simile al vicino M 70, è uno dei più piccoli e deboli ammassi globulari nel catalogo di Messier. M 69 venne scoperto dall’abate Nicholas Louis de la Caille, che lo incluse nel suo catalogo di oggetti del cielo meridionale come Lacaille I.11. Messier mancò questo ammasso quando lo cercò la prima volta nel 1764 ma lo trovò con il telescopio che ebbe nel 1780.
M 70 (NGC 6881) è un ammasso globulare che si trova nella costellazione del Sagittario. Approssimativamente luminoso e grande come il vicino M 69, l’ammasso globulare M 70 è invece solo poco più luminoso, grande e leggermente più distante (28.000 anni luce). Entrambi sono abbastanza vicini al centro galattico cosicché sono entrambi soggetti ai potenti effetti delle forze mareali. Avendo anche quasi la stesa declinazione meridionale è difficile osservarlo da Parigi, sede delle osservazioni di Messier. M 70 ha un angolo apparente di 7,8 minuti d’arco e circa 65 anni luce di diametro lineare, il suo nucleo luminoso, visualmente misura solo 4´. Si allontana da noi rapidamente, a circa 200 km/sec. Il nucleo di M70 è estremamente denso e, similmente ad almeno altri 21-29 globulari su 147 conosciuti della Via Lattea, deve aver subito nella sua storia un collasso gravitazionale. Questo ammasso divenne famoso nel 1995 quando la grande cometa Hale-Bopp venne scoperta nelle sue vicinanze da Alan Hale e Thomas Bopp mentre lo stavano osservando
Da Messier 71 a Messier 80
M 71 (conosciuto anche come NGC 6838) è un ammasso globulare molto disperso e dalla natura controversa, visibile nella costellazione della Freccia. M 71 è abbastanza facile da localizzare, trovandosi al centro della piccola ma caratteristica costellazione della Freccia, circa 2° ad est della stella δ Sagittae, l’astro centrale della costellazione; è a mala pena visibile con un binocolo, se la notte è buia e limpida. Per iniziare a risolverlo in stelle occorre un telescopio. M 71 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti d’estate, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra giugno e novembre. M 71 si trova ad una distanza di circa 12.000 anni luce dalla Terra ed ha un’estensione di soli 27 anni luce, molto pochi per un ammasso globulare. La irregolare stella variabile Z Sagittae fa parte di questo ammasso; contiene almeno sei giganti di tipo M e la sua luminosità totale è di 13.200 luminosità solari. M 71 fu a lungo ritenuto un ammasso aperto particolarmente concentrato. La sua elevata velocità radiale (-80 km/s) e le sue stelle più brillanti, che sono rosse, giocano decisamente a favore dell’appartenenza di M 71 alla categoria degli ammassi globulari. Al contrario, il fatto che in esso non siano state scoperte variabili a corto periodo come le variabili RR Lyrae (che denota un’età giovane, sui 9–10 miliardi di anni) e il suo collocamento sul piano della Via Lattea sono punti a favore della classificazione come ammasso aperto. Le fonti più recenti concordano nell’attribuire ad M 71 la qualifica di ammasso globulare, sebbene molto poco concentrato come M 68 nell’Idra.
M 72 (conosciuto anche come NGC 6981) è un ammasso globulare visibile nella costellazione dell’Acquario. Si trova nell’estremità occidentale della costellazione, 1.5° ad ovest di un altro oggetto Messier, M 73, e circa 3° ad ovest-sudovest da NGC 7009, la “Nebulosa Saturno”. M 72 può essere osservato con discreta facilità, grazie al fatto che è situata a una declinazione non eccessivamente australe; dall’emisfero sud l’ammasso è ben visibile alto nelle notti dell’inverno australe e nella sua fascia tropicale può vedersi perfettamente allo zenit. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra luglio e novembre. M 72 si trova a circa 53.000 anni luce dalla Terra alla quale si avvicina a una velocità di circa 255 km/s, è uno degli oggetti del catalogo di Messier più lontani dal centro galattico. Il suo diametro sarebbe di circa 90 anni luce. È considerato uno degli ammassi più giovani, data la presenza di giganti blu e stelle variabili, del tipo RR Lyrae.
M 73 è un gruppo di quattro stelle molto ravvicinate, nella costellazione dell’Acquario. Si tratta di un asterismo di quattro stelle. Un asterismo è un raggruppamento di stelle causato dall’effetto della prospettiva. M 73 è il più famoso e noto asterismo nel cielo, ed è stato profondamente studiato. M 73 a volte è stato trattato come un potenziale ammasso aperto poco popolato, che consiste di stelle che sono fisicamente associate nello spazio così come nel cielo. La questione se queste stelle fossero un asterismo o un ammasso aperto, ha generato un piccolo ma interessante dibattito. Nel 2000, L. P. Bassino, S. Waldhausen, and R. E. Martinez hanno pubblicato un’analisi dei colori e della luminosità delle stelle attorno a M 73. La loro conclusione è che le quattro stelle centrali e le altre stelle vicine seguono un rapporto colore-luminosità che è seguito dalle stelle in un ammasso aperto. Secondo questi studi, M 73 era quindi un antico ammasso aperto. G. Carraro, tuttavia, ha pubblicato nel 2000 i risultato ottenuti da una analisi simile, concludendo che le stelle di quella regione non seguono nessun rapporto colore-luminosità. Per Carraro, quindi, M 73 è un asterismo. Ad alimentare il dibattito, E. Bica e collaboratori, conclusero che le possibilità di un allineamento di quattro stelle luminose come appare al centro di M 73 sia molto improbabile, e che quindi M 73 rappresenti un probabile ammasso aperto. La controversia fu risolta nel 2002 quando M. Odenkirchen e C. Soubrian pubblicarono una analisi sulle sei stelle principali dell’ammasso, dimostrando che le sei stelle si trovano a distanze molto diverse dalla Terra e che si stanno muovendo in direzioni differenti. Di conseguenza, hanno concluso che le quattro stelle sono soltanto un asterismo.
M 74 (nota anche come NGC 628) è una galassia a spirale visibile nella costellazione dei Pesci. M 74 si trova a 1,3° a NE della stella η Piscium.. È uno degli oggetti Messier più difficili da osservare: la sua magnitudine di 9,4 lo rende invisibile a occhio nudo e con un binocolo; un telescopio di piccole dimensioni permette di vedere solo il nucleo, che non deve essere confuso con una stella. Per sperare di vedere la struttura a spirale della galassia, è necessario uno strumento da 250mm e buone condizioni del cielo. M 74 può essere osservata da tutte aree popolate della Terra, grazie al fatto che è situata a declinazioni molto basse; non esiste pertanto un emisfero particolarmente privilegiato per la sua osservazione, dato che la differenza è di appena 15° di altezza per le coppie di latitudini opposte. Mentre dall’emisfero nord è un oggetto dei cieli autunnali, dall’emisfero sud è caratteristico dei mesi primaverili. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra ottobre a febbraio La sua massa è un quinto di quella della nostra Galassia ma il suo diametro è tuttavia pari a 80.000 anni luce. La galassia dista da noi 35 milioni di anni luce e recede a una velocità di 793 km/s. I bracci a spirale della galassia contengono molte stelle giovani o ancora in formazione. M 74 è la componente più brillante di un ammasso di galassie che comprende anche: NGC 660, UGC 1171, UGC 1175, UGC 1176, UGC 1195 e UGC 1200. In questa galassia sono state osservate recentemente due supernovae. Nel corso del 2005, è stato annunciato che il Chandra X-ray Observatory ha osservato una sorgente di raggi X ultraluminosa (ULX) all’interno di questa galassia, che irradia più energia ai raggi X di una stella di neutroni in intervalli periodici di circa due ore. Si è stimata una massa di circa 10.000 masse solari. Ciò viene considerato come un indizio della presenza di un buco nero di massa intermedia e sarebbe una classe relativamente insolita di buchi neri, a metà via fra quelli di massa stellare e quelli supermassicci, residente al centro di una galassia. A causa di ciò, si crede si sia formato non da un singolo evento di esplosione di supernova, ma probabilmente da un numero maggiore di piccoli buchi neri nati in un ammasso. La sigla della sorgente è CXOU J013651.1+154547. M 74 è la galassia più grande del Gruppo di M 74, un gruppo di 5-7 galassie che include anche la spirale peculiare NGC 660 e alcune galassie irregolari. Sebbene diversi metodi di identificazione dei gruppi identifichino in gran parte le stesse galassie come membri del gruppo, l’esatta appartenenza è ancora incerta.
M 75 (conosciuto anche come NGC 6864) è un ammasso globulare visibile nella costellazione del Sagittario. M 75 si trova in una regione povera di stelle luminose, sebbene il campo stellare in cui si trova sia ricco di stelle deboli di fondo: per raggiungerlo si può far riferimento alla stella β Capricorni dalla quale occorre muoversi circa 3° verso sud-ovest. M 75 è uno degli ammassi globulari più compatti e concentrati; per individuarlo occorrono strumenti non piccoli, come un binocolo 11×80, mentre la sua risoluzione può essere tentata soltanto con telescopi abbastanza grandi. M 75 è situato a una declinazione non eccessivamente australe: in alcune aree del Nord Europa e del Canada la sua visibilità è comunque impossibile, mentre nell’Europa centrale appare molto basso; dall’emisfero sud M 75 è ben visibile alto nelle notti dell’inverno australe. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra giugno e ottobre. M 75 si trova a una distanza di circa 67.500 anni luce dalla Terra e le sue dimensioni nella volta celeste si traducono in un raggio reale di 65 anni luce; si tratta di uno degli ammassi globulari aventi la concentrazione più densa conosciuta di stelle. La magnitudine assoluta di M75 è di -8.5.
M 76 (nota talvolta anche come Piccola Dumbell, Piccola Nebulosa Manubrio, Nebulosa Tappo di Sughero, Nebulosa Farfalla o con le sigle NGC 650 e NGC 651) è una nebulosa planetariavisibile nella costellazione di Perseo. M 76 è individuabile con difficoltà, sia a causa della sua debole luminosità (si tratta dell’oggetto più debole fra quelli indicati da Messier), sia perché nei suoi dintorni non si trovano stelle luminose: un metodo per rintracciarla è raggiungere la stella φ Persei, di quarta magnitudine, e poi muoversi di circa un grado verso nord. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti quest’ammasso si presenta circumpolare da buona parte dell’emisfero boreale. La nebulosa possiede due numeri NGC perché si sospettava che fosse una nebulosa doppia con le due componenti in contatto. Invece NGC 651 è soltanto la parte a nord-est della nebulosa. È uno degli oggetti Messier più deboli con una magnitudine visuale di 10,1. La zona più brillante della nebulosa ha un diametro di 65 secondi d’arco, mentre l’alone ha un’estensione di 290 secondi d’arco. La stella centrale ha magnitudine di 16,6 e una temperatura di 140.000 K; probabilmente raffreddandosi diventerà una nana bianca in una decina di milioni di anni.
M 77 (nota anche come NGC 1068) è una galassia spirale visibile nella costellazione della Balena. M 77 si individua con facilità, trovandosi ad appena 0,5° a sudest della stella δ Ceti; può essere scorta con un binocolo potente se la notte è particolarmente nitida. M 77 può essere osservata da tutte aree della Terra, grazie al fatto che è situata praticamente sopra l’equatore celeste; non esiste pertanto un emisfero privilegiato per la sua osservazione e dalle coppie di latitudini simili dei due emisferi l’oggetto si presenta quasi alla stessa altezza nel cielo. Mentre dall’emisfero nord è un oggetto dei cieli autunnali, dall’emisfero sud è caratteristico dei mesi primaverili. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra ottobre e febbraio M 77 è distante circa 47 milioni di anni luce; si tratta di una galassia attiva il cui nucleo è oscurato nelle lunghezze d’onda visibili a causa della polvere interstellare. Si tratta della galassia di Seyfert e il suo diametro è stimato essere di 170.000 anni luce.
M 78 (nota anche come NGC 2068) è una nebulosa diffusa visibile nella costellazione diOrione. M 78 si individua molto facilmente, partendo dalla stella Mintaka, una delle tre stelle della Cintura di Orione, e spostandosi di 3° verso est e mezzo grado a nord. L’oggetto è anche alla portata di un binocolo 10×50, sebbene occorra un cielo molto nitido per la sua osservazione. M 78 può essere osservata da entrambi gli emisferi terrestri, grazie alla sua posizione praticamente equatoriale. Il periodo migliore per la sua individuazione nel cielo serale è quello compreso fra novembre e aprile. M78 è la nebulosa a riflessione più brillante del cielo; fa parte di un gruppo di nebulose che comprende NGC 2064, NGC 2067 e NGC 2071, lontano 1.600 anni luce dalla Terra. Le due stelle che illuminano la nube di polvere in M 78 sono catalogate come HD 38563A e HD 38563B e sono di magnitudine 10; l’estensione reale della nebulosa è pari a circa 4 anni luce. Sono conosciute circa 45 stelle variabili del tipo T Tauri, ossia stelle giovani in formazione, come pure 17 oggetti Herbig-Haro all’interno di M78; fa parte del complesso nebuloso molecolare di Orione e non è che un frammento del gas presente in questa regione, illuminato da stelle vicine. Nel gennaio del 2004 la stella V1647 Orionis, una giovane variabile eruttiva situata sul bordo nordoccidentale della nube, subì un improvviso picco di luminosità, illuminando una parte dei gas della nube, che fu chiamata Nebulosa di McNeil dal nome del suo scopritore: questo evento ebbe notevole importanza nello studio delle dinamiche correlate alle giovani stelle di pre-sequenza principale e fu intensamente studiata per due anni, corrispondenti al periodo in cui mantenne una luminosità superiore alla norma; nell’ottobre del2005 la sua luminosità scese bruscamente.
M 79 (conosciuto anche come NGC 1904) è un ammasso globulare visibile nella costellazione della Lepre. M 79 è rintracciabile con una certa facilità, trovandosi a sud della stella Nihal (β Leporis), circa alla stessa distanza fra questa e Arneb (α Leporis), ma in direzione sud. M 79 può essere osservata da entrambi gli emisferi terrestri, sebbene gli osservatori dell’emisfero australe siano maggiormente avvantaggiati. M 79 si trova ad una distanza di circa 40.000 anni luce dalla Terra e 60.000 anni luce dal centro della nostra galassia. Ha un’estensione apparante di 8,7 minuti d’arco che corrispondono ad un’estensione lineare di oltre 100 anni luce.
M 80 (anche noto come NGC 6093) è un ammasso globulare visibile nella parte settentrionale della costellazione dello Scorpione. M 80 è piuttosto semplice da localizzare: si trova infatti circa a metà via sulla linea che congiunge le due stelle Antares e Graffias. M 80 può essere osservato con facilità anche quando non si mostra molto alto sull’orizzonte, ma occorre tener presente che si tratta di un oggetto situato a declinazioni australi. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra maggio e agosto. Nel cielo ha una dimensione apparente di circa 10 minuti d’arco, ha una distanza stimata di 32.600 anni luce dalla Terra, un diametro di circa 95 anni luce e contiene diverse centinaia di migliaia di stelle. È tra gli ammassi globulari più densamente popolati della Via Lattea. M 80 contiene un numero relativamente alto di stelle vagabonde blu, stelle che sembrano essere più giovani dell’ammasso stesso. Si pensa che queste stelle abbiano perso parte del loro strato esterno a causa di incontri ravvicinati con altri membri dell’ammasso, oppure sono il risultato di collisioni stellari all’interno del denso ammasso. Alcune immagini del Telescopio Spaziale Hubble hanno mostrato un’alta densità di stelle vagabonde blu, suggerendo che il centro dell’ammasso ha verosimilmente un alto tasso di collisioni stellari. Il 21 maggio 1860 in M 80 è stata scoperta una nova che raggiunse una magnitudine apparente di +7.0. Quella nova, designata anche T Scorpii, raggiunse una magnitudine assoluta di -8.5 e per breve tempo superò in brillantezza l’intero ammasso
Da Messier 81 a Messier 90
M 81 (NGC 3031) è una galassia a spirale che si trova nella costellazione dell’Orsa Maggiore. Il suo nome è Galassia di Bode (A.R. 09h 55.6m; Dec. 69°04’) e si tratta di una delle galassie dell’emisfero settentrionale più facili ed appaganti da osservare per gli astrofili, a causa dell’elevata luminosità visuale totale che la porta ad avere una magnitudine di circa 6,8; è possibile osservarla con strumenti molto piccoli Questa galassia, dal maestoso disegno ben pronunciato di spirale è la più luminosa di una notevole coppia fisica, con la vicina M 82, ed è, probabilmente, il membro dominante di un gruppo a noi prossimo denominato gruppo di M 81. Poche decine di milioni di anni fa, tempi quasi recenti su scala cosmica, è avvenuto un incontro ravvicinato tra M 81 ed M 82. Nel corso di questo evento M 81, molto più massiva e grande, ha drammaticamente deformato M 82 per interazione gravitazionale.. L’incontro ha lasciato tracce anche nella struttura a spirale della più grande e luminosa M 81: innanzi tutto rendendola complessivamente più pronunciata e secondariamente formando la struttura lineare scura nella parte inferiore a sinistra della regione del nucleo. Le galassie sono ancora molto vicine essendo i loro centri separati da solo 150.000 anni luce. M 81 si trova a oltre 11 milioni di a.l. di distanza. Nel 1993, esplose in M 81 una supernova (1993J) di tipo II, scoperta dall’astrofilo spagnolo Francisco Garcia Diaz di Lugo (Spagna), che raggiunse una luminosità massima di 10,5 magnitudini. Il resto di questa supernova è stato osservato alla lunghezza d’onda radio. Ricerche compiute nel 1994 hanno fornito la prova che M 81 ha poca materia oscura perché la sua curva di rotazione cala sensibilmente nelle regioni esterne.
La Galassia Sigaro (M 82 o NGC 3034) è una galassia attiva nella costellazione dell’Orsa Maggiore; si trova a circa 12 milioni di anni luce ed è associata alla più grande e famosa M 81. Si tratta di un ottimo esempio di galassia starburst. M 82 è una galassia relativamente brillante, grazie anche alla sua vicinanza, e se la notte è particolarmente adatta all’osservazione astronomica può essere individuata anche con un semplice binocolo. M 82 subisce gli effetti gravitazionali della sua galassia vicina, la più grande M81; queste forze mareali hanno deformato M 82 fin da circa 100 milioni di anni fa. Queste interazioni hanno causato un forte aumento dei fenomeni di formazione stellare. Qualche centinaio di milioni di anni fa questa galassia ha avuto un incontro ravvicinato con M 81; come risultato di ciò, una gran quantità di gas si è riversata su M 82 e in particolare nelle sue regioni centrali. Il più recente incontro fra queste due galassie si è avuto circa 250 milioni di anni fa e ha causato un forte picco della formazione stellare in entrambe le galassie, come è testimoniato dalla distribuzione e dall’età degli ammassi aperti delle due galassie. In seguito sono avvenuti altri due potenti fenomeni di starburst, Nelle regioni centrali di M 82 l’area di starburst attiva si estende con un diametro di 500 parsec; otticamente, ci sono quattro regioni di elevata luminosità superficiale, catalogate come A, C, D ed E. Queste regioni corrispondono a ben note sorgenti di raggi X, infrarossi e onde radio. L’Osservatorio a raggi X Chandra ha rilevato emissioni di raggi X dalla galassia, a circa 600 anni luce di distanza dal suo centro. Alcuni astronomi hanno ipotizzato che M 82 contenga un buco nero di massa intermedia, circa 200-5000 masse solari invece dei buchi neri supermassicci comunemente ipotizzati al centro delle galassie, la cui massa si aggira sui 30 milioni di masse solari. M 82 fa parte del Gruppo di M 81, un gruppo che conta 34 galassie situate nella costellazione dell’Orsa Maggiore; la distanza media di questo gruppo è di circa 11,7 milioni di anni luce, pari a 3,6 milioni di parsec; rendendolo così uno dei gruppi di galassie più vicini al nostro Gruppo Locale. M 82 come già visto è in interazione con la vicina Galassia di Bode e NGC 3077; questa interazione ha strappato via alle tre galassie una discreta quantità di gas idrogeno, che ora forma delle strutture a filamenti che collegano le tre galassie.
M 83 è una galassia che si trova a circa 15 milioni di anni luce nella costellazione Idra ed è famosa tra gli astronomi per le sue molte supernovae e le immense esplosioni che concludono la vita di queste stelle. Nell’ultimo secolo sei supernove sono state osservate in Messier 83. Anche senza supernovae, Messier 83 è una delle più brillanti galassie vicine, visibile usando un semplice binocolo. Si espande per 40.000 anni luce, il 40% circa della dimensione della Via Lattea, ma in molti modi è piuttosto simile alla nostra galassia, sia per la sua forma a spirale che per la linea di stelle che attraversa il suo centro. Vista alla luce infrarossa la polvere che nasconde Messier 83 diventa trasparente e il gas brillante che circonda le giovani calde stelle che abitano le braccia a spirale si rivela meno dominante nelle immagini all’infrarosso.
M 84 (nota anche come NGC 4374) è una galassia lenticolare visibile nella costellazione dellaVergine; fu scoperta da Messier nel 1781 e appartiene all’Ammasso della Vergine. Fa coppia con la vicina galassia M 86, con cui condivide pure l’aspetto e la maggior parte delle caratteristiche fisiche. M 84 si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; si può individuare quasi a metà via partendo dalla stella Denebola e raggiungendo Vindemiatrix. Fa coppia con M 86, con cui appare visibile in quasi tutti gli oculari a medio campo montati su un telescopio amatoriale fino a 150mm di apertura; al binocolo invece non è osservabile, se non in casi di cieli perfettamente nitidi e in condizioni atmosferiche ottimali. Nei dintorni è possibile osservare anche numerose altre galassie, come NGC 4388 e NGC 4402. M 84 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e agosto. M 84 e si trova estremamente vicina al centro dell’Ammasso della Vergine, alla distanza di circa 60 milioni di anni luce da noi; secondo la sequenza di Hubble M 84 è di classe S0, ossia una galassia lenticolare peraltro vista di faccia, a metà via fra le spirali e le ellittiche. Nel 1957 è stato scoperto che emette onde radio e mostra due piccoli getti che fuoriescono dalle regioni centrali, visibili appunto alla lunghezza d’onda delle onde radio; il suo diametro è stimato essere di 125000 anni luce. La galassia possiede un gran numero di ammassi globulari. Osservazioni radio del Telescopio Spaziale Hubble hanno rivelato che due getti di materia vengono lanciati dall’esterno della galassia verso il centro indicando la presenza di un grande buco nero di circa 300 milioni di masse solari.
M 85 (NGC 4382) è una galassia lenticolare visibile nella costellazione della Chioma di Berenice. È l’elemento più settentrionale dell’ Ammasso della Vergine. M 85 è una galassia di forma ellittica molto schiacciata o lenticolare, senza traccia di strutture a spirale; come parte dell’Ammasso della Vergine, la sua distanza è pari a circa 60 milioni di anni luce. La sua massa è di 400 miliardi di masse solari e la sua magnitudine assoluta è stata stimata di -21,9; il diametro sarebbe invece di 115.000 anni luce, dunque leggermente più grande della nostra Via Lattea. Si allontana da noi alla velocità di 729 km/s. M 85 è in interazione con la galassia spirale NGC 4394 e la piccola galassia ellittica catalogata come MCG 3-32-38.
M 86 (NGC 4406) è una galassia lenticolare visibile nella costellazione della Vergine; fu scoperta da Messier nel 1781 e appartiene all’Ammasso della Vergine. Fa coppia con la vicina galassia M 84, con cui condivide pure l’aspetto e parte delle caratteristiche fisiche. M 86 si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; si può individuare quasi a metà via partendo dalla stella Denebola e raggiungendo Vindemiatrix. La distanza di questa galassia è stata in dubbio per lungo tempo, dato che mostra una velocità radiale in avvicinamento a noi di 419 Km/s, in forte contrasto con quello medio dell’Ammasso della Vergine, che è in via di allontanamento: si è infatti sospettato che si trattasse di un membro fuoriuscito dall’ammasso e visibile dunque in primo piano; il suo moto nello spazio la sta portando esattamente nella nostra direzione. Probabilmente ciò è dovuto alla forte azione gravitazionale dello stesso ammasso di galassie, che le avrebbe conferito una direzione anomala a seguito di un transito ravvicinato presso il suo centro.
Virgo A (M 87 o NGC 4486) è una galassia ellittica gigante visibile nella costellazione dellaVergine; fu scoperta da Charles Messier nel 1781e domina l’Ammasso della Vergine, essendo una delle galassie più grandi conosciute. La sua relativa vicinanza alla Terra ne fa uno degli obbiettivi privilegiati per la ricerca astronomica, in particolare per lo studio dei fenomeni altamente energetici in opera nel suo nucleo, sospettato di ospitare un buco nero supermassiccio della massa di 3 miliardi di volte superiore a quella del Sole. M 87 si trova nelle regioni più centrali dell’Ammasso della Vergine ed è probabilmente la galassia più estesa di questo ammasso di galassie. Nella banda della luce visibile è visibile solo come una macchia estesa e lattiginosa con un nucleo molto piccolo; tuttavia nel suo centro è presente una potente radiosorgente nota come Virgo A o 3C 274. Nel 1918 l’astronomo Heber Curtis del Lick Observatory scoprì un getto di materia emergente da M 87, che descrisse come “uno strano raggio diritto”. Il getto si estende per almeno 5000 anni luce dal nucleo di M 87 ed è composto da materia espulsa dalla galassia, molto probabilmente da un buco nero. L’ipotesi è stata rafforzata dalla scoperta di un disco di gas in rapida rotazione attorno al nucleo della galassia. Tale buco nero dovrebbe avere una massa di circa 3 miliardi di masse solari. M 87 è inoltre sorgente di onde radio, raggi X e raggi gamma. La sua vicinanza l’ha resa una delle radiogalassie più studiate. Il getto che vediamo che si origina dal centro è solo la parte rivolta verso la nostra direzione di un doppio getto, la cui controparte è situata dall’altra parte della galassia ed è quindi invisibile a noi. Il Telescopio Spaziale Hubble ha trovato evidenze della presenza di un buco nero: nel suo centro è infatti presente una massa compresa fra due e tre miliardi di masse solari, compattate in un raggio di 60 anni luce.
M 88 (nota anche come NGC 4501) è una galassia spirale visibile nella costellazione dellaChioma di Berenice; fu scoperta da Messier nel 1781. M 88 fa parte dell’Ammasso della Vergine. Le sue dimensioni sono pari a 130000 anni luce, dunque superiori a quelle della Via Lattea, così come la sua massa, stimata in circa 200 miliardi di masse solari. La distanza sarebbe di circa 50 milioni di anni luce. Secondo le stime sulla sua velocità radiale la galassia retrocede da noi alla velocità di 2285 Km/s.
M 89 (anche chiamata NGC 4552) è una galassia ellittica visibile nella costellazione dellaVergine; fu scoperta da Messier nel 1781. M 89 fa parte dell’Ammasso della Vergine. Osservazioni condotte negli anni novanta mostrano come M 89 sia quasi perfettamente sferica nella sua forma: ciò non è usuale per le galassie ellittiche, che sono tutte ellissoidi allungati; è possibile che la galassia sia orientata in modo da apparire sferica ad un osservatore sulla Terra ma sia in realtà ellittica. La galassia inoltre è circondata da una struttura formata da gas o polveri che si estende fino a 150.000 anni luce. Sono anche presenti getti di particelle che arrivano fino ad una distanza di 100.000 anni luce, segno che la galassia poteva essere in origine un quasar o una radiogalassia.
M 90 (NGC 4569) è una galassia a spirale visibile nella costellazione della Vergine; è una delle otto galassie trovate e catalogate da Messier nel 1781 nella regione Chioma-Vergine, assieme all’ammasso globulare M 92 di Ercole. M 90 è una delle galassie a spirale più grandi dell’Ammasso della Vergine. Ha bracci a spirale molto stretti e uniformemente brillanti, che sembrano completamente “fossilizzati”, nel senso che non sembra esserci formazione di stelle in corso, con la sola eccezione della regione interna del disco, vicino ad alcune linee scure di polvere. Probabilmente il suo mezzo interstellare è stato in gran parte strappato via dalle intense forze mareali presenti all’interno dell’ammasso in cui si trova; altre teoria affermano che sia stato spazzato via da esplosioni multiple di supernovae avvenute nella regione del nucleo, dove la formazione stellare è ancora attiva. J.D. Wray ha formulato l’ipotesi che questa galassia si stia evolvendo verso uno stato simile a quello di M 64, per poi diventare un sistema lenticolare (S0). La sua distanza è approssimativamente 60 milioni di anni luce ed ha una magnitudine apparente di 9,3. Dal momento che si avvicina a noi a una velocità di 383 km/s, si deve muovere a una velocità particolarmente elevata, vicina a 1.500 km/s, attraverso l’Ammasso della Vergine nella nostra direzione, ed è possibile che sia sul punto di fuggire dall’ammasso; secondo alcune fonti avrebbe già lasciato l’ammasso e adesso sarebbe molto più vicina a noi.
Da Messier 91 a Messier 100
M 91 (conosciuta anche come NGC 4548) è una galassia spirale barrata visibile nella costellazione della Chioma di Berenice; fu scoperta da Charles Messier nel 1781 e poi riscoperta da William Herschel tre anni dopo. Fa parte dell’Ammasso della Vergine. M 91 si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; la si può trovare circa a metà strada e poco a nord della linea che congiunge le stelle Denebola e Vindemiatrix, un po’ più spostata verso quest’ultima. Si tratta di uno degli oggetti di Messier più difficili in assoluto da individuare: la sua luminosità è al limite della visibilità con un binocolo di media potenza, ma la sua sfuggevolezza lo rende un oggetto piuttosto difficile da osservare anche in strumenti come un telescopio. M 91 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alta nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe appare mediamente più bassa. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. M 91 possiede un diametro pari a circa 80000 anni luce, dunque sarebbe più piccola della nostra Via Lattea; anche la sua massa, pari a 90 miliardi di masse solari, è inferiore. La classificazione secondo la sequenza di Hubble è SBb, ossia una galassia spirale barrata di tipo intermedio; la sua distanza è stimata sui 63 milioni di anni luce. La sua velocità radiale è di 400 km/s in recessione: ciò vuol dire che, rispetto all’ammasso della Vergine, M91 ha un considerevole moto di avvicinamento rispetto a noi (700 km/s). La velocità di recessione rispetto a noi dell’ammasso della Vergine, infatti, è di circa 1100 km/s.
M 92 (NGC 6341) è un ammasso globulare visibile nella costellazione di Ercole; è fra gli ammassi globulari più settentrionali del cielo. La localizzazione di M 92 è molto difficile, a causa della scarsità di stelle appariscenti nell’area di cielo in cui si trova: un metodo consiste nel cercare a nord-est della metà del segmento che congiunge le stelle ι Herculis e η Herculis. Si tratta comunque di uno degli ammassi globulari più brillanti dell’emisfero boreale, sebbene sia spesso ignorato a causa del vicino M 13. M 92 può essere osservato da entrambi gli emisferi terrestri, sebbene la sua declinazione settentrionale favorisca notevolmente gli osservatori dell’emisfero nord. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra aprile e ottobre. Fu scoperto da Bode nel 1777 e riscoperto indipendentemente da Messier il 18 marzo 1781, che lo inserì nel suo catalogo. Nel 1783, William Herschel fu il primo a risolvere l’ammasso in stelle. M 92 si trova a 26.000 anni luce dal sistema solare ed è quindi un po’ più lontano del suo vicino M 13. La concentrazione di stelle al centro dell’ammasso è notevole; il diametro effettivo è di 85 anni luce. La massa di M 92 è di circa 300.000 masse solari, quindi abbastanza elevata.; si avvicina a noi a una velocità di 110 km/s. La percentuale di metalli molto scarsa nella composizione delle stelle dell’ammasso suggerisce un’età elevata per l’ammasso. Le stime basate sul colore delle stelle indicano un’età di 13 miliardi di anni; è quindi uno dei più antichi ammassi globulari conosciuti.
M 93 (NGC 2447) è un ammasso aperto visibile nella costellazione della Poppa. È uno degli oggetti più meridionali catalogati da Messier ed è di facile osservazione. M 93 è facile da individuare, trovandosi circa 1° a nordovest della stella ξ Puppis, nella parte centro-settentrionale della costellazione; è uno degli ammassi più piccoli, ma allo stesso tempo uno dei più brillanti della Poppa. M 93 si trova nell’emisfero australe, a una declinazione di quasi -24°; i luoghi più adatti dunque per la sua osservazione sono quelli dell’emisfero sud della Terra o al limite la fascia tropicale, sebbene sia comunque visibile senza difficoltà anche dalla fascia temperata boreale. L’ammasso fu scoperto da Charles Messier nel 1781, che lo inserì nel suo catalogo con il numero 93, ed è oggi uno degli oggetti più meridionali da lui catalogati. Fu in seguito riosservato da William Herschel, che nel 1783 lo risolse completamente in stelle. M 93 è a una distanza di circa 3.600 anni luce dalla Terra, dunque sul bordo esterno del nostro braccio di spirale, il Braccio di Orione, mentre il suo raggio è stimato essere compreso tra 10 e 12 anni luce (dunque un diametro di circa 22 anni luce); la sua età è stimata in circa 100 milioni di anni.
M 94 (NGC 4736) è una galassia a spirale visibile nella costellazione dei Cani da Caccia; fu scoperta da Pierre Méchain nel 1781 e catalogata da Charles Messier due giorni dopo. M 94 è facile da individuare: si trova infatti a 3° in direzione NNW rispetto alla stella Cor Caroli e se la notte è limpida e buia può essere osservata anche con un semplice binocolo. La sua declinazione è settentrionale: infatti questa galassia si presenta circumpolare da una parte dell’emisfero boreale, come l’Europa centro-settentrionale e parte del Nord America; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. Dalle osservazioni si può notare un anello di attive regioni di formazione stellare, marcate dalle giovani stelle azzurre nelle immagini a colori, che la dividono bruscamente dal molto meno brillante anello esterno, il quale è formato da una popolazione stellare giallastra molto più vecchia; nelle aree periferiche, tuttavia, queste regioni terminano nuovamente in un altro anello di moderata attività di formazione stellare, così M 94 appare come una delle relativamente rare galassie in cui possono essere osservate due “onde” di formazione stellare. Nelle lunghissime esposizioni diviene visibile un ulteriore debolissimo anello. La galassia è classificata come spirale semplice (Sab) ed è vista quasi perfettamente di faccia; la sua distanza non è ben nota, dato che esistono valori compresi fra i 14 e i 30 milioni di anni luce. Le ultime stime forniscono un valore di 16 milioni di anni luce. M 94 si allontana da noi alla velocità di 370km/s. Uno studio condotto nel 1008 afferma che all’interno di questa galassia non è presente materia oscura, o al più in minime quantità; questo studio ha analizzato la curva di rotazione delle stelle della galassia e la densità dell’idrogeno, mostrando che il gas illuminato corrisponde alla quasi totalità del gas presente nella galassia. Questo esito è piuttosto insolito e controverso e lascia aperte delle questioni, come ad esempio il modo in cui una galassia può formarsi senza un alone di materia oscura o come possa eventualmente perderla. Altre spiegazioni per le curve di rotazione non riescono a chiarire a fondo questa problematica. M 94 è una delle galassia più luminose del Gruppo di M 94, un gruppo di galassie che contiene fra 16 e 24 elementi; si tratta di uno dei tanti gruppi posti nelle vicinanze del Superammasso della Vergine, come ad esempio il Superammasso Locale. Sebbene un gran numero di galassie possa essere associato a M 94, solo poche di queste sembrano essere gravitazionalmente legate fra di loro; molte delle altre galassie vicine sembrano muoversi in maniera autonoma.
M 95 (NGC 3351) è una galassia spirale barrata visibile nella costellazione del Leone; fa parte di un gruppo di galassie situate proprio al centro della costellazione del Leone, detto Leo I. Fu scoperta, insieme a M 96, da Pierre Méchain, il 20 marzo 1781. M 95 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più bassa, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. M 95 è una delle galassie più studiate dal Telescopio Spaziale Hubble al fine di determinare la costante di Hubble, studiandone le variabili Cefeidi allo scopo di determinarne la distanza; i risultati, che furono poi corretti tramite l’ausilio del telescopio Hipparcos, indicano una distanza di 32,6 milioni di anni luce con uno scarto di 1,4 milioni di anni luce. Questa galassia mostra una notevole attività nelle sue regioni centrali, in particolare in un anello del diametro di circa 600 parsec attorno al centro, composto probabilmente di gas diffuso non uniforme. Le emissioni di raggi X provengono da numerose fonti, che sono concentrate in regioni di gas caldo, la morfologia dell’emissione può spiegarsi se si sta presentando una serie di starbursts istantanei situati in diverse zone dell’anello. L’estensione dei raggi X va almeno 500 parsec oltre l’anello, che può essere interpretato come un’uscita di gas al di là dello stesso. Ha una velocità di allontanamento (redshift) di 600 km/s. M 95 è una delle galassie facenti parte del Gruppo di M 96, un gruppo di galassie visibile nella costellazione del Leone; questo gruppo contiene anche M 96 e M 105.
M 96 (conosciuta anche come NGC 3368) è una galassia a spirale intermedia visibile nella costellazione del Leone; fa parte di un gruppo di galassie situate proprio al centro della costellazione del Leone, detto Leo I. Fu scoperta, insieme a M 95, da Pierre Méchain, il 20 marzo 1781. M 96 e le sue compagne si individuano in un’area povera di stelle di riferimento. M 96 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. La galassia fu scoperta da Pierre Méchain assieme alle altre due del gruppo, M 95 e M 105. M 96 è una galassia spirale posta alla distanza di 31,3 milioni di anni luce; a questa distanza, le sue regioni centrali più luminose possiedono una dimensione reale di oltre 65000 anni luce, le quali però sono circondate da una struttura ad anello relativamente debole, esteso per oltre 100000 anni luce: questa struttura possiede un gran numero di stelle giovani e blu molto luminose, che le conferiscono il caratteristico colore azzurrino. Questa regione è sede di importanti fenomeni di formazione stellare; le regioni centrali sono invece composte da stelle più vecchie e il colore dominante è il giallo. La massa della galassia è stata stimata essere di 160 miliardi di masse solari; l’inclinazione sulla nostra linea di vista del suo piano galattico è di 35°. Nel 1998 è stata osservata una supernova che raggiunse la magnitudine apparente 11,8. M 96 è la più luminosa delle galassie facenti parte del Gruppo di M 96, un gruppo di galassie visibile nella costellazione del Leone; questo gruppo contiene anche le vicine M 95 e M 105.
La nebulosa Civetta (nota anche come Nebulosa Gufo o con le sigle M 97 o NGC 3587) è unanebulosa planetaria visibile nella costellazione dell’Orsa Maggiore; è stata scoperta da Pierre Méchain nel 1781. Il nome “Nebulosa Gufo” è stato invece assegnato da William Parsons nel 1848 a causa delle due macchie scure, che assomigliano agli occhi di un gufo. M 97 è una delle nebulose planetarie più complesse. Il suo aspetto è stato interpretato come una sfera senza poli, con gli occhi del gufo in corrispondenza delle zone povere di materia ai poli. La sua età è stimata in 6.000 anni. La sua posizione è facilmente reperibile, grazie alla vicinanza con la stella Merak (β Ursae Majoris). La sua declinazione è molto settentrionale: infatti questa nebulosa si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale, come tutta l’Europa e il Nordamerica; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. M 97 è una delle più grandi nebulose planetarie conosciute, in termini assoluti: si estende per un diametro di quasi 3 anni luce e la sua magnitudine apparente è pari a 9,9; la stella centrale invece è una nana bianca estremamente calda, di quattordicesima magnitudine, la cui temperatura superficiale si aggira sugli 85.000 kelvin e la sua massa sarebbe pari a 0,7 masse solari. La distanza dell’oggetto è stata a lungo oggetto di dibattito: le stime variavano da un minimo di 1600 anni luce fino ad un massimo di ben 12.000, il che l’avrebbe posta ben oltre il bordo del piano galattico; oggi si tende ad accettare un valore di 2600 anni luce.
M 98 (NGC 4192) è una galassia spirale visibile nella costellazione della Chioma di Berenice. Fa parte dell’Ammasso della Vergine. M 98 si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; la si può trovare comunque circa sei gradi ad est della stella Denebola. M 98 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. Questa galassia fu per lungo tempo creduta come non appartenente all’Ammasso della Vergine, a causa della sua velocità radiale, che la indicava in avvicinamento di 125 km/s; tuttavia in uno studio condotto negli anni novanta viene avanzata l’ipotesi che appartenga allo stesso sottogruppo di M 99, che appartiene all’Ammasso della Vergine, alla distanza di circa 55 milioni di anni luce. La massa della galassia sarebbe pari a 170 miliardi di masse solari e il suo diametro sarebbe di 150000 anni luce, dunque la galassia sarebbe più grande della nostra Via Lattea.
M 99 (NGC 4254) è una galassia spirale visibile nella costellazione della Chioma di Berenice; dista approssimativamente 60 milioni di anni luce e fa parte dell’Ammasso della Vergine. M 99 si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; la si può trovare comunque circa sette gradi ad est della stella Denebola. M 99 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe appare mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. M 99 è una delle galassie più brillanti dell’Ammasso della Vergine; possiede dei bracci ben sviluppati orientati in senso orario, sebbene siano asimmetrici forse a causa di un’interazione con un’altra galassia, forse la vicina M98. Un altro indizio che possa essere stata disturbata deriva dalla sua velocità radiale: infatti la galassia sembra recedere rispetto a noi alla velocità di 2407 km/s, che equivale ad un movimento di 1200 km/s rispetto al centro dell’ammasso di cui fa parte, la più alta fra tutte le galassie osservate dal Messier. Il diametro della galassia è di 87000 anni luce e la sua massa sarebbe pari a circa 130 miliardi di masse solari.
M 100 (nota anche come NGC 4321) è una galassia spirale che si trova in direzione della costellazione della Chioma di Berenice, alla distanza di 52 milioni di anni luce da noi. M 100 si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; la più brillante della zona è Denebola( β Leonis), che però si trova a quasi 7° di distanza. Grazie alla sua disposizione quasi frontale rispetto alla Terra, è possibile osservare integralmente lo sviluppo dei bracci. M 100 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe appare mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. M 100 ha due grandi bracci costituiti da stelle più brillanti, e molte altre più deboli; in questi bracci sono state osservate ben cinque supernovae. M 100 è uno dei membri più importanti dell’ammasso di galassie della Vergine che si estende fino alla costellazione della Chioma di Berenice, della quale fa parte; la massa di M 100 è di 160 miliardi di masse solari, mentre la sua magnitudine assoluta è pari a -21.8. Il suo diametro reale è di 120000 anni luce, dunque un po’ superiore rispetto a quello della Via Lattea; la galassia si allontana da noi a 720 km/s, M100 ha invece una velocità di recessione di 1500 km/s.
Da Messier 101 a Messier 110
La Galassia Girandola (nota anche come M 101, o NGC 5457) è una galassia a spirale nella costellazione dell‘Orsa Maggiore. La galassia fu scoperta nel 1781 da Messier. In condizioni eccellenti, M 101 può essere osservata anche con un semplice binocolo infatti, grazie alla sua estensione e alla sua relativa vicinanza a noi, M 101 è una delle galassie più brillanti del cielo. M 101 dista 23.790.000 anni luce dalla Terra. Il diametro della galassia è circa 170.000 anni luce, ovvero quasi doppio rispetto al diametro della nostra Galassia. Un’altra proprietà particolare di questa galassia è la presenza di vaste e luminosissime regioni H II, che nelle fotografie raggiunge il numero di 3000 unità; queste regioni, in cui ha luogo la formazione stellare, contengono un gran numero di stelle giovani e calde, di colore blu. Il Gruppo di M 101 possiede cinque galassie compagne di discrete dimensioni: NGC 5204, NGC 5474, NGC 5477, NGC 5585 e Holmberg IV. L’interazione fra M 101 e le sue galassie satelliti può aver favorito l’aumento della formazione stellare nei bracci di M 101; inoltre sembra che questa galassia sia stata distorta dalla vicina NGC 5474. M 101 e le sue galassie compagne formano la quasi totalità del gruppo di galassie noto come Gruppo di M 101.
La Galassia Fuso (nota anche come NGC 5866 o M 102) è una galassia lenticolare di nella costellazione del Drago. Gli astronomi ritengono che la galassia Fuso sia l’oggetto Messier 102 (A.R. 15h 06m 30s; Dec. +55°46′).
M 103 (conosciuto anche come NGC 581 o, talvolta, col soprannome di Ammasso Freccia) è unammasso aperto visibile nella costellazione di Cassiopea. M 103 si trova in una zona di cielo ricca di oggetti, grazie alla presenza della scia della Via Lattea, nel cuore della costellazione di Cassiopea; si individua con estrema facilità, a meno di un grado a nord-est della stella delta, al punto che la luce di questa stella quasi lo oscura. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti quest’ammasso si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra agosto e gennaio. M 103 è uno dei più lontani ammassi aperti elencati nel Catalogo di Messier, trovandosi a circa 9400 anni luce dalla Terra, in un angolo remoto del Braccio di Perseo.
La Galassia Sombrero (conosciuta anche con le sigle M 104 o NGC 4594) è una galassia nella costellazione della Vergine. La sua vista di taglio con la sua banda oscura l’ha resa famosa ed è un oggetto privilegiato nella fotografia astronomica amatoriale. Questa galassia si trova nella costellazione della Vergine, ma la sua distanza è stimata sui circa 29 milioni di anni luce da noi, ed è quindi più vicina dell’Ammasso della Vergine, del quale non è considerata un membro. Il diametro di M 104 è stimato in modo differente da vari astronomi: da 50.000 a 140.000 anni luce. Secondo il sito del telescopio spaziale Hubble il diametro di M 104 è di 50.000 anni luce e la sua massa è pari a 800 miliardi di masse solari. Ha un nucleo grande e luminoso, un bulge centrale stranamente grande, e una prominente banda di polveri attorno al disco. Poiché si mostra di taglio, l’aspetto complessivo è simile ad un sombrero messicano, da cui il nome assegnatole. Negli anni novanta è stato dimostrato che nel centro della galassia è presente un buco nero supermassiccio.
M 105 (conosciuta anche come NGC 3379) è una galassia ellittica visibile nella costellazione del Leone; fa parte di un gruppo di galassie situate proprio al centro della costellazione del Leone. M 105 e le sue compagne si individuano in un’area povera di stelle di riferimento. M 105 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alta nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe resta sempre mediamente più bassa. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. M 105 è la più brillante fra le galassie ellittiche presenti nel Gruppo Leo I, in cui è compreso il sottogruppo a cui appartiene; la sua distanza è stimata sui circa 32 milioni di anni luce. Si tratta di un perfetto esempio di galassia ellittica, grazie alla estrema uniformità di struttura e di luminosità che la caratterizza; delle due galassie che l’accompagnano, entrambe ellittiche, NGC 3389 non sembra essere realmente vicina a M 105, dato che la sua velocità radiale è di 1138 Km/s contro i 752 km/s accettati per M 105. Secondo degli studi effettuati tramite il Telescopio Spaziale Hubble al centro di questa galassia sarebbe presente un buco nero supermassiccio. M 95 è una delle galassie facenti parte del Gruppo di M 96, un gruppo di galassie visibile nella costellazione del Leone; questo gruppo contiene anche M 96 e M 105.
M 106 (conosciuta anche come NGC 4258) è una galassia spirale visibile nella costellazione deiCani da Caccia; sembra che il suo interno ospiti un buco nero supermassiccio su cui sta collassando l’intera galassia. M 106 si trova circa 2° a sud della stella 3 Canum Venaticorum un astro di quinta magnitudine posto alcuni gradi a sud-est di Phecda, quest’ultima parte dell’asterismo del Grande Carro; grazie alla sua brillantezza è facilmente individuabile anche con un binocolo 10×50, a patto che però la notte sia propizia, in cui appare come una macchia di forma ovoidale. Un telescopio amatoriale di piccole dimensioni è in grado di mostrare il nucleo, più luminoso, mentre strumenti da 150-200mm di apertura sono il minimo richiesto per l’individuazione di alcuni particolari come l’irregolarità della luminosità dell’alone e i bracci di spirale. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti questa galassia si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. M 106 è un esempio di galassia di Seyfert; la rilevazione di inconsuete emissioni di onde radio e raggi X osservate tramite indica che probabilmente parte della galassia sta precipitando in un buco nero supermassiccio situato nel suo centro: nel nucleo infatti sembra che sia contenuta una massa pari a 36 milioni di masse solari, concentrata in un volume compreso fra 1/24 e 1/12 di anno luce, ossia fra 12000 a 54000 UA. La forma di M 106 ricorda quella della Galassia di Andromeda (M31), ma con una diversa inclinazione, in modo che siano così visibili perfettamente tutte le strutture delle nubi di polveri sul piano galattico; i bracci di spirale sono ricchi di regioni H II che nelle immagini si mostrano di colore blu e rosso, a seconda se siano associate o meno ad ammassi di stelle particolarmente calde e luminose. Nel 1981 fra i suoi bracci è apparsa una supernova, classificata come SN 1981K, che raggiunse la sedicesima magnitudine apparente; non essendo stato analizzato lo spettro, non si è mai saputo che tipo di supernova fosse. La distanza della galassia è stimata sui 21-25 milioni di anni luce e la sua massa totale è pari a circa 190 miliardi di masse solari; si allontana da noi alla velocità di 537 Km/s.
M 107 (conosciuto anche come NGC 6171) è un ammasso globulare visibile nella costellazione dell’Ofiuco. M 107 è molto vicino al piano galattico e si trova ad una distanza di circa 20.900 anni luce dalla Terra; possiede un diametro apparente di 3 minuti d‘arco, che corrisponde da un’estensione reale di circa 60 anni luce. Stranamente sembra contenere alcune bande oscure, del tutto insolite in un ammasso globulare; si tratta inoltre di uno degli ammassi globulari meno concentrati. M 107 ha una velocità radiale di circa 147 Km/s in avvicinamento.
M 108 (conosciuto anche come NGC 3556 o anche con il suggestivo nome di Galassia Surfboard ) è una galassia spirale a circa 45 milioni di anni luce, nella costellazione dell’Orsa Maggiore. Nel 2005, Scott D. Davis suggerì il nome, Galassia Surfboard, per il fatto che la sua forma ricorda quello di una tavola da surf. M 108 è visibile anche con un binocolo in una notte buia e limpida; la sua individuazione è facilitata notevolmente dalla presenza a breve distanza della stella Merak (beta Ursae Majoris), una dei due puntatori del Grande Carro che consentono di individuare la Stella Polare. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti questa galassia si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. M 108 è una galassia spirale vista quasi perfettamente di taglio: la sua inclinazione è pari a 81° rispetto alla nostra linea di vista; i suoi bracci sono fortemente oscurati da grandi complessi di nebulose oscure e polveri interstellari che rendono invisibile anche in nucleo galattico. . La sua distanza è stata stimata in 45 milioni di anni luce e sembra allontanarsi da noi alla velocità di 772 Km/s.
M 109 (conosciuta anche come NGC 3992) è una galassia a spirale barrata a circa 55 milioni di anni luce, nella costellazione dell‘Orsa Maggiore. M 109 è facilissima da individuare, essendo visibile appena 1° a sud-est della brillante e ben nota stella Phecda, parte dell’asterismo del Grande Carro. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti questa galassia si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. Questa galassia recede da noi alla velocità di 1142 Km/s. M 109 ha tre galassie satelliti, catalogate come UGC 6923, UGC 6940 e UGC 6969 e probabilmente ve ne sono anche altre più piccole; sono state condotte su queste galassie compresa la primaria un buon numero di osservazioni nella linea di emissione dell’idrogeno. La distribuzione delle regioni H I di M109 è regolare, con un’estensione radiale di basso livello all’esterno del disco galattico, mentre nella regione della barra è presente un buco nella distribuzione dell’idrogeno neutro. M 109 è la galassia più brillante del Gruppo di M 109, un grande gruppo di galassie situato nella costellazione dell’Orsa Maggiore che potrebbe contenere anche più di 50 galassie.
La galassia ellittica M 110 (nota anche come NGC 205) è una galassia ellittica nella costellazione di Andromeda, un satellite della galassia di Andromeda e un membro del Gruppo Locale di galassie. È stata scoperta nel 1773 da Messier. Come M 32, orbita attorno alla galassia di Andromeda e rispetto a un osservatore terrestre è situata a nord-ovest del bulge di quest’ultima. La sua distanza è di 2.900.000 anni luce e la sua massa è stimata fra i 3,6 e 15 milioni di masse solari. M 110 è contornata da un alone in cui sono stati osservati 8 ammassi globulari. Nel suo centro è ancora possibile la formazione di stelle, e sono state osservate delle giovani stelle