Il profondo cielo dei Cani da Caccia

Cominciamo con un ammasso globulare per poi elencare le numerose galassie. M 3 (conosciuto anche come NGC 5272) è un ammasso globulare; è fra i più brillanti del cielo. M 3 si trova relativamente lontano da stelle cospicue: la più vicina è beta Comae Berenices, di magnitudine 4 circa, che si trova a circa 7° ad Ovest di quest’ammasso globulare; un aiuto può essere fornito anche da Arturo, la brillantissima stella arancione visibile più a sud. M 3 è sicuramente uno degli oggetti più facili da osservare con uno strumento amatoriale: in condizioni di seeing veramente eccezionali è visibile persino ad occhio nudo, mentre con un binocolo l’ammasso è localizzabile con facilità e appare come un punto bianco e diffuso. Già con un telescopio da 100mm di apertura appare come un oggetto di 10′ di diametro, mentre uno da 200mm può già risolverlo in centinaia di piccolissime stelle.  M 3 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. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. L’ammasso è stato scoperto da Charles Messier nel 1764 che lo descrive così “Nebulosa scoperta tra Bootes ed uno dei Cani da Caccia di Hevelius; essa non contiene alcuna stella, il suo centro è brillante e la sua luce va scemando insensibilmente, essa è rotonda; con un bel cielo la si può vedere con un telescopio da un piede; essa è riportata sulla carta della cometa osservata nel 1779. Memorie dell’Accademia dello stesso anno. Riosservata il 29 marzo 1781, sempre bellissima.” William Herschel dedica a M 3 molte osservazioni, riuscendo anche a risolverlo in stelle per la prima volta; il figlio John, nel 1833, lo descrive come un ammasso composto da stelle comprese fra la undicesima e la quindicesima magnitudine. L’ammiraglio Smyth e Lord Rosse riferiscono della presenza di un gran numero di concatenazioni di stelle nelle regioni periferiche. Questo ammasso è uno dei più grandi e luminosi, ed è formato da circa 500.000 stelle. È situato a una distanza di circa 33.900 anni luce dalla Terra. M 3 ha una magnitudine apparente di 6,2 che lo rende visibile a occhio nudo in determinate condizioni. Visto da un telescopio di dimensioni media, l’ammasso è completamente definito. In M 3 sarebbero state trovate 212 variabili, di 186 delle quali è stato determinato il periodo: più che in qualunque altro ammasso globulare della nostra galassia; almeno 170 sono del tipo RR Lyrae. Con M 13 ed M 5, M 3 è uno dei tre ammassi globulari più brillanti dell’emisfero boreale. Ciò ha fatto sì che esso sia stato studiato più dia altri ammassi del suo tipo, e il diagramma H-R che risulta da questi studi dimostra che M 3 è un ammasso formato da stelle estremamente vecchie. Si ritiene che abbiano un’età di circa 10 o più miliardi di anni, anche se le stime degli studiosi variano di molto. Una caratteristica veramente insolita di M 3 è il fatto che contenga una giovanissima stella azzurra di tipo spettrale O8 (la prima delle cosiddette Blue Stragglers).

La Galassia Nana dei Cani da Caccia è una delle galassie satelliti della Via Lattea più distanti conosciute, assieme alla coppia di galassie Leo I e Leo II. Si tratta di una galassia nana sferoidale visibile nella costellazione dei Cani da Caccia, ad una distanza di circa 720.000 anni luce; la galassia ha un diametro di circa 6.500 anni luce lungo il suo asse maggiore, ed è molto debole. Contiene una popolazione di stelle vecchie povere in metalli.

M 51 è un oggetto astronomico del catalogo di Messier che comprende due galassie distinte: la più grande e famosa Galassia Vortice (anche nota come NGC 5194 e talvolta M51A) è una classica galassia a spirale. Fu scoperta da Charles Messier il 13 ottobre del 1773. La più piccola galassia compagna nota come NGC 5195 (o anche M51B), è parzialmente coperta da un braccio di polvere della spirale Vortice (con la quale interagisce) ed è stata scoperta da Pierre Méchain nel 1781. La Galassia Vortice è una delle galassie più brillanti del cielo: è infatti abbastanza luminosa da poter essere osservata anche con un binocolo se la notte è propizia, in cui si mostra come una macchia chiara ovaleggiante; un telescopio amatoriale di piccole dimensioni è sufficiente sia per localizzare la compagna minore, sia per individuare l’alone esteso della galassia principale. Un telescopio da 150mm di apertura è sufficiente per poter osservare la struttura a spirale della Galassia Vortice; il braccio più notevole si trova in direzione ovest, ma l’andamento delle spire resta difficile da capire anche ad ingrandimenti maggiori. La sua declinazione è settentrionale: infatti questa coppia di galassie si presentano circumpolari da gran parte dell’emisfero boreale, come quasi tutta l’Europa e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla anche da latitudini temperate medio-basse, ma resta sempre molto basso sull’orizzonte. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. Charles Messier osservò questo gruppo di galassie nel 1773, mentre osservava una cometa; egli descrisse la Galassia Vortice come una nebulosa doppia senza stelle piuttosto debole e con un centro luminoso. William Herschel prima e suo figlio John poi osservarono queste galassie, notando che nella parte centrale attorno al nucleo si presentava uno strano effetto ottico, simile ad un anello che circonda il centro luminoso. L’ammiraglio Smith paragonò la primaria al pianeta Saturno, affermando che avrebbe una forma simile se fosse osservato da una posizione verticale. Lord Rosse infine riconobbe ben chiaramente la struttura a spirale della galassia primaria e la evidente connessione con l’oggetto minore posto a nord. La Galassia Vortice è una delle più luminose e interessanti galassie nel cielo: dista dalla Terra da 15 a 37 milioni di anni luce ed è ampia da 50.000 a 100.000 anni luce. È anche il membro dominante di un piccolo gruppo di galassie, chiamato gruppo di M51. Buona parte della sua intensa luminosità è dovuta alla presenza, nei bracci, di giovani ammassi stellari. Questa galassia fu la prima di cui si osservò la struttura a spirale, ad opera di William Parsons nel 1845; gli astronomi ipotizzano che la forma a spirale sia dovuta principalmente alle interazioni gravitazionali con la galassia più piccola. La spirale disegnata dai bracci della galassia è una spirale logaritmica. La Galassia Vortice è unita a NGC 5195 attraverso un involucro comune di gas. L’interazione fra le due galassie ha comportato un incremento della creazione di stelle in NGC 5195. Anche il nucleo della Galassia Vortice è più luminoso di quanto ci si potrebbe aspettare, e questo ha portato alcuni studiosi a classificarla come una galassia di Seyfert attiva. Nel 2001 il Telescopio Spaziale Hubble ha puntato il suo obiettivo sul centro della Galassia Vortice. Ha così scoperto che lungo i bracci della spirale ci sono alcune “sporgenze” di polvere che si estendono quasi perpendicolarmente ai bracci principali. La regolarità e il grande numero di queste strutture hanno suggerito agli astronomi che il precedente modello di formazione di galassie a spirale a due braccia forse necessita di una revisione. L’immagine del telescopio spaziale rivela anche un disco di polvere nel nucleo che potrebbe alimentare un buco nero.

La Galassia Vortice è la galassia più brillante di un piccolo gruppo di galassie noto come Gruppo di M51, nel quale è inclusa anche M 63, NGC 5023 e NGC 5229; in questo piccolo gruppo potrebbe in realtà essere una struttura minore sul bordo sudorientale di un più grande gruppo allungato che include il Gruppo di M 101 e quello di NGC 5866, sebbene molti dei cataloghi e dei metodi di identificazione dei gruppi di galassie li considerino come delle entità separate.

La Galassia Girasole (conosciuta anche come M 63 o NGC 5055) è una galassia a spirale; fu scoperta nel 1779 da Pierre Méchain, collega e amico del Messier e che collaborò alla stesura del celebre catalogo. M63 si trova con una certa facilità, 1,5° a nord della concatenazione di stelle composta da 19, 20, 23 CVn, a loro volta 3° a NE di Cor Caroli; può essere individuata senza difficoltà anche con un binocolo in notti particolarmente nitide, in cui si mostra come una macchia diffusa senza condensazione. Un telescopio amatoriale da 60-80mm la mostra come una chiazza estesa per alcuni primi d’arco piuttosto appariscente, mentre l’alone diventa visibile in un riflettore da 150mm; il nucleo diventa quasi di aspetto granuloso in un 300mm, mentre diventano visibili anche i due bracci, come delle estensioni leggere del nucleo stesso a WNW e a ESE. La declinazione di questa galassia è piuttosto settentrionale: infatti si presenta circumpolare da molte regioni dell’emisfero boreale, come l’Europa centro-settentrionale e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla fino alle latitudini temperate medie, fin quasi all’Argentina centro-meridionale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. Charles Messier afferma nel 1779 che M63 sia stata osservata per la prima volta da Pierre Méchain; mentre la inserisce nel suo catalogo, la descrive come una nebulosa debole senza stelle e subito invisibile al minimo segno di qualunque disturbo luminoso. William Herschel la indica al contrario come molto brillante, estesa in senso NW-SE e della lunghezza di 9-10′ e dal nucleo appariscente. Il primo a notarne una struttura a spirale fu invece Lord Rosse. La galassia Girasole è una spirale del tipo Sb o Sc, che mostra un irregolare disegno a spirale; apparentemente sembra formare un gruppo fisico con la Galassia girandola, la Galassia Vortice e molte altre galassie minori; potrebbe appartenere al Gruppo di M101 (sottogruppo di M51). Il nome proprio girasole è dovuto al grandissimo numero di segmenti di spirali che circondano il nucleo, ben avvolte attorno ad esso e pervase da un gran numero di nubi di polvere interstellare; la massa totale della galassia sarebbe compresa fra le 80 e le 140 miliardi di masse solari, con un diametro di 90000 anni luce, ossia simile a quello della nostra Via Lattea. La distanza è stimata sui 37 milioni di anni luce e si allontana da noi alla velocità di 580 km/s.  Nel maggio del 1971 è stata osservata fra i suoi bracci una supernova di tipo Ia, che raggiunse la magnitudine apparente 11,8.

M 94 (conosciuto anche come NGC 4736) è una galassia a spirale; 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; l’alone inizia a mostrarsi anche in un binocolo molto potente o in un piccolo telescopio amatoriale. Con strumenti da 140-150mm di apertura si presenta di forma quasi circolare e coi bordi molto sfumati, al punto che ricorda un ammasso globulare come aspetto; anche ad ingrandimenti maggiori la vista rimane molto simile, con un alone molto esteso con tracce di macchie scure e che aumenta progressivamente in luminosità verso il centro, i cui bordi sono sfumati. Non si osserva alcuna traccia di spirali. 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 Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla fino alle latitudini temperate medie, corrispondenti alla massima parte delle regioni abitate. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. Charles Messier descrive M94 come una nebulosa priva di stelle, ben visibile a nord di Cor Caroli e con un centro molto brillante e diffuso, paragonandola poi all’ammasso globulare M 79 nella Lepre; riferisce inoltre che la scoperta avvenne ad opera di Pierre Méchain nel marzo del 1781. Sia William Herschel che Lord Rosse la descrivono come una macchia tondeggiante e dai contorni sfumati, addirittura, nel caso di Lord Rosse, circondata da una struttura vagamente anulare, ipotizzandone la natura a spirale. M94 come appare attraverso un potente telescopio amatoriale. 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 M94 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. M94 si allontana da noi alla velocità di 370 km/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 questa problematica.  M 94 è una delle galassia più luminose del Gruppo di M94, un gruppo di galassie che contiene un numero di galassie compreso probabilmente fra 16 e 24; 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 106 (conosciuta anche come NGC 4258) è una galassia spirale; sembra che il suo interno ospiti un buco nero supermassiccio su cui sta collassando l’intera galassia. M106 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, come gran parte dell’Europa e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla fino alle latitudini temperate medie. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. M 106 fu scoperta da Pierre Méchain nel luglio del 1781; egli la descrisse come un oggetto nebuloso posto fra l’Orsa Maggiore e i Cani Venatici. Charles Messier osservò quest’oggetto e le indicò la posizione, ma non lo inserì nel suo famoso catalogo poiché era già stato pubblicato; solo negli anni cinquanta del XX secolo questo catalogo fu esteso. L’ammiraglio Smyth la descrisse come una nebulosa bianca piuttosto larga e ovale, orientata da NW a SE e con un nucleo più luminoso nella regione sud e i bordi laterali più netti delle sue estremità; infine, Padre Heinrich Ludwig d’Arrest la osservò con un telescopio da 280mm di apertura, descrivendola come un oggetto complesso dal nucleo brillante e braccia estese a nord e a sud. M 106 è un esempio di galassia di Seyfert; la rilevazione di inconsuete emissioni di onde radio e raggi X osservate tramite il radiotelescopio Very Large Baseline Array 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.

NGC 4111 è una galassia che si presenta come un fuso elongato in senso NW-SE, in un campo ricco di altre galassie; per individuarla è sufficiente un telescopio rifrattore da 120mm di apertura. Il nucleo è evidente in telescopi di dimensioni maggiori, e si presenta come un rigonfiamento al centro della scia luminosa; si tratta dunque di una galassia a spirale, vista di taglio. Dista dalla Via Lattea circa 45 milioni di anni-luce.

NGC 4151 è una galassia spirale barrata. Si trova circa 4 gradi a SW della stella beta Canum Venaticorum. È la più grande e luminosa di un gruppetto di quattro galassie appariscenti e di una decina di galassie minori; un telescopio rifrattore già è sufficiente per individuarne il nucleo brillante, mentre con ingrandimenti maggiori si evidenziano pure i due bracci, disposti ai lati est e ovest del centro, quasi a formare delle “parentesi” attorno a questo. Dista dalla Via Lattea circa 42 milioni di anni-luce.

NGC 4214 è una galassia irregolare. Si tratta di una galassia situata appena al di fuori del Gruppo Locale (dista dalla Via Lattea circa 7,5 milioni di anni-luce), e fa parte di quel gruppo di galassie poste in posizione intermedia tra il nostro ed altri gruppi di galassie, quasi facendo da “ponte”, mettendo in dubbio l’esistenza stessa dei “Gruppi locali”. È una galassia di forma irregolare, vagamente rassomigliante a prima vista alla Piccola Nube di Magellano (ovviamente si tratta però di una galassia di dimensioni molto maggiori). Si può osservare anche con piccoli strumenti amatoriali, come telescopi rifrattori. Uno studio accurato ha consentito di scoprire che al suo interno è presente una rudimentale struttura a barra.

NGC 4244 è una galassia spirale; un telescopio di piccole dimensioni già la individua come un lungo fuso. Ingrandimenti maggiori consentono di osservare pure una sottile fascia scura che si snoda lungo tutta la galassia, con un aspetto simile a quello della Fenditura del Cigno. È la principale di un gruppo di galassie adiacente al nostro Gruppo Locale, al quale appare “collegato” dalla galassia NGC 4214. Dista dalla Via Lattea circa 16 milioni di anni-luce.

NGC 4395 è una galassia a spirale di debole brillanza superficiale. L’importanza di NGC4395 è di contenere il più piccolo buco nero supermassiccio che ha una massa di circa 300000 masse solari. Il buco nero fu scoperto nel 1989, la massa fu stimata tra 55000 e 65000 masse solari. Recenti misure ne hanno quintuplicato la stima.

NGC 4449 è una galassia irregolare. Si trova circa 2,5 gradi a NNW della stella β Canum Venaticorum. È una galassia di forma irregolare, che si mostra con una forma quasi rettangolare, dovuta alla presenza di una struttura a barra che le conferisce un aspetto allungato; la parte settentrionale è molto ricca di nebulose. Dista dalla Via Lattea circa 9 milioni di anni-luce, il che ne fa una delle galassie più vicine al nostro Gruppo Locale.

NGC 4490 è una galassia spirale barrata. È individuabile ad appena 30′ dalla stella beta Canum Venaticorum; si mostra come un fuso fortemente irregolare a causa dell’interazione con una piccola galassia vicina, NGC 4485. Entrambe sono visibili con uno strumento di 120-150mm di apertura, sebbene quest’ultima sia molto meno appariscente. Il nucleo è molto luminoso e domina sull’intera galassia; i bracci sono disposti in senso est-ovest, con quello occidentale rivolto verso la compagna NGC 4485. Il sistema dista dalla Via Lattea circa 23 milioni di anni-luce.

NGC 4618 è una galassia a spirale barrata distorta. È classificata come SBm, che significa che la sua struttura è vagamente simile a quella delle galassie a spirale. A volte è anche definita a spirale magellanica a causa della sua somiglianza con le nubi di Magellano. A differenza della maggior parte delle galassie a spirale, NGC 4618 ha un solo braccio, che le conferisce un aspetto asimmetrico, è uno dei tre esempi di galassia a singolo braccio incluse nell’Atlas of Peculiar Galaxies. Sebbene sia classificata come galassia peculiare, sono state scoperte molte altre galassie simili. Si era ipotizzato che la struttura asimmetrica della galassia fosse il risultato dell’interazione gravitazionale con NGC 4625. Simili strutture sono abbastanza comuni tra le galassie interagenti. Tuttavia, osservazioni sull’idrogeno neutro nelle due galassie, suggeriscono che solo una parte del gas al di fuori del disco di NGC 4618 è influenzata dalle interazioni gravitazionali. Questo sta ad indicare che la forma a braccio unico della galassia può essere il risultato di un processo intrinseco alla galassia stessa.

NGC 4631 è una grande galassia spirale. Si individua 4,5 gradi a NE della stella γ Comae Berenices; si presenta in piccoli strumenti come una lunga scia luminosa (nell’immagine è quella a destra). Telescopi da 200mm di apertura mostrano che il bulge si trova in posizione leggermente decentrata, ed è attraversato da una sottile striscia di nebulosità oscura e irregolare; a nord si individua la piccola galassia ellittica NGC 4627. Si tratta di una delle spirali orientate di profilo più grandi e vicine conosciute: la sua distanza dalla Via Lattea è stimata attorno ai 12 milioni di anni-luce, il che ne fa una delle spirali giganti più prossime al nostro Gruppo Locale; fa parte, assieme alla galassia NGC 4656, di un “Gruppo Locale” simile al nostro.

NGC 4656 è una galassia spirale irregolare. Si individua 4,5 gradi a NE della stella γ Comae Berenices; appare come una scia luminosa che verso nord assume una forma contorta e irregolare (nell’immagine è quella a sinistra). Telescopi da 200mm di apertura consentono di notare che in realtà la parte terminale del fuso, in questa direzione, è un’altra galassia, nana (NGC 4657), che, interagendo con la galassia principale, ne modifica l’aspetto originale, che doveva essere quello di una spirale barrata. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata attorno ai 10 milioni di anni-luce; fa parte, assieme alla galassia NGC 4631, di un “Gruppo Locale” simile al nostro, nonché uno dei più vicini.

NGC 5005 è una galassia spirale. Si può reperire senza eccessiva difficoltà circa 3 gradi a WSW della stella alfa Canum Venaticorum; si presenta con telescopi di 150mm di apertura come una macchia ovale più luminosa al centro; occorre uno strumento con aperture superiori ai 200mm per poter osservare i suoi bracci, molto ben raccolti attorno al suo nucleo, molto luminoso. Dista dalla Via Lattea circa 68 milioni di anni-luce.

NGC 5033 è una bella galassia spirale. Si individua circa 3,5 gradi a WSW della stella alfa Canum Venaticorum; un telescopio di piccole dimensioni evidenzia soltanto la struttura del nucleo, che appare allungata in senso nord-sud. Telescopi con grande apertura e foto a lunga posa evidenziano le tenui strutture dei bracci di spirale, le cui dimensioni sono di gran lunga superiori a quelle del bulge centrale. Dista dalla Via Lattea circa 52 milioni di anni-luce.

NGC 5229 è una galassia a spirale vista di taglio a circa 16,7/23,7 milioni di anni luce di distanza dalla Terra. Fa parte del Gruppo di M51, anche se è relativamente distante dalle altre galassie di quest’ammasso. Dal nostro punto di vista sulla Terra, il disco della galassia, apparentemente deformato, sembra essere formato da gruppi interconnessi di stelle. La galassia misura circa 7 Kiloparsec di diametro e ha una età stimata che si aggira intorno ai 13,7 miliardi di anni, molto vicina a quella dello stesso Universo. È stata scoperta da Lewis Swift nel 1886 e possiede una magnitudine apparente pari a +14,5.

Annunci

La costellazione del Bootes

Pierluigi Panunzi (Astronomia. com) ha realizzato una serie di articoli che fa uso del Simulatore di costellazioni in 3D, descritto in questo articolo. La costellazione presa in esame questa volta è quella del Bootes,
Si tratta di una costellazione boreale, con una forma caratteristica che ricorda un lungo aquilone, sulla cui punta  troneggia una meravigliosa stella arancione, brillantissima e della quale tutti prima o poi vogliono sapere il nome. Mille volte mi è capitato di dirlo e mille volte si è subito scatenata l’ilarità dei presenti, fino a che non sottolineavo che il nome Arturo deriva da una parola greca che significa “guardiano dell’orsa”. Evidentemente ci deve essere stato un personaggio di parecchi anni fa, dotato di questo nome, che scatena risate: allora potete capire perché non mi piace il nome “Bifolco”. Provate a dire che “Arturo è la stella principale del Bifolco” senza far ridere e sghignazzare le persone.
Apro una piccola parentesi, sempre sui nomi. Tempo fa su FaceBook mi sono sentito in dovere di intervenire in un post dove stavano deridendo il nome Procione (la stella principale del Cane Minore): in particolare una tipa aveva sentenziato che una stella non poteva avere un nome così… Chissà che cosa frullava nella sua testa… Alla fine ha dovuto ricredersi e la Scienza ha trionfato!
Torniamo all’analisi della costellazione, che contiene ben 9 stelle più vicine di 60 anni luce (tra cui proprio Arturo), qualche stella grandicella (però non i soliti mostri) e tutto sommato decisamente pochi oggetti deep sky.
Tra le sue peculiarità abbiamo che la stella ε Boo, la seconda della costellazione per luminosità e chiamata Izar: è una bellissima stella doppia con un grande contrasto cromatico tra le due componenti. E’ visibile con telescopi non proprio piccoli: la stella principale (di magnitudine 2.4, classe spettrale K0) è di colore giallo-arancio, mentre la secondaria (di quinta magnitudine, classe A2) è di un bel colore blu. Date queste premesse non dovrebbe sorprendere che questa stella sin da subito sia stata battezzata dagli astronomi Pulcherrimala più bella.
Sono 9 le stelle di Bootes entro un raggio di 60 anni luce dal Sole. la più vicina è  Gliese 526, a poco meno di 18 al dal Sole. Come già anticipato, la costellazione di Bootes non presenta stelle eccessivamente grandi: abituati oramai a mostri supergiganti grandi 1000 volte il Sole, non ci fa più effetto trovare stelle grandi più di 100 , ma anche 87, 69 e 55 volte il nostro Sole, rispettivamente 34ν113 e ε Boo. Quest’ultima è proprio la stella doppia di cui parlavo all’inizio, chiamata Pulcherrima.
Non ci sono molti oggetti deep sky in questa costellazione: ne ho scelti due. Il primo è un ammasso globulare molto bello, NGC 5466, visibile anche con telescopi amatoriali, mentre l’altro oggetto è una galassia nana, la Bootes I, galassia satellite della Via Lattea.

I nomi delle stelle di Bootes

In questa costellazione ci sono parecchie stelle dotate di un nome:

  • Arturo (α Boo): dal greco, il guardiano dell’orsa
  • Nekkar (β Boo): lo scavatore
  • Seginus (γ Boo):  latinizzazione di Cygnus, figlio di Nettuno
  • Thiba (δ Boo): le lupe
  • Izar o Pulcherrima (ε Boo): il velo o la più bella
  • Muphrid (η Boo): stella solitaria
  • Asellus III e III (θ, ι e κ Boo): asinello
  • Aulad Althiba (λ Boo): cuccioli di volpe
  • Alkalurops (μ1 Boo): il bastone del mandriano
  • Ceginus (φ Boo): latinizzazione di Cygnus, figlio di Nettuno
  • Aulad Alnathlat (ψ Boo): i cuccioli
  • Merga (38 Boo): dal latino, la zappa

Visibilità della costellazione di Bootes

Bootes è sempre ben riconoscibile con Arturo facilmente raggiungibile prolungando immaginariamente l’arco formato dalle tre stelle dell’Orsa Maggiore (quelle che formano il manico): alle 21, sorge a Nord Est nell’ultima decade di febbraio, culmina a Sud, alto sull’orizzonte, a fine giugno, mentre si trova basso sull’orizzonte, a Nord Ovest a metà ottobre.

Per apprezzare al meglio le notizie riguardanti questa costellazione vi consigliamo di andare sul sito astronomia.com

La costellazione dell’Idra

Pierluigi Panunzi (Astronomia. com) ha realizzato una serie di articoli che fa uso del Simulatore di costellazioni in 3D, descritto in questo articolo. La costellazione presa in esame questa volta è quella dell’Idra, la  più grande di tutta la volta celeste.
Si tratta di una costellazione davvero grande, dal momento che copre una superficie di 1303 gradi quadrati: pensate che inizia dalle parti della costellazione del Cancro, si arrotola e si srotola al di sotto del Leone e della Vergine, per finire tra i piatti della Bilancia. Se avete presente ad esempio quanto è grande il Leone oppure ancor di più la Vergine, allora potete vagamente immaginare quanto è vasta la costellazione dell’Idra. Dicevo che forse ce l’abbiamo lì davanti agli occhi senza saperlo: grazie alla mappa di Stellarium non ci dovrebbero essere più problemi a trovarla nel cielo!
Benché sia povera di stelle particolarmente luminose, possiede invece un discreto gruppo di stelle vicine, un altra famigliola di stelle grandi (tra le quali un Gargantua stellare) e tanti oggetti deep sky molto interessanti. Stavolta iniziamo proprio da questi ultimi, un paio dei quali davvero suggestivi.
Oggetti deep sky
Iniziamo questa ricca carrellata di foto (realizzate quasi tutte dall’HST: ricordo che cliccandole se ne può vedere una versione a maggiore risoluzione) con la splendida Southern Pinwheel Galaxy (la girandola meridionale), nota e catalogata come M83.  Passiamo poi ad un globular cluster, M68, anche lui davvero splendido (tutte le foto sono sul sito di Astronomia.com), seguito da un ammasso stellare aperto, catalogato da Messier come M48.
Passando agli oggetti del New General Catalogue, incontriamo NGC 3109, una galassia irregolare, per poi imbatterci nella galassia a spirale barrata NGC 3621. Ma il piatto forte deve ancora arrivare: intanto vediamo una stranissima nebulosa planetaria (NGC 3242) denominata The Ghost of Jupiter (il fantasma di Giove), che trae il nome dal fatto che al telescopio assomiglia al pianeta, ma sotto sembianze decisamente spettrali.
Siamo arrivati infine ad una fotografia assolutamente eccezionale per la singolare coincidenza che testimonia: stiamo vedendo NGC 3314, un esempio più unico che raro di perfetto allineamento tra due galassie, in realtà lontanissime tra loro. La più vicina, NGC 3314a, si trova infatti a circa 117 milioni di anni luce da noi, mentre la seconda, NGC 3314b, dista circa 140 milioni di al: sono i 23 milioni di al tra le due galassie che fanno la differenza: i due oggetti infatti non interagiscono minimamente fra loro…
L’Idra contiene 8 stelle al di sotto della soglia dei 60 anni luce, distanza dalla quale il nostro Sole diventa una stella invisibile ad occhio nudo (la sua magnitudine scende sotto la sesta), nella fantascientifica ipotesi che un domani l’uomo possa portarsi a quella distanza, nelle vicinanze di una di queste stelle più vicine, per verificare quanto conosciamo solo in base alle formule: grazie alla nostra astronave Celestia,  siamo in grado di anticipare quale sarà lo spettacolo che si presenterà agli occhi dei fortunati navigatori galattici (umani o macchine che siano) osservando la posizione del Sole sulla volta celeste.
Nella tabella pubblicata su Astronomia.com sono state raggruppate queste stelle  queste stelle indicandone la distanza crescente in anni luce, il nome della stella (con il link, cliccando il quale si apre l’immagine ripresa con Celestia) e da ultimo la sua classe spettrale.
Iniziando dalla più vicina, GJ 3877, vediamo che il Sole appare in una zona di cielo dove convivono stelle del nostro Ariete (Hamal e Sheratan),del Centauro (α Cen), stelle del Perseo ed in alto le ben note Pleiadi: perciò il Sole si trova in una zona boreale dove il vero intruso è α Cen, in virtù della sua vicinanza, per il solito fantastico gioco di tridimensionalità delle stelle nello spazio.
Da Gliese 433 il Sole appare più debole e stavolta tra stelle di Andromeda (ed infatti a sinistra si vede la galassia M31), del Pegaso, con il solito intruso.
A dimostrazione dell’estensione della costellazione dell’Idra, il Sole, visto da HIP 56452, appare in una zona di cielo contenente ancora stelle di Andromeda e Pegaso, ma stavolta troviamo un paio di intrusi illustri (Sirio e Procione) e altre stelle notissime come Altair e Vega.
Dall’ultima stella di cui è stata realizzata la foto la foto, HIP 47592, il Sole appare più o meno nella stessa zona di Gliese 433 con vicina la galassia di Andromeda: prospetticamente, è ovvio!
Una stella molto grande ed altre niente male
Dando un’occhiata al diagramma  realizzato dall’autore dell’articolo, ovvero Pierluigi Panunzi, per confrontare le stelle più grandi dell’Idra con altre stelle che via via abbiamo incontrato nella serie di articoli, stavolta balza subito agli occhi un vero mostro stellare, una variabile supergigante rossa (W Hya) grande la bellezza di 550 volte il nostro Sole, appena accennata lassù in alto a sinistra, seguita da un trenino di stelle di dimensioni inferiori, quasi tutte di classe spettrale K: 44 Hya è un mostriciattolo di 140 volte il diametro del nostro Sole, niente male davvero.
Poi troviamo 28φ2αωμE, a ed infine F Hya, con valori a scalare tra 64 e 33 volte il nostro Sole: sono voluto arrivare fino a F Hya prima di tutto perché è un’ennesima stella qualunque, grande quanto la blasonata Aldebaran e poi perché è una gigante gialla, perciò una sorella maggiore del nostro Sole, esattamente della stessa classe spettrale G2.
Nomi delle stelle: un paio di famiglie
Una cosa che si nota tutte le volte che si parla di una costellazione estesa e con tante stelle, è che gli antichi naviganti avevano un repertorio limitato per i nomi da associare agli astri: era decisamente più facile creare una famiglia di stelle con lo stesso nome ed in cui ogni rappresentante veniva contraddistinto da un numero (romano) progressivo.

  • Alfard (α Hya): la solitaria
  • Dhanab (γ Hya): trovata su internet
  • Minazal IIIIIIIV e V (δηερ e ζ Hya): luogo disabitato
  • Ukdah IIIIII e IV (τ1τ233 e ι Hya): il nodo
  • Al sharasif (κ Hya): le costolette
  • Sherasiph (ν Hya): trovata su internet
  • Sataghni (π Hya): trovata su internet
  • Minkalshuja (σ Hya): il naso del serpente

Visibilità della costellazione
Come detto più volte si tratta di una costellazione molto lunga e perciò è un po’ più complicato identificare il periodo in cui è visibile, alla solita ora comoda , le 21. A partire da metà dicembre e fino ad aprile inoltrato, l’Idra si trova sull’orizzonte orientale, tra E e SE. La culminazione a Sud inizia ai primi di aprile per terminare a luglio. Infine si trova bassa sull’orizzonte dai primi di luglio fino a metà agosto. E’ ben strano: quando la parte finale della coda sta sorgendo, la testa è già a Sud in culminazione e quando la testa sta per tramontare, è la coda a culminare a Sud. Praticamente (alle 21) l’Idra comincia a vedersi quando la sua testa spunta ad aprile inoltrato e si vede notte dopo notte, ininterrottamente fino a metà agosto, quando tramonta la parte finale della coda. Per non essere una costellazione circumpolare, è un bel record, dovuto unicamente alla sua estensione longitudinale.
Tratto da:  La costellazione dell’Idra di Pierluigi Panunzi (Astronomia.com); leggete tutti gli articoli realizzati da Panunzi non ve ne pentirete!

Leone, simbolo di primavera

Se Orione è la costellazione simbolo dell’inverno, la costellazione zodiacale del Leone (Leo, Leonis, sigla Leo estensione 947 gradi quadrati)  si può considerare quella simbolo della primavera. Il suo asterismo principale chiamato in inglese The Sickle, ossia il Falcetto, è facilmente riconoscibile. Nella costellazione del Leone, le stelle che rappresentano la testa unite a quelle che  formano la zampa anteriore (alfa, eta, gamma, zeta, mu ed epsilon Leo), raffigurano un arco con  un tratto rettilineo; è questo  l’asterismo chiamato Falcetto.
Il Leone occupava una posizione di primaria importanza quando furono create le costellazioni in Mesopotamia, attorno al 4000 a.C. e durante l’epoca dei Sumeri, il solstizio estivo cadeva quando il Sole si trovava proprio qui (per il fenomeno della precessione degli equinozi, questo punto si trova oggi nei Gemelli). Il nostro termine Solleone, usato per indicare un periodo di intensa calura, fa proprio riferimento alla presenza del Sole in questa costellazione nel periodo più caldo dell’anno.
Infine possiamo dire che il Leone è una delle poche costellazioni che ricorda realmente l’animale di cui porta il nome, accovacciato in posa regale.
Secondo la tradizione questa costellazione doveva rappresentare il Leone di Nemea che Eracle uccise nella prima delle fatiche impostegli da Euristeo, il re di Micene e di Tirinto. Questo mostro abitava in una grotta vicina alla città di Nemea nel Peloponneso rendendo tutta la zona insicura. Era invulnerabile perché la sua pelle durissima rendeva inefficace qualsiasi arma utilizzata. Eracle riuscì a soffocare l’animale a mani nude. Poi portò il Leone a Euristeo che tuttavia non lo volle tenere. Allora Eracle scuoiò il leone, utilizzando i suoi stessi artigli affilati come rasoi e ne prese la pelle che utilizzò da quel momento come mantello per proteggersi dalle armi nemiche.
Se escludiamo la zona orientale di circa 180° quadrati, che si incunea fra la Vergine e il Sestante, praticamente la maggior parte del Leone è rappresentato proprio dal Falcetto. Numerose sono le galassie che si trovano in questa costellazione. M 65 e M 66 sono due celebri oggetti Messier che, insieme ad NGC 3628, costituiscono una delle triplette più fotografate dagli astrofili.
Un’altra tripletta è visibile più ad ovest ma è più difficile da trovare: si tratta di M 96, M 95 e M 105.
Una delle galassie più brillanti della costellazione fu individuata da W. Herschel. Stiamo parlando della bellissima NGC 2903 situata verso l’estremità occidentale della costellazione, a 1,5° sotto la stella lambda, una stellina arancione di quarta grandezza, identificata pure come SAO 80885 (classe spettrale K5),. Una galassia come NGC 2903 va studiata senza dubbio al telescopio.
Nelle foto la galassia mostra il disco della spirale e in essa si notano bene i bracci che avvolgono il nucleo, con le stelle giovani e le grandi nubi di gas idrogeno che tracciano la forma degli stessi bracci. E’ una galassia abbastanza elongata e con grande presenza di polveri, ben visibili nella regione nucleare, dove alcuni addensamenti deformano un po’ la forma geometrica del bulge.
NGC 2905 è invece una regione HII che si trova in NGC 2903
Fra le galassie si segnala anche Leo I (UGC 5470), una nana sferoidale situata a circa 820.000 anni luce di distanza che fa parte del Gruppo Locale (probabilmente è un satellite della Via Lattea). E’ stata scoperta nel 1950 da A.G. Wilson e si trova nei pressi di Regolo. Nelle foto infatti la galassia Leo I si trova spesso annegata nel bagliore di Regolo (sulla destra vedi anche la galassia IC 591).
E’ abbastanza visibile che la maggior parte delle galassie del Leone appartengono ad una stessa famiglia. Il filo invisibile ma tenace della reciproca attrazione gravitazionale le fa coabitare in un ammasso non molto lontano dal nostro Gruppo Locale.
Tutto insieme l’Ammasso del Leone si allontana alla velocità di 600 Km/s. Probabilmente M 65 e M 66 costituiscono un sotto ammasso relativamente autonomo anche nell’ambito della “famiglia” del Leone.
La stella principale della costellazione è proprio Regolo, una di prima grandezza,l’unica così luminosa a trovarsi ad appena 0,5° dall’eclittica; frequentemente la si può osservare in coppia con dei pianeti, in rari casi persino in congiunzione con essi, ed è frequentemente occultata dalla Luna. Assieme a Aldebaran, Antares e Fomalhaut forma il quartetto di stelle note in antichità come “le stelle regali”.
α Leonis (Regolo) è la stella più luminosa della costellazione; si tratta di un astro di colore azzurro, di magnitudine 1,36 e distante 77 anni luce. Regolo presenta ad oltre 3′ di separazione una compagna arancione di ottava grandezza osservabile anche con un binocolo, sebbene la luminosità della primaria disturbi molto; un telescopio consente di apprezzare maggiormente il contrasto di colori fra le due componenti. La piccola compagna di Regolo è a sua volta seguita da una stellina ancora più fioca. A 20’ da Regolo, verso nord, come abbiamo detto c’è la galassia nana Leo I; ancora più debole è Leo II un grado e mezzo da delta Leonis.
Denebola, le stella beta, ha magnitudine 2,14. Si trova a 43 anni luce e brilla come circa 20 soli.
Algieba è gamma Leonis di mag. 1,98. E’ una stella doppia scoperta da W. Herschel nel 1782. Il sistema si trova a 90 anni luce.
Da un punto 2° a nord – ovest di gamma si irradia la pioggia di meteore Leonidi.
Zozma è delta Leonis ed ha mag. 2,55 e si trova a 80 anni luce. Brilla come 50 soli.
Epsilon Leonis ha mag. 2,98 e si calcola che si trovi a 340 anni luce.
Eta Leonis ha mag. 3,48 e colore azzurro ed è una supergigante ad alta luminosità. Si trova a 2000 a.l.
R Leonis è una variabile a lungo periodo e può essere individuata 5° a ovest da Regolo.
È una delle più brillanti variabili rosse a lungo periodo. R Leonis è stata scoperta nel 1752 dal polacco J. A. Koch ed è la 4a variabile a lungo periodo in ordine di scoperta dopo Mira Ceti, Chi Cygni ed R Hydrae. In una lettera indirizzata all’astronomo J. E. Bode dell’Osservatorio di Berlino, Koch scriveva a proposito delle sue osservazioni: «Mi son permesso, signore, di comunicarle alcune osservazioni che ho effettuato, nel corso di diversi anni, della 420-esima stella del Catalogo Zodiacale del Mayer [R Leonis, nda] che mi sono parse molto importanti. Questa stella ha presentato variazioni considerevoli della sua magnitudo: nel 1780, quando per la prima volta l’avevo osservata al telescopio, l’avevo stimata di 7a magnitudo e appariva molto più debole della vicina Mayer 419 [19 Leonis, nda]. Nel febbraio del 1782 era di 6a magnitudo e visibile a occhio nudo. Alla fine di aprile del 1783 era di 9a e all’inizio d’aprile dell’anno successivo di 10a».
Fra gli osservatori storici di questa stella non poteva mancare Leslie Peltier, valente astrofilo americano vissuto tra il 1900 e il 1980 che nella sua lunga e prolifica carriera osservativa, iniziata a 18 anni con un modestissimo rifrattore da 50 mm, che si era comperato raccogliendo fragole, e protrattasi sino alla sua morte, ha collezionato la scoperta di una dozzina di comete, 2 novae e 132.000 (!) osservazioni di stelle variabili, divenendo uno dei maggiori membri onorari dell’AAVSO. Si racconta che persino durante un ricovero per un attacco di cuore compisse in segreto osservazioni dalla sua stanza d’ospedale; non sorprende dal momento che, come scrisse egli stesso nel suo emozionante best seller Starlight Nights, in avvertimento a coloro intenzionati a intraprendere l’attività di variabilisti, è importante «avvicinarsi a questo tipo osservazioni con grande cautela per non divenire totalmente assuefatti». Evidentemente, secondo questo grande appassionato, lo studio assiduo e sistematico delle variabili ha l’effetto di una vera e propria droga!
Come molte variabili tipo Mira Ceti, anche R Leonis non presenta una forma sferica, ma piuttosto quella di un ellissoide di rotazione con assi pari a 78 e 70 millisecondi d’arco; queste misurazioni molto accurate sono state rese possibili dall’FGS (Fine Guidance Sensor) del Telescopio Spaziale che operando al di fuori dell’atmosfera può sfruttare la sua apertura ai limiti teorici di diffrazione. Alla distanza di 400 anni luce questi valori si traducono in un diametro maggiore e minore di 1.40 e 1.26 miliardi di km rispettivamente. Significa che se si trovasse al posto del Sole arriverebbe a lambire niente meno che l’orbita di Saturno! Il periodo di R Leonis è di 312 giorni (poco più di 10 mesi) durante i quali la stella può variare dalla magnitudine 4.4 alla 11.3; tuttavia l’ampiezza non è costante e mediamente queste variazioni avvengono tra la 5a e la 10a.
Se osservate la curva di luce relativa al periodo 1990-2000 noterete alcune interruzioni che, ovviamente, cadono in corrispondenza delle congiunzioni eliache della stella. Se desiderate osservarla e registrare voi stessi le variazioni di luminosità potete farlo con l’ausilio di una cartina che troverete sul sito del Galassiere.
Vedi anche gli articoli “Ruggiti celesti” pubblicato sul nostro sito il 4 agosto 2010 e “Il Falcetto del Leone” del 21 agosto 2011

Il profondo cielo di primavera (da M 81 a NGC 3242)

Ecco gli oggetti più belli del cielo, da osservare anche con strumenti amatoriali, visibili nelle serate primaverili.
Costellazione dell’Orsa Maggiore
M 81 (NGC 3031) è una galassia spirale. (A.R. 9h 55m,6; Dec. +69°04’) mag. 6,9; distanza 9,1 milioni di anni luce; Mag. Assoluta -20,3; diametro reale 70.000 a.l. velocità di recessione 95 Km/sec.
Insieme alla vicina M 82, m 81 costituisce la famosa coppia di galassie dell’Orsa Maggiore. Giacciono in una zona piuttosto povera di stelle brillanti, cosicché occorre un po’ di attenzione per rintracciarle. M 81 è la terza galassia più brillante del cielo dopo M 31 e M 33.
M 82 (NGC 3034) è una galassia peculiare (A.R. 9h 55m,8; Dec. +69°41’) mag. 8,4; distanza 8,5 milioni di anni luce. Mag. Assoluta -19,0; diametro reale 30.000 a.l. velocità di recessione 350 Km/sec.
Famosa galassia visibile nello stesso campo di M 81. Il turbolento nucleo di questa galassia peculiare è sede di intense emissioni di onde radio e di energetici raggi X.
M 97 (NGC 3587) è una nebulosa planetaria. (A.R. 11h 14m,8; Dec. +55°01’) mag. 9,9; distanza 1300 anni luce; diametro reale 1,2 anni luce; stella centrale mag. 15,9; velocità di espansione 40 Km/sec.
Si tratta di un oggetto tra i più difficili da osservare fra quelli catalogati da Messier. Si può rintracciare partendo dalla luminosissima beta Uma: 2°, 1 a sud – est (in direzione di alfa Cvn) c’è HD 97302 una stella azzurra di mag. 6,5; quindi 19’ a nord – est di quest’ultima ecco appunto M 97. Questa planetaria si chiama “Gufo”: si tratta di una massa sferica di gas all’interno della quale è racchiuso un anello più denso. Se da M 97 ci muoviamo di 47’ all’incirca in direzione di beta Uma, dopo la stella bianca HD 97455 di mag. 7,9 incontriamo la sagoma affusolata di M 108.
M 101 (NGC 5457) è una galassia spirale. (A.R. 14h 03m,2; Dec. +54°21’); mag. 7,7; distanza 18 milioni di anni luce; Mag. Assoluta -20,8; diametro reale 140.000 anni luce; velocità di recessione 380 Km/sec.
E’ una famosa galassia chiamata “Girandola” a causa dei suoi caratteristici bracci a spirale: si trova 5°,5 ad est dell’altrettanto famosa coppia di stelle Mizar ed Alcor nell’Orsa Maggiore (vedi articolo “I primi istanti di una supernova” pubblicato il 15 dicembre 2011).
Costellazione del Leone
NGC 3521 è una galassia spirale. (A.R. 11h05m,8; Dec. -0°02’). Distanza 23 milioni di anni luce; diametro reale 64.000 anni luce; Mag. Assoluta -20,6; velocità di recessione 630 Km/sec.
Nella parte più meridionale della costellazione del Leone, 35’ a est della stella 62 Leo si può rintracciare la galassia NGC 3521 (vedi articolo “Galassia a spirale nel Leone” pubblicato il 10 agosto 2011).
Costellazione della Chioma di Berenice
Melotte 111 è un ammasso aperto. (A.R. 12h25m,0; Dec. +26°00’). Distanza 260 anni luce; diametro reale 21 anni luce; Mag. Assoluta -2,7; 80 stelle la più luminosa di mag. 4,4.
Se qualcuno pensasse che l’ammasso aperto più vicino al Sole siano il vistoso M 45 (le Pleiadi) dimenticherebbe che ve ne sono altri due più vicini, anche se meno spettacolari: Melotte 111 e le Iadi. Mentre quest’ultimo appare prospetticamente situato nei pressi della brillante stella Aldebaran (alfa Tau), che però non fa parte dell’ammasso, Melotte 111 comprende la maggior parte delle stelle formanti la costellazione della Chioma di Berenice, dalla caratteristica forma a Y rovesciata. Il fatto che le stelle di Melotte 111 non siano particolarmente luminose indica che quest’ammasso è piuttosto vecchio.
M 53 (NGC 5024) è un ammasso globulare. (A.R. 13h12m,9; Dec. +18°10’). La distanza è di 56.000 anni luce; la Mag. Assoluta è -8,6; diametro reale 200 anni luce.
M 53 è un ammasso globulare lontano e appena 1° verso sud-est vi è un altro ammasso globulare, NGC 5053, la cui osservazione è però sfuggita a Messier.
M 64 (NGC 4826) è una galassia spirale. (A.R. 12h56m,7; Dec. +21°41’). La distanza è di 13 milioni di anni luce. Il diametro reale è 35.000 anni luce. Velocità di recessione 390 Km/sec.
Tra alfa e gamma della Chioma di Berenice, più vicina alla prima, vi è la stella 35 Com meno di 1° a nord – est di quest’ultima si trova questa caratteristica galassia spirale, soprannominata “Occhio Nero” a causa della presenza di un’enorme nube di polvere scura.
Costellazione della Vergine
M 49 (NGC 4472) è una galassia ellittica. (A.R. 12h29m,8; Dec. +8°00’). La distanza è di 55 milioni di anni luce; il diametro reale è 140.000 anni luce; velocità di recessione 850 Km/sec.
Si tratta di una galassia ellittica che fa parte dell’ammasso della Vergine, situato a circa 55 milioni di anni luce. Nell’atlante di galassie peculiari ed interagenti pubblicato nel 1966 dallo statunitense Halton Arp, M 49 è catalogata come Arp 134, immediatamente ad est infatti nelle fotografie a lunga posa appaiono due deboli galassie, NGC 4465 e NGC 4467.
M 87 (NGC 4486) è una galassia ellittica. (A.R. 12h30m,8; Dec. +12°24’). La distanza è di 55 milioni di anni luce; il diametro reale è di 115.000 anni luce; la velocità di recessione è di 1200 Km/sec.
E’ la componente principale dell’Ammasso della Vergine situata circa a metà fra beta Leo ed epsilon Vir. Emette notevoli quantità di onde radio e di raggi X: nel suo nucleo infatti è nascosto un buco nero. Osservando nel raggio di appena un grado da M 87 si possono rintracciare un’altra quindicina di galassie di cui la più luminosa è NGC 4438, situata 1° a nord – ovest; si tratta di una spirale – catalogata Arp 120 – deformata dall’interazione gravitazionale con la vicinissima NGC 4435.
M 104 (NGC 4594) è una galassia spirale. (A.R. 12h40m,0; Dec. -11°37’). La distanza è di 65 milioni di anni luce; il diametro reale è di 170.000 anni luce; la velocità di recessione è 960 Km/sec.
La forma di questa galassia fa comprendere quanto sia azzeccato il soprannome di “Sombrero”. Benché sia visibile nella costellazione della Vergine, essa non fa parte del ricco omonimo ammasso di galassie che è centrato 24° più a nord e si estende per un raggio di circa 6°. M 104 è situata quasi al confine con la costellazione del Corvo.
M 60 (NGC 4649) è una galassia ellittica. (A.R. 12h43m,7; Dec. +11°33’). La distanza è di 55 milioni di anni luce; la dimensione reale è 115.000 anni luce; la velocità di recessione è 1150 Km/sec.
E’ una galassia ellittica facente parte del grande ammasso della Vergine situata però in una posizione piuttosto decentrata. Vicinissima a M 60 vi è una piccola galassia interagente, si tratta della spirale NGC 4647.
Costellazione dei Cani da Caccia
M 106 (NGC 4258) è una galassia spirale. (A.R, 12h19m,0; Dec. +47°18’). La distanza è 22 milioni di anni luce; il diametro reale è 115.000 anni luce; velocità di recessione 520 Km/sec.
Galassia spirale situata tra gamma UMa e beta Cvn. Mezzo grado verso ovest vi sono una mezza dozzina di altre galassie più deboli; La più facile da osservare è NGC 4217. 12’ a nord ovest di M 106 vi è la debole NGC 4248, realmente vicinissima a M 106, disturbata anche dalla sua attrazione gravitazionale.
M 94 (NGC 4736) è una galassia spirale. (A.R. 12h50m,9; Dec. +41°07’). La distanza è 14 milioni di anni luce; il diametro reale è di 45000 anni luce; velocità di recessione è 370 Km/sec.
E’ una galassia rintracciabile 3°,2 ad est di beta CVn; è anche situata a 3° di distanza da alfa CVn.
M 63 (NGC 5055) è una galassia spirale. (A.R. 13h15m,8; Dec. +42°02’). La distanza è di 23 milioni di anni luce; il diametro reale è di 80.000 anni luce; la velocità di recessione è di 580 Km/sec.
Bella galassia spirale situata circa 7°,8 ad est di beta CVn, cioè 4°,7 ad est della vistosa galassia spirale M 94 (che però è più vicina a noi).
M 51 (NGC 5194-5) galassia spirale e galassia peculiare. (A.R. 13h29m,9; Dec. +47°12’). La distanza è 25 milioni di anni luce; il diametro reale è 80.000 anni luce.
Si tratta di una famosissima galassia chiamata Vortice. La galassia spirale e la compagna peculiare sono in evidente interazione gravitazionale. La galassia più piccola (NGC 5195)è lievemente più lontana da noi ed è sensibilmente più rossa della principale; quest’ultima ha i bracci di colore nettamente azzurro.
M 3 (NGC 5272) è un ammasso globulare. (A.R. 13h42m,2; Dec. +28°23’). La distanza è di 32500 anni luce.
Si tratta di un oggetto luminosissimo e molto evidente rintracciabile tra alfa Boo ed alfa CVn, circa 6°,7 a est di beta Com in una direzione non molto lontana dal Polo Galattico Nord.
Costellazione dell’Idra
M 68 (NGC 4590) è un ammasso globulare. (A.R. 12h39m,5; Dec. -26°45’); la distanza è di 31.500 anni luce.
Si tratta di un ammasso globulare piuttosto debole; è rintracciabile 3°,3 a sud e 1°,1 ad est di beta Crv. La metallici delle stelle di M 68 è pari ad appena lo 0,8% di quella del Sole quindi particolarmente bassa anche per le componenti di un ammasso globulare la cui età, al pari degli altri globulari, si aggira attorno ai 12-13 miliardi di anni.
M 83 (NGC 5236) è una galassia spirale (A.R. 13h37m,0; Dec. -29°52’); la distanza è di 15 milioni di anni luce; la velocità di recessione è 340 Km/sec.
Questa luminosa galassia si trova molto in basso sui nostri orizzonti, anche durante il suo passaggio al meridiano.
NGC 3242 è una nebulosa planetaria (A.R. 10h24m,8; Dec. -18°38’); la distanza è di 2500 anni luce; il diametro reale è di 0,2 anni luce; la stella centrale è di mag. 12,1; la velocità di espansione è di 25 Km/sec.
“Il fantasma di Giove” è il bizzarro soprannome di questa planetaria che in effetti può ricordare il pianeta gigante a causa della sua forma tondeggiante.
Una nebulosa planetaria è un oggetto che appare generalmente come nebuloso e simile ad un disco, quando visto a risoluzioni non molto elevate. A causa di questo aspetto, simile a quello dei pianeti, l’astronomo William Herschel coniò questo nome nel 1785. Le nebulose planetarie sono tutte invisibili ad occhio nudo e la prima, M 27 fu scoperta da Charles Messier nel 1764.
Tratto da “Quattro stagioni nel profondo cielo” Orione

Quel mostro dell’Idra, la più vasta costellazione del cielo

L’Idra è la più vasta costellazione di tutto il cielo e solo fino al secolo scorso era superata dalla Nave Argo che però è stata definitivamente divisa nel 1930 nelle tre distinte costellazioni della Poppa, della Carena e della Vela. È talmente estesa, soprattutto in ascensione retta, che chi volesse seguirla sul Tirion, uno degli atlanti celesti più diffusi tra gli astrofili, deve andare a cercarla alle carte 12, 13, 20 e 21. La costellazione comincia poco dopo le 8h e 10m di A.R. ai confini col Cancro, il Cane Minore e il Monoceros; il suo corpo si snoda quindi verso sud-est raggiungendo un minimo di declinazione, attorno ai -35, al di sotto delle costellazioni della Crater e del Corvo per risalire successivamente ai -30, sviluppandosi sotto la Virgo, e finire così attorno alle 15h di A.R. al confine meridionale della Libra. L’estensione totale ammonta a 1303 gradi quadrati e si può osservare di prima sera a cominciare da febbraio partendo dalla testa situata 13 gradi a sud di M 44 (il Praesepe).
L’Idra fa parte delle 48 costellazioni più antiche e rappresenterebbe l’ancestrale serpente o mostro marino che ritroviamo in molti miti del passato quale simbolo del caos primitivo come, ad esempio, il Tiamat dell’Enuma Elish, il celebre poema sumero della creazione del mondo; ma anche nel Salmo 74 della Bibbia è nominato un mostro acquatico, il Leviathan, del quale si dice che l’Eterno abbia fatto a pezzi le sue teste. Questo è interessante, perché la menzione di un mostro… policefalo ci manda con la mente all’Idra di Lerna della mitologia greca la quale aveva 9 teste (sino a 100, secondo altre fonti) di cui una immortale; per ogni testa che veniva mozzata due ne ricrescevano, onde per renderla inoffensiva Ercole, nel corso delle sue 12 fatiche, dovette legarle addosso un enorme masso, facendola precipitare negli abissi del mare.
10 stelle sono più brillanti della 4a magnitudo e di queste la più luminosa è Alfa Hydrae, altresì nota come Alphard che significa “la (stella) isolata”; questo nome è stato sicuramente scelto ad hoc, perché è l’unica stella relativamente brillante situata nella zona e quindi facile da trovare. È un bell’astro giallo-arancio di 2a grandezza distante 85 anni luce e 95 volte più brillante del Sole; presenta un leggero moto di avvicinamento pari a 4 chilometri al secondo.
In ordine decrescente di luminosità e con un salto di una magnitudo esatta troviamo la Gamma, situata verso l’estremità opposta della costellazione. Questa è una gigante delle stesse caratteristiche spettrali del Sole, ma a differenza di quest’ultimo è 60 volte più luminosa; la sua distanza è superiore ai 100 anni luce e si avvicina alla velocità di 5 chilometri al secondo.
Appena più debole è la Ny Hydrae, situata al centro della costellazione, a meno di un grado dal confine della Coppa o Crater. Anche questa, al pari della Alfa, è una stella giallo-arancio una novantina di volte più brillante del sole; appare più debole solo perché è distante quasi 130 anni luce. Si avvicina al Sistema Solare alla modesta velocità di 1 chilometro al secondo.
L’Idra costituisce senza dubbio un interessante laboratorio per lo studio di un cospicuo numero di stelle doppie dalle componenti strette, ma non sbilanciate in luminosità, il che può costituire un’attrattiva per i possessori di piccoli telescopi che vogliano divertirsi a sperimentare di quanto il potere risolutivo teorico fornito dalle leggi dell’ottica si discosta dalla realtà. La maggior parte di queste stelle presentano la denominazione tipica dei sistemi multipli, ma i visitatori non devono sgomentarsi se questa non appare sugli atlanti, perché tra parentesi quadre darò per ciascuna di esse l’esatta posizione; è quindi sufficiente fare uso della griglia usualmente fornita a corredo assieme all’atlante per localizzare ogni astro senza possibilità di errore. Ne passeremo in rassegna solo alcune e brevemente per motivi di spazio.
Cominciamo con 17 Hydrae costituita da due stelle bianche di magnitudo 6,8 e 7,0 separate da 4″,3 e quindi perfettamente alla portata di un piccolo rifrattore da 60 millimetri impiegato a una sessantina di ingrandimenti.
S 1348 (la sigma maiuscola sta per “Struve”, l’astronomo tedesco del secolo scorso che ha dedicato gran parte della sua vita allo studio delle stelle doppie classificandone ben 2200) è situata presso i confini del Cancro ed è composta da una coppia di magnitudo 7,5 e 7,6 separate da 1″,9 e di color bianco-giallastro; occorre un rifrattore da 80 millimetri a 150 ingrandimenti per separarle.
S 1355 si trova poco più a est della precedente; entrambe bianco-giallastre di magnitudo 7,5 sono separate da 2″,5. Pur essendo sufficiente un piccolo rifrattore da 60 millimetri — a patto che sia, ovviamente, di buona fattura — occorre usare almeno 120 ingrandimenti per una separazione certa delle componenti; 2″ è infatti il potere risolutivo teorico per una tale apertura.
Infine con S 1474 entriamo nel più accattivante mondo delle stelle triple. La primaria è una stella bianca di magnitudo 6,7; puntandovi un binocolo 10×50 si può scorgere, a poco più di 1′ all’incirca verso nord, un’altra stellina di settima grandezza. Questa è a sua volta doppia ed costituita da due componenti pure bianche di magnitudo 7,6 e 7,8 separate da 7″, alla portata, quindi, del solito 60 millimetri per il quale sono sufficienti stavolta anche una quarantina di ingrandimenti.
In questa costellazione è presente una famosa stella variabile: la R Hydrae. A una dozzina di gradi a sud di Spica si trova la Gamma Hydrae, una stella di 3a magnitudo di colore spettrale simile al Sole e che tuttavia ci serve solo come riferimento per arrivare a un’importante variabile a lungo periodo, la R Hydrae, situata 2.5 a est. Questa mireide, secondo quanto pubblicato nei cataloghi, può raggiungere la 4a grandezza, ma di fatto non ha raggiunto questo valore dal 1943; se poi consideriamo gli ultimi vent’anni troviamo che il valore medio dei massimi è di 5.2 e pertanto appena visibile a occhio nudo, anche se si tratta di un valore non certo disprezzabile se confrontato coi massimi di luce della maggior parte degli astri di questo tipo.
R Hydrae è la terza variabile scoperta, dopo Mira Ceti (1596) e Chi Cygni (1686); è stato un italiano, Giacomo Filippo Maraldi, nipote di Cassini, a notarne la variabilità nel 1704. Come accaduto altre volte, anche R Hydrae era comunque già stata precedentemente osservata da due valenti astronomi: Johannes Hevelius, durante la compilazione del suo catalogo nel 1662, l’aveva riportata di 6a magnitudo; successivamente Geminiano Montanari, un astronomo italiano che aveva lavorato a Bologna e Padova, e ricordato per la scoperta della variabilità di Algol nel 1669, aveva notato, nell’Aprile del 1670, che la R Hydrae era visibile a occhio nudo, ma non avendone trovato traccia sull’Uranometria del Bayer del 1603, l’aveva aggiunta di sua mano sulla copia che utilizzava per i suoi studi; commise però l’errore di non averla più osservata, perdendo così la possibilità di divenire scopritore della seconda mireide. La copia dell’atlante del Bayer capitò in seguito tra le mani del Maraldi il quale vide l’annotazione del Montanari e cominciò la ricerca della stella nel 1701, ma senza successo. Nel 1704 la osservò finalmente di magnitudo 4 e da allora cominciò a seguirne la curva di luce.
R Hydrae, di per sé, non farebbe gran notizia se non fosse per il fatto che negli ultimi 60 anni ha subito una brusca accelerazione del suo periodo: questo è passato dai 495 giorni, al tempo della scoperta, ai 389 attuali. Ora, è noto che queste variabili non hanno cicli perfettamente prevedibili, nel senso che i massimi di luce possono avvenire in anticipo o in ritardo di alcune settimane; la stessa Mira Ceti non fa eccezione. Ma per R Hydrae, come per poche altre di questo tipo, ci troviamo di fronte a marcate variazioni di periodo imputabili dovute, presumibilmente, a radicali alterazioni fisiche che avvengono all’interno della stella. In particolare, la diminuzione del periodo sembra coerente coi calcoli teorici relativi a quanto dovrebbe accadere in una gigante rossa dopo la repentina accensione dell’elio nei pressi del nucleo. Le stelle tipo Mira, infatti, sono vecchie e altamente evolute, con le riserve di combustibile nucleare quasi esaurite; al centro della stella si trova un nucleo molto denso costituito quasi interamente da carbonio e ossigeno, le ceneri della combustione dell’elio. Ma in un sottile guscio esterno a questo nucleo, l’idrogeno continua a convertirsi in elio, di modo che uno strato di questo materiale tende progressivamente ad aumentare. Nell’arco di un intervallo da 1000 a 10000 anni questo guscio di elio raggiunge una massa critica ed esplode (flash dell’elio), creando ulteriore carbonio e ossigeno. Non appena inizia il bruciamento dell’elio il guscio si espande rapidamente, bloccando la combustione dell’idrogeno che avviene subito all’esterno; per un centinaio d’anni la stella è dunque alimentata dalla fusione dell’elio, ma quando questo alla fine è consumato, il flash finisce, il guscio si contrae e ricomincia il bruciamento dell’idrogeno. Una mireide può subire diversi flash dell’elio alla fine della sua storia evolutiva, sino a quando gli strati esterni vengono eiettati e dispersi nello spazio, mettendo a nudo il nucleo caldissimo e superdenso costituito da carbonio e ossigeno: una nana bianca.
R Hydrae sta probabilmente uscendo da questa fase e c’è da chiedersi se non dovremmo aspettarci comportamenti analoghi in altre stelle di questo tipo, se non addirittura in tutte! Gli astronomi non escludono che questo possa essere effettivamente avvenuto in alcune stelle come la T UMa, la R Aquilae o la W Draconis che hanno mostrato comportamenti anomali; un flash che sembra aver reso conto dello spasmo finale di una stella agonizzante è quello osservato a metà degli anni ’90 in una nova bizzarra esplosa nel Sagittario; tuttavia dobbiamo sottolineare ancora una volta che se questi eventi che precedono la morte di una stella sono considerati abbastanza frequenti, lo sono su scala….stellare e non umana. R Hydrae è distante 325 anni luce e presenta un compagno di 12-esima a 21” NW dotato dello stesso moto proprio lungo la medesima direzione; è dunque assai probabile che si tratti di un sistema fisicamente legato.
Tratto da http://www.galassiere.it

Le galassie nella Coppa … o nel Cratere

La costellazione della Coppa (o Crater, Crt) rappresentava nella mitologia greca il calice di Bacco. Comprende circa 400 gradi quadrati in una regione celeste molto spoglia tra il Corvo da una parte e il Sestante e l’Idra dall’altra.
Alfa Crateris si chiama Alkes ha colore giallo arancio e si trova a 160 anni luce. La sua attuale magnitudine è 4,2.
Beta Crateris ha magnitudine 4,52 e si trova a 70 anni luce.
Gamma Crateris costituisce un sistema doppio a 145 anni luce, colore bianco, magnitudine 4,14.
Delta Crateris è attualmente la stella più luminosa della costellazione essendo di magnitudine 3,82. Si trova a 150 anni luce ed è in realtà 150 volte più brillante del Sole. Il colore è giallo arancio.
R Crateris è una stella variabile di colore rosso.
La costellazione della Coppa compende anche un gruppo di galassie (NGC 3511, 3513, 3672, 3887, 3962) tutte fra la magnitudine 11 e 12.
Tratto da: Piero Bianucci “Stella per stella” pagina 109

Voci precedenti più vecchie