Guida alle costellazioni/Auriga, Orione e il Triangolo Invernale/Gemelli

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Cancro

Quella dei Gemelli è una brillante costellazione del cielo settentrionale, attraversata dall'eclittica. Nel cielo boreale è una tipica figura invernale, trovandosi tra il Toro ad ovest e il poco luminoso Cancro ad est, con a nord l'Auriga e la quasi invisibile Lince, e a sud l'Unicorno e il Cane Minore.

Guida alle costellazioni

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Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli costellazione
Nome latino	Gemini
Genitivo del nome	Geminorum
Abbreviazione ufficiale	Gem
Area totale	514 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	20 febbraio
Stelle più luminose della mag. 3,0	4
Stelle più luminose della mag. 6,0	73

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
β Geminorum	Polluce	1,14
α Geminorum	Castore	1,58
γ Geminorum	Alhena	1,93
μ Geminorum	Tejat Posterior	2,87
ε Geminorum	Mebsuta	3,06
η Geminorum	Tejat Prior	3,31
ξ Geminorum	Alzirr	3,35
δ Geminorum	Wasat	3,50

La caratteristica che contraddistingue questa costellazione è la presenza delle due brillanti stelle Castore e Polluce, di luminosità molto simile e che hanno suggerito l'idea di due gemelli.

Caratteristiche

La figura della costellazione è facile da rintracciare in cielo, grazie alla coppia di stelle brillanti, che hanno il nome dei due gemelli Diòscuri della mitologia greca: Castore (α Geminorum), una ben nota stella binaria telescopica (in realtà composta da sei stelle), e Polluce (β Geminorum), che nonostante la lettera greca assegnatale è la più brillante della costellazione. A queste due fa da contraltare la stella Alhena (γ Geminorum), situata dal lato opposto della costellazione.

Le altre stelle sono relativamente deboli (solamente alcune sono visibili da una città), e si presentano allineate su due tratti paralleli che tracciano i confini di un rettangolo che si estende verso sudovest, in direzione di Orione; l'angolo più meridionale è segnato dalla già citata Alhena, la terza stella della costellazione per luminosità. La parte occidentale dei Gemelli giace sulla Via Lattea, pertanto in questa direzione abbondano gli oggetti galattici; nonostante ciò, la densità delle stelle di fondo osservabili nei Gemelli a occhio nudo è un po' inferiore rispetto a quella delle costellazioni adiacenti. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da dicembre a maggio; essendo una costellazione boreale, gli osservatori posti a latitudini settentrionali sono maggiormente favoriti. Tuttavia, la sua declinazione non è fortemente settentrionale, così può essere osservata con facilità anche dall'emisfero sud. Durante le notti dell'inverno boreale i Gemelli sono una delle costellazioni dominanti del cielo, assieme all'Auriga, al Toro, a Orione e al Cane Maggiore.

Secondo la mitologia, la costellazione dei Gemelli rappresenta i gemelli Castore e Polluce; ai Greci essi erano noti come i Diòscuri, che letteralmente significa «figli di Zeus». I mitologi, però, non furono tutti d'accordo sul fatto che fossero entrambi veramente figli di Zeus, a causa delle insolite circostanze della loro nascita. La loro madre era Leda, Regina di Sparta, alla quale fece un giorno visita Zeus, sotto forma di cigno (rappresentato nella costellazione del Cigno). Castore e Polluce crebbero molto legati l'uno all'altro, non litigarono mai né mai agirono senza prima consultarsi. Si diceva che si assomigliassero molto fisicamente e che persino si vestissero allo stesso modo, come spesso fanno i gemelli nell’immaginario collettivo. Castore fu un famoso cavaliere e guerriero e insegnò a Ercole a tirare di scherma, mentre Polluce fu un campione di pugilato.

Gli inseparabili gemelli si unirono alla spedizione di Giasone e degli Argonauti alla ricerca del vello d'oro.

Arato di Soli si riferì alla costellazione semplicemente come ai Gemelli, senza identificarli, ma Eratostene li chiamò Castore e Polluce. Un punto di vista alternativo, riportato da Igino, dice che la costellazione rappresenti Apollo ed Ercole, entrambi figli di Zeus ma non gemelli. Tolomeo sostenne quest'interpretazione; le due stelle che noi conosciamo come Castore e Polluce da lui furono chiamate «la stella di Eracle» e «la stella di Apollo». Questa identificazione non si trova nel famoso Almagesto di Tolomeo, ma in un suo trattato chiamato Tetrabiblos, che parla d'astrologia. Parecchie carte celesti identificano i gemelli con Apollo ed Ercole; nell'illustrazione riportata di John Flamsteed, per esempio, un gemello tiene in una mano la lira e nell'altra una freccia, che sono gli attributi di Apollo, mentre l'altro impugna un bastone, l'arma preferita di Ercole.

Mappa e immagine

Stelle doppie

Principali stelle doppie
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Separazione (secondi d'arco)	Colore
Nome	A. R.	Dec.	A	B	Separazione (secondi d'arco)	Colore
ν Geminorum	06^h 28^m 57^s	+20° 12′ 43″	1,10	7,97	112,5	azz + b
20 Geminorum	06^h 32^m 19^s	+17° 47′ 03″	6,28	6,75	20	g + g
ε Geminorum	06^h 48^m 16^s	+11° 08′ 36″	5,03	9,6	9,2	azz + b
38 Geminorum	06^h 54^m 39^s	+13° 10′ 41″	4,75	7,65	7,6	b + g
ζ Geminorum Aa-B	07^h 04^m 07^s	+20° 34′ 13″	3,79	10,5	87	g + b
ζ Geminorum Aa-C	07^h 04^m 07^s	+20° 34′ 13″	3,79	7,55	96	g + b
45 Geminorum	07^h 08^m 22^s	+15° 55′ 51″	5,44	10,8	10,4	g + g
λ Geminorum	07^h 18^m 06^s	+16° 32′ 26″	3,58	10,7	10,0	b + g
δ Geminorum	07^h 20^m 08^s	+21° 58′ 56″	3,55	8,18	5,8	g + ar
63 Geminorum	07^h 27^m 45^s	+21° 26′ 44″	5,22	9,5	43	g + g
α Geminorum AB	07^h 34^m 36^s	+31° 53′ 19″	1,94	2,92	3,5	b + b
α Geminorum AB-C	07^h 34^m 36^s	+31° 53′ 19″	1,57	9,3	73	b + r
κ Geminorum	07^h 44^m 27^s	+24° 23′ 53″	3,57	9,4	7,1	g + g
π Geminorum AB	07^h 47^m 30^s	+33° 24′ 57″	5,14	10,3	21,0	r + b
π Geminorum AC	07^h 47^m 30^s	+33° 24′ 57″	5,14	10,0	92	r + b

La costellazione dei Gemelli contiene un gran numero di stelle doppie piuttosto luminose.

Fra le coppie di stelle non legate fisicamente, la più notevole è quella formata dalle stelle 64 e 65 Geminorum; di magnitudini 5,07 e 5,01 e dai colori contrastanti, essendo bianca la prima e arancione la seconda; sono distinguibili anche a occhio nudo.

Il sistema stellare più noto nella costellazione è però quello di Castore, un sistema a sei stelle di cui tre sono ben distinguibili anche con strumenti amatoriali; La componente più lontana è di magnitudine 9,3, che ha una separazione di oltre 1 primo d'arco, mentre le due componenti più strette sono due stelle di magnitudine 1,94 e 2,92 separate da pochi secondi d'arco, e dunque distinguibili solo con un telescopio di diametro medio-grande e forti ingrandimenti.

Un altro sistema molto ampio è quello di ζ Geminorum, una stella di magnitudine 3,79 con due compagne di settima e decima magnitudine separate da oltre 1 primo d'arco; le componenti sono tutte giallastre.

La ν Geminorum è una doppia probabilmente prospettica, con componenti di magnitudine 4 e 8 separate da ben 112" e quindi risolvibili anche con un binocolo; la primaria è a sua volta una doppia strettissima.

La 20 Geminorum è composta da due stelle di magnitudine 6 entrambe giallastre, separate da circa 20" e alla portata di strumenti amatoriali di media potenza; si trova nella parte meridionale della costellazione.

La 63 Geminorum è una stella gialla di magnitudine 5,22 che possiede una compagna di nona grandezza, osservabile solo con strumenti di grande diametro nonostante la separazione, poiché la luminosità della primaria tende a oscurare la secondaria.

Stelle variabili

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
R Geminorum	07^h 07^m 21^s	+22° 42′ 13″	6,0	14,0	369,63	Mireide
U Geminorum	07^h 55^m 05^s	+22° 00′ 04″	8,80	14,20	101,8:	Nova nana
V Geminorum	07^h 23^m 09^s	+13° 06′ 05″	7,0	14,9	274,8	Mireide
W Geminorum	06^h 34^m 57^s	+15° 19′ 50″	6,54	7,38	7,9138	Cefeide
X Geminorum	06^h 47^m 07^s	+30° 16′ 34″	7,5	13,8	264,16	Mireide
BN Geminorum	07^h 37^m 06^s	+16° 54′ 15″	6,00	6,60	-	Irregolare
BQ Geminorum	07^h 13^m 22^s	+16° 09′ 32″	6,63	7,02	50:	Semiregolare
BU Geminorum	06^h 12^m 19^s	+22° 54′ 31″	5,74	8,10	-	Irregolare
IS Geminorum	06^h 49^m 41^s	+32° 36′ 24″	6,60	7,30	47:	Semiregolare pulsante
NP Geminorum	07^h 02^m 26^s	+17° 45′ 20″	5,89	6,04	-	Irregolare
NQ Geminorum	07^h 31^m 55^s	+24° 30′ 13″	7,40	7,99	70:	Semiregolare
NZ Geminorum	07^h 42^m 03^s	+14° 12′ 31″	5,52	5,72	-	Semiregolare
OT Geminorum	07^h 24^m 28^s	+15° 31′ 02″	6,00	6,44	-	Irregolare
ζ Geminorum	07^h 04^m 07^s	+20° 34′ 13″	3,62	4,18	10,151	Cefeide
η Geminorum	06^h 14^m 53^s	+22° 30′ 25″	3,15	3,90	232,9	Semiregolare
μ Geminorum	06^h 22^m 58^s	+22° 30′ 50″	2,75	3,02	-	Irregolare
ο Geminorum	07^h 39^m 10^s	+34° 35′ 05″	4,13	4,29	19,423	Eclisse

Molte delle stelle variabili della costellazione hanno una magnitudine massima più luminosa della 8,0.

Una delle più famose, sebbene sia poco brillante, è la U Geminorum, il prototipo della classe delle novae nane; si tratta di stelle che ciclicamente sono soggette ad improvvisi aumenti di luminosità a causa dell'improvvisa reazione di fusione del materiale acquisito da una nana bianca strappandolo ad una compagna con cui è in interazione fisica.

Fra le variabili più luminose vi è la ζ Geminorum, una variabile Cefeide le cui pulsazioni, che avvengono nell'arco di circa dieci giorni, sono percepibili anche ad occhio nudo prendendo come riferimento altre stelle vicine. Un'altra Cefeide, meno brillante e osservabile con un binocolo, è la W Geminorum, le cui oscillazioni sono ampie quasi una magnitudine e il periodo è inferiore a una settimana.

Nella costellazione sono presenti diverse variabili irregolari molto luminose, come la μ Geminorum, una gigante rossa che oscilla di alcuni decimi di magnitudine; altre irregolari visibili ad occhio nudo o con un piccolo strumento sono la NP Geminorum e la BU Geminorum, che in fase di massima sono anche visibili ad occhio nudo sotto cieli molto bui, essendo più luminose della magnitudine 6.

Le Mireidi sono in genere poco luminose; le più appariscenti in fase di massima sono la R Geminorum e la V Geminorum, che però restano di sesta o settima grandezza.

Oggetti del profondo cielo

Principali oggetti non stellari
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
Nome	A. R.	Dec.	Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
NGC 2158	06^h 07^m 26^s	+24° 05′ 46″	Ammasso aperto	8,6	5
M35	06^h 08^m 56^s	+24° 21′ 28″	Ammasso aperto	5,1	28
IC 443	06^h 16^m 54^s	+22° 47′ 00″	Resto di supernova	-	50 x 40
NGC 2331	07^h 07^m 00^s	+27° 15′ 42″	Ammasso aperto	8,5	18
NGC 2357	07^h 17^m 41.0^s	+23° 21′ 24″	Galassia	14	4,26 x 0,35
NGC 2392	07^h 29^m 11^s	+20° 54′ 42″	Nebulosa planetaria	9,1	0,8 x 0,7	Neb. Eschimese
NGC 2395	07^h 27^m 13^s	+13° 36′ 29″	Ammasso aperto	8,0	12
NGC 2420	07^h 38^m 24^s	+21° 34′ 27″	Ammasso aperto	8,3	10

M35, un brillante ammasso aperto visibile con facilità anche con un piccolo binocolo.

NGC 2158, un ammasso aperto molo ricco e compatto situato alla periferia della Via Lattea.

NGC 2420 è uno degli ammassi più antichi conosciuti, con un’età stimata sui 1,1 miliardi di anni.

NGC 2392, la Nebulosa Eschimese, qui ripresa dal telescopio spaziale Hubble.

Il grande complesso nebuloso che circonda la giovane associazione Gemini OB1.

IC 443, nota anche come Nebulosa Medusa a causa della sua forma, è un famoso resto di supernova ben evidente nelle fotografie a lunga esposizione e grande campo.

Immagine di IC 443 ottenuta tramite osservazioni alle onde radio; in rosso i gas in espansione la cui emissione è dominata da atomi di ferro eccitati; nel tratto meridionale, in rosso, è prevalente l’emissione da idrogeno molecolare. Fonte: 2MASS.

La costellazione giace nella parte occidentale sulla Via Lattea, in opposizione al centro galattico, ma in un'area comunque ricca di oggetti celesti non stellari.

L’oggetto più luminoso è un ammasso aperto che venne osservato anche dal Messier e inserito nel suo catalogo con la sigla M35. Quest’ammasso è visibile già a occhio nudo in condizioni molto favorevoli e si può individuare con facilità, data la sua vicinanza in cielo alle tre stelle del "piede" dei Gemelli. Con piccoli strumenti è possibile risolvere le stelle più luminose, rivelando un gruppo quasi circolare di stelle uniformemente distribuite. Un binocolo 7x30 consente di iniziarne la risoluzione in stelle, mentre in un 10x50 già si contano una cinquantina di componenti; telescopi amatoriali di bassa potenza e ampia visuale (come un 90 mm con oculari da 15mm) mostrano M35 al suo meglio, mentre con telescopi più grandi è possibile vedere anche un secondo ammasso più fioco, NGC 2158. In telescopi da 120-150 mm le componenti osservabili diventano più di cento e l'ammasso appare completamente risolto. M35 misura apparentemente una trentina di primi d'arco e contiene circa 200 componenti comprese fra le magnitudini 8,3 e 13; la magnitudine integrata complessiva dell'ammasso è invece pari a 5,8; la componente più brillante è una gigante azzurra di classe spettrale B3, di magnitudine 8,2. La distanza è stata stimata in circa 2800 anni luce, che equivalgono ad una dimensione reale di circa 24 anni luce di diametro; l'età è stata invece indicata sui 110 milioni di anni, il che spiega la presenza di alcune stelle di post-sequenza principale, in età avanzata ed evolute in giganti gialle e rosse, di classi spettrali G e K. La densità è elevata, pari a circa 6,21 stelle per parsec cubico nelle aree centrali e con una media di 0,7 stelle per parsec cubico. In M35 è evidente il fenomeno noto come segregazione di massa, tipico di molti altri ammassi aperti, come il Presepe; ciò ha aperto la strada ad alcune supposizioni, come quella secondo cui la concentrazione osservata in ammassi aperti molto giovani sarebbe la precursore di concentrazioni simili osservate in oggetti più vecchi.

A solo mezzo grado a sudest di M35 si trova un ammasso molto più piccolo e concentrato, NGC 2158; le sue componenti sono piuttosto deboli, attorno alla dodicesima magnitudine, con una stella di decima in sovrapposizione. Non è risolvibile in stelle con piccoli strumenti, in cui appare come un insieme nebuloso e molto compatto; la sua risoluzione, per altro soltanto parziale, diventa possibile soltanto con strumenti oltre i 200 mm di apertura e forti ingrandimenti. La scarsa luminosità di quest'ammasso è giustificata dalla grande distanza a cui si trova, pari a oltre 16.000 anni luce, ossia alla periferia della Via Lattea, sul Braccio del Cigno; pertanto appare anche fortemente oscurato dalla polvere interstellare che si frappone lungo la linea di vista. NGC 2158 è un ammasso insolitamente ricco situato a una latitudine galattica bassa, in prossimità del piano galattico; si tratta di un oggetto piuttosto antico, la cui età è stimata come superiore a 1 miliardo di anni. Molte delle sue stelle più massicce sono evolute verso la fase di gigante rossa, mentre si contano numerose stelle di classe spettrale A, F e G. La metallicità delle sue stelle più evolute è risultata tendenzialmente inferiore rispetto alla metallicità solare.

Le regioni circostanti, in direzione del piano galattico, sono ricche di campi stellari e diversi altri ammassi aperti, alcuni molto piccoli e altri al contrario parecchio estesi, al punto che è difficile distinguerli dalle stelle circostanti; fra questi ultimi vi è Cr 89, parte di un’associazione di stelle molto giovani, ma le cui componenti risultano molto sparse.

Fra quelli più appariscenti vi è NGC 2129, piuttosto brillante e facile da individuare, trovandosi poco a ovest della stella 1 Geminorum; può essere notato anche con un binocolo 10x50, ma è solo con un piccolo telescopio che inizia a risolversi in stelle, in realtà non molto numerose e molto vicine fra loro. Con un telescopio da 150 mm di apertura la sua risoluzione è completa. A parte una stella di magnitudine 7 e una di magnitudine 8, le sue componenti sono di decima e undicesima grandezza, racchiuse entro un diametro di soli 3’; la sua distanza è stimata sui 7200 anni luce e appartiene pertanto al Braccio di Perseo, similmente ad altri piccoli ammassi visibili nei dintorni e ai brillanti e ben noti ammassi aperti dell’Auriga.

Nella parte orientale della costellazione si trova il debole ammasso NGC 2420, che essendo tuttavia molto concentrato è facilmente distinguibile; si può individuare con facilità congiungendo idealmente le due stelle luminose Polluce e Procione e fermandosi circa a un terzo della distanza partendo da Polluce. È individuabile anche con un binocolo, ma vi appare come un oggetto nebuloso; un piccolo telescopio amatoriale è invece sufficiente per risolverlo in parte: si possono notare alcune stelle di decima magnitudine, mentre per risolverlo appieno occorrono telescopi da 120-150 mm. Quest'ammasso si trova perfettamente sull'eclittica, al punto da essere frequentemente soggetto a occultazioni da parte degli oggetti del sistema solare, oltre che naturalmente dallo stesso Sole; in quest'epoca il Sole vi transita davanti attorno al 15 luglio. NGC 2420 è un ammasso piuttosto compatto e ricco, comprendente oltre un centinaio di stelle; la sua distanza è stimata sugli oltre 10.000 anni luce ed è situato in una regione esterna della Via Lattea, probabilmente in corrispondenza del Braccio di Perseo o oltre. Possiede tuttavia un'elevata latitudine galattica, che lo colloca ben al di sopra del piano galattico. Quest'ammasso ha un'età considerevole, stimata attorno a 1,1 miliardi di anni; per questo è spesso messo in relazione ad altri ammassi, seppure più vecchi, come NGC 188, M67 e in particolare NGC 2506. La sua orbita attorno al centro galattico è molto eccentrica e presenta una grande ampiezza dell'epiciclo; possiede inoltre dei parametri orbitali piuttosto complessi rispetto ad altri ammassi simili. Le sue componenti presentano una bassa metallicità; gli esami fotometrici eseguiti sulle sue quattro giganti rosse più luminose hanno rilevato un rapporto [Fe/H] pari a -0,57, confrontato con la stella γ Tauri appartenente all'ammasso delle Ìadi. Due delle quattro stelle inoltre si sono rivelate molto ricche di bario, oltre che entrambe binarie.

Numerosi altri piccoli ammassi si osservano sparsi per la costellazione, ma sono molto deboli oppure poco concentrati e sono pertanto di difficile osservazione. Fra questi vi è NGC 2395, visibile presso il confine col Cane Minore; è un ammasso sfuggente a causa della sua bassa densità, che si confonde facilmente fra le stelle dei campi circostanti e per la sua osservazione occorrono comunque strumenti da almeno 120 mm di diametro e bassi ingrandimenti. Appare dominato da una stella arancione di magnitudine 9,9, mentre la gran parte delle sue componenti sono di magnitudine 11 e 12; la sua distanza è stimata sui 3900 anni luce.

Fra le nebulose planetarie ve ne è una molto famosa, la NGC 2392, nota anche come Nebulosa Eschimese o con la sigla del Catalogo Caldwell C39. La nebulosa è visibile anche con un telescopio di piccole dimensioni come un 80 mm, in cui però si presenta come un dischetto chiaro privo di particolari; strumenti di dimensioni molto maggiori come un 250 mm la rivelano come un oggetto dall'aspetto simile alla testa di una persona racchiusa dal cappuccio di una giacca a vento, da cui deriva il suo nome proprio. Il colore che mostra all’osservazione appare tendente al bluastro. Per individuarla si può fare riferimento alla stella δ Geminorum, da cui occorrerà spostarsi di circa 2,5° in direzione sudest. La Nebulosa Eschimese è chiaramente una nebulosa planetaria, di aspetto bipolare e formata da due involucri; è circondata dai gas che componevano gli strati esterni di una stella di tipo solare collassata circa 10.000 anni fa. I filamenti interni visibili sono espulsi da un forte vento di particelle proveniente dalla stella centrale; il disco esterno contiene invece insoliti filamenti arancioni di lunghezza dell'ordine di un anno luce. La sua distanza è stimata sui 5000 anni luce.

La parte più occidentale dei Gemelli contiene un grande sistema nebuloso appartenente al Braccio di Perseo, cui è legata la giovane associazione stellare Gemini OB1, situata a circa 5000-6000 anni luce. Non vi è accordo sulla sua reale distanza esatta, dato che nel corso del tempo sono stati presentati diversi valori. L'unico punto su cui c'è accordo è sul fatto che l'associazione e le nubi di gas visibili nella sua direzione sono fisicamente connessi e si trovano dunque indicativamente nella medesima regione. L'associazione è composta da 20 stelle di grande massa, di cui 4 di classe O, 13 di classe B e 3 di classe M; queste ultime sono delle supergiganti rosse, le prime ad essersi evolute a causa della loro grande massa, superiore a quella delle altre stelle di Gemini OB1. Ad essa sono legate numerose nebulose di gas ionizzato ben evidenti nelle fotografie a lunga posa; in particolare spicca Sh2-249, una regione H II a forma di fiamma posta in direzione della stella μ Geminorum, la cui luce ne disturba l'osservazione; il fonte di ionizzazione che provoca l'illuminazione della nube proverrebbe dal vento stellare di tre stelle massicce di classe spettrale B e forse anche una di classe O. Poco a ovest di questa nube si trova un gruppetto di stelle azzurre piuttosto vicine fra loro, ma poco concentrate per apparire come un ammasso aperto; l’insieme di queste stelle costituirebbe uno dei nuclei di Gemini OB1 ed è catalogato con la sigla Cr 89.

Molte delle nebulose legate a Gemini OB1 ospitano limitati fenomeni di formazione stellare, ben testimoniati dalla presenza di numerose protostelle. Tuttavia, nonostante queste prove, sembrerebbe che la gran parte delle nubi ad essa associate non siano al momento attive da questo punto di vista; la struttura delle nubi ,osservata a varie lunghezze d'onda, fa però pensare che le bolle in espansione originatesi dalle regioni H II e causate dal vento stellare delle stelle più calde e massicce dell'associazione abbiano creato una nube molecolare ad alta densità in cui si sono verificati in seguito dei fenomeni di formazione stellare: ciò è testimoniato dalla presenza di sorgenti infrarosse rilevate dall’IRAS, associate a stelle giovani.

Fra le nebulose di questa regione spicca la grande IC 443, in realtà un resto di supernova, la cui forma le è valso il soprannome di Nebulosa Medusa. Si crede che quest’oggetto sia stato originato da una supernova esplosa in un periodo compreso fra 3000 e 30.000 anni fa, e che il nucleo della stella progenitrice responsabile di tale evento abbia formato la stella di neutroni CXOU J061705.3+222127. Si tratta di un oggetto molto studiato a causa della sua interazione con altre nubi molecolari. IC 443 possiede un diametro angolare di 50 minuti d'arco, che ad una distanza di 5000 anni luce equivalgono ad una dimensione reale di circa 70 anni luce. La nebulosa, sia nel visibile che nelle onde radio, possiede una forma a guscio, consistente in due metà con raggio e centro differenti; un terzo guscio nebuloso, inizialmente attribuito a IC 443, è ora riconosciuto come un resto di supernova più antico, forse di 100.000 anni, catalogato con la sigla G189.6+3.3. Si sa che le stelle massicce hanno una vita relativamente breve (circa 30 milioni di anni) e che terminano la loro vita quando ancora si trovano all'interno della nube progenitrice; le stelle più massicce (stelle di classe O) illuminano l'ambiente circostante con il loro potente vento stellare. Le stelle di tipo B, con una massa tipica compresa fra 8 e 12 masse solari, non sono in grado di spazzare l'ambiente circostante con la loro radiazione e quando esplodono come supernovae interagiscono con l'ambiente circostante. Dunque non sorprende il fatto che IC 443 si trovi circondata da altri complessi nebulosi di grossa entità. Le immagini ottiche e a raggi X di questo complesso nebuloso sono caratterizzate da una linea scura, che incrocia IC 443 da nordovest a sudest; l'emissione da gas molecolare quiescente è stata osservata nella stessa direzione ed è probabilmente dovuta alla presenza di una nube molecolare gigante, posta fra noi e il resto di supernova.

Gli oggetti extragalattici visibili in direzione dei Gemelli sono tutti molto deboli; le galassie di questa regione celeste sono in prevalenza molto remote e per la loro osservazione occorrono strumenti di diametro molto grande.