Guida alle costellazioni/Fra Orsa Maggiore e Leone/Cani da Caccia

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I Cani da Caccia, nota talvolta anche come I Levrieri, sono una piccola costellazione stretta sotto il timone del Grande Carro; l'astronomo polacco Johannes Hevelius formò questa costellazione nel 1687 con stelle che precedentemente erano state considerate facenti parte dell'Orsa Maggiore.

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	Canes Venatici
Genitivo del nome	Canum venaticorum
Abbreviazione ufficiale	CVn
Area totale	465 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	20 maggio
Stelle più luminose della mag. 3,0	1
Stelle più luminose della mag. 6,0	33

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
α Canum venaticorum	Cor Caroli	2,89
β Canum venaticorum	Chara	4,24
24 Canum venaticorum		4,68
20 UCanum venaticorum		4,72
5 Canum venaticorum		4,76
HD 120993		4,76
25 Canum venaticorum		4,82
HD 118216		4,91

Caratteristiche modifica

I Cani da Caccia sono due cani che il Boote tiene al guinzaglio e che tentano di attaccare alle zampe l'Orsa Maggiore. Il cane più meridionale è rappresentato dalle due stelle più brillanti della costellazione, Alfa e Beta dei Cani da Caccia.

La costellazione si individua con facilità, trovandosi poco a sud della coda dell'Orsa Maggiore (il "timone" del Grande Carro); contiene alcune stelle di quarta magnitudine, ma per il resto è molto debole e la sua estensione è piuttosto ridotta. Nella sua direzione sono però osservabili molte galassie brillanti e ben note. Dall'emisfero boreale si presenta circumpolare fino alle latitudini temperate medie; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale va però da gennaio a settembre, con un massimo nei mesi primaverili, quando raggiunge il culmine nelle ore dopo il tramonto. Dall'emisfero sud è ben visibile solo alle latitudini tropicali e, in parte, da quelle temperate più basse; la sua osservazione è però limitata ai soli mesi autunnali australi (da marzo a giugno).

La costellazione risale alla fine del Seicento. Hevelius indicò per la stella più brillante il nome Cor Caroli, il "Cuore di Carlo"; questo appellativo le fu dato da Sir Charles Scarborough, medico alla corte del Re Carlo II. Scarborough sostenne che la stella brillò di una luce particolarmente intensa la notte del 29 maggio 1660, quella in cui Carlo II ritornò a Londra in seguito alla Restaurazione della Monarchia.

Questa circostanza ha causato una certa confusione riguardo alla quale la stella dovrebbe commemorare Re Carlo, ma non può che riferirsi al primo Re Carlo, poiché fu indicata per la prima volta in una carta celeste nel 1673 dal cartografo inglese Francis Lamb con il nome di Cor Caroli Regis Martyris (Il cuore di Re Carlo martire), con riferimento al fatto che Re Carlo I era stato decapitato. Lamb e altri, uno di questi l'inglese Edward Sherburne nel 1675, disegnarono attorno alla stella un cuore sormontato da una corona, facendola diventare una piccola costellazione.

La stella Beta si chiama Chara, dal greco «gioia», il nome che Hevelius diede al cane più meridionale. Quello a nord, chiamato Asterion (stellato), è segnato solamente da una piccola quantità di stelle poco brillanti. Bode disegnò i cani con i rispettivi nomi scritti sui collari.

Mappa e immagine

Stelle doppie modifica

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
2 Canum venaticorum	12^h 26^m 08^s	+40° 39′ 37″	5,66	8,77	11,4	r + g
HD 108574	12^h 28^m 04^s	+44° 47′ 40″	7,4	8,0	10	g + g
α Canum venaticorum	12^h 56^m 02^s	+38° 19′ 06″	2,90	5,60	19,4	b + verde
25 Canum venaticorum	13^h 37^m 28^s	+36° 17′ 42″	5,01	6,91	1,8	b + verde

Fra le stelle doppie presenti nella costellazione ve ne sono alcune facilmente osservabili anche con piccoli strumenti.

α Canum Venaticorum è una coppia di stelle molto semplice da risolvere con un piccolo telescopio: è formata da una stella di magnitudine 2,9 e una di quinta, separate da quasi 20"; la primaria è biancastra, mentre la compagna è di un colore giallo-verdastro.

La 2 Canum Venaticorum è un'altra coppia alla portata di piccoli strumenti: la primaria è una stella rossa di quinta grandezza e la secondaria è gialla e di ottava magnitudine; le due stelle sono separate da 11".

Stelle variabili modifica

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
R Canum venaticorum	13^h 48^m 57^s	+39° 32′ 33″	6,5	12,9	328,53	Mireide
T Canum venaticorum	12^h 30^m 13^s	+31° 30′ 12″	7,6	12,6	209,09	Mireide
U Canum venaticorum	12^h 47^m 20^s	+30° 22′ 28″	8,8	>12,5	345,65	Mireide
V Canum venaticorum	13^h 19^m 28^s	+45° 31′ 38″	5,86	6,24	34,827	Mireide
Y Canum venaticorum	12^h 45^m 08^s	+25° 26′ 25″	6,52	8,56	191,89	Semiregolare
RS Canum venaticorum	13^h 10^m 37^s	+35° 56′ 06″	7,93	9,14	4,7979	Eclisse
TU Canum venaticorum	12^h 54^m 57^s	+47° 11′ 48″	5,55	6,6	50:	Semiregolare
α² Canum venaticorum	12^h 56^m 02^s	+38° 19′ 06″	2,84	2,98	5,4694	Pulsante

La costellazione ospita alcune stelle variabili osservabili anche con piccoli strumenti.

La più notevole è la Y Canum Venaticorum, soprannominata La Superba dall'astronomo italiano del XIX secolo Angelo Secchi, che impressionato dalla sua bellezza le diede questo appellativo. La Superba è una variabile semiregolare che ha al suo massimo una magnitudine apparente di circa 4,8 ed al minimo di circa 6,3 in un ciclo della durata di 160 giorni. La Superba è una delle stelle più fredde (la sua temperatura si aggira sui 2800 K) della volta celeste, dal colore intensamente rosso, ed è tra le più luminose fra le giganti rosse di carbonio. È la più luminosa delle cosiddette "stelle-J", una categoria molto rara di stelle di carbonio che conterrebbe grandi quantità di carbonio 13 (atomi di carbonio con 7 neutroni anziché 6). È inoltre circondata da un guscio esteso 2,5 anni luce formato da materiale espulso in precedenza, il che suggerisce che ad un certo punto la stella abbia perso massa ad un ritmo 50 volte superiore a quello odierno. Y Canum Venaticorum sembra dunque essere in procinto di espellere i suoi strati in una nebulosa planetaria, trasformando il nucleo restante in un'evanescente nana bianca.

Fra le numerose Mireidi la più cospicua è la R Canum Venaticorum, che in circa 11 mesi oscilla fra le magnitudine 6,5 e 12,9; quando è al massimo è al limite estremo della visibilità ad occhio nudo in una notte particolarmente limpida e buia. La T Canum Venaticorum è anch'essa Mireide e oscilla fra la settima e la dodicesima grandezza in un periodo di circa 7 mesi.

La α² Canum Venaticorum è invece il prototipo di una particolare classe di variabili pulsanti associate ad un forte campo magnetico; nel caso di questa specifica stella, le sue oscillazioni sono dell'ordine di un decimo di magnitudine o poco più, quindi praticamente impercettibili all’occhio umano, mentre il suo periodo di variazione è di circa 5 giorni e mezzo.

La RS Canum Venaticorum è infine una variabile a eclisse ed è il prototipo di una particolare classe di questo tipo di variabili che mostrano oscillazioni in luminosità particolarmente ampie; questa in particolare scende dalla magnitudine 7,9 alla magnitudine 9,1 in poco meno di 5 giorni.

Oggetti del profondo cielo modifica

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 4151	12^h 10^m :	+39° 24′ :	Galassia	10,2	6,3 x 4,5
NGC 4214	12^h 15^m :	+36° 20′ :	Galassia	9,8	8,5 x 6,6
M106	12^h 19^m :	+47° 18′ :	Galassia	8,4	18,6 x 7,2
NGC 4449	12^h 28^m :	+44° 06′ :	Galassia	9,8	6,2 x 4,4
NGC 4490	12^h 30^m :	+41° 39′ :	Galassia	9,8	6,3 x 3,1
NGC 4631	12^h 42^m :	+32° 32′ :	Galassia	9,1	15,5 x 2,7	Gal. Balena
M94	12^h 50^m :	+41° 07′ :	Galassia	9,1	11,2 x 9,1
NGC 5003	31^h 08^m 37.9^s	+43° 44′ 5″	Galassia	14,5	1,14 x 0,78
NGC 5005	13^h 10^m :	+37° 04′ :	Galassia	10,3	5,8 x 2,8
NGC 5033	13^h 13^m :	+36° 36′ :	Galassia	10,1	10,7 x 5,0
M63	13^h 16^m :	+42° 02′ :	Galassia	9,3	10,0 x 6,0	Gal. Girasole
M51	13^h 30^m :	+47° 12′ :	Galassia	9,0	11,2 x 6,9	Gal. Vortice
M3	13^h 42^m :	+28° 23′ :	Ammasso globulare	6,2	18

L’ammasso globulare M3 è l’unico oggetto appartenente alla Via Lattea fra quelli osservabili in questa costellazione.

La Galassia Vortice (M51) è una delle galassie più famose del cielo, nonché una delle più fotografate; è un ottimo esempio di galassia interagente.

La Galassia Girasole (M63), con evidenti i suoi bracci di spirale ben avvolti attorno a un nucleo brillante.

M94 mostra la sua struttura completa nelle foto ad alta risoluzione e lunga esposizione.

NGC 4631 è soprannominata Galassia Balena a causa del suo aspetto allungato simile a un cetaceo.

La galassia irregolare NGC 4449 ha una morfologia che ricorda la Grande Nube di Magellano; tuttavia, a differenza della nostra galassia satellite, in NGC 4449 è attivo uno starburst.

NGC 4244 è visibile come un lungo fuso chiaro; si tratta di una galassia spirale vista esattamente di taglio.

La costellazione giace lontano dai campi stellari della Via Lattea, pertanto è quasi completamente priva di oggetti appartenenti alla nostra Galassia. Nella vicina Chioma di Berenice giace infatti il Polo nord galattico.

L’unico oggetto legato alla Via Lattea è M3, un ammasso globulare che però è anche il secondo per luminosità dell’intero emisfero boreale. Si trova relativamente lontano da stelle cospicue: la più vicina è β Comae Berenices, di magnitudine 4 circa, che si trova circa 7° ad ovest di quest'ammasso globulare; un aiuto può essere fornito anche da Arturo, la brillantissima stella arancione visibile più a sud. M3 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 100 mm di apertura appare come un oggetto di 10' di diametro, mentre uno da 200 mm può già risolverlo in centinaia di piccolissime stelle. Quest’ammasso è formato da circa mezzo milione di stelle ed è situato a 33.900 anni luce dal Sistema solare. Con M13 ed M5, M3 è uno dei tre ammassi globulari più brillanti dell'emisfero boreale; ciò ha fatto sì che questo sia stato studiato più dia altri ammassi del suo tipo e il diagramma H-R che risulta da questi studi dimostra che M3 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.

Gli oggetti esterni alla Via Lattea invece abbondano notevolmente: si tratta di galassie brillanti, al punto che ben quattro sono state osservate e catalogate da Charles Messier. La più famosa di tutte in questa costellazione è la celebre Galassia Vortice (M51), una coppia di galassie interagenti il cui membro principale è una spirale molto brillante, nota anche come NGC 5194; la vista della galassia è di faccia, pertanto sono perfettamente osservabili le sue strutture a spirale, ricche di regioni di formazione stellare. Si tratta di uno degli oggetti più fotografati del cielo. È abbastanza luminosa da poter essere osservata anche con un binocolo se la notte è propizia, in cui si mostra come una macchia chiara di forma ovale; un telescopio di piccole dimensioni è sufficiente sia per localizzare la compagna minore, sia per individuare l'alone esteso della galassia principale. Un telescopio da 150 mm 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 Galassia Vortice è una delle più luminose e interessanti dell’intera volta celeste: dista circa 23 milioni di anni luce ed ha un diametro di quasi 100.000 anni luce; è anche il membro dominante di un piccolo gruppo di galassie, chiamato Gruppo di M51, di cui fa parte anche M63. Buona parte della sua intensa luminosità è dovuta alla presenza, nei bracci, di giovani ammassi stellari, la cui formazione è stata notevolmente favorita dalle intense forze gravitazionali generate dall’incontro con NGC 5195, la galassia minore della coppia, alla quale è unita da un involucro comune di gas e polveri. La forma a spirale così marcatamente pronunciata della galassia principale, responsabile del nome proprio di “Vortice”, si crede sia dovuta all’interazione con la vicina galassia citata, che potrebbe averne attraversato il piano galattico in un periodo compreso fra 500 e 600 milioni di anni fa; secondo questo scenario, NGC 5195 attraversò il disco della principale arrivando da dietro, rispetto alla nostra linea di vista, quindi riattraversò il piano in direzione opposta circa 50-100 milioni di anni fa, mostrandosi oggi leggermente al di là della galassia principale. Negli ultimi decenni sono stati osservati fra i bracci della principale alcune esplosioni di supernova, che raggiunsero la magnitudine 12 in gran parte dei casi. La più piccola NGC 5195 è una galassia nana che si presenta altamente deformata proprio dall’interazione con la vicina galassia maggiore; una sua classificazione è estremamente difficile ed è stato proposto talvolta di inserirla fra le galassie lenticolari, oppure fra le irregolari. Di fatto, la sua morfologia sfugge all’attuale sistema di classificazione morfologica delle galassie.

Un'altra celebre galassia è la Galassia Girasole (M63), visibile in prospettiva ma sufficientemente inclinata da poterne osservare la struttura dei bracci, i quali appaiono numerosi e molto ben avvolti. Si trova con una certa facilità un grado e mezzo a nord di una concatenazione di stelle composta da 19, 20 e 23 Canum Venaticorum, situate a loro volta tre gradi a nordest 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 da 60-80 mm la mostra come una chiazza estesa per alcuni primi d'arco piuttosto appariscente, mentre l'alone diventa visibile in uno strumento da 150 mm; il nucleo appare quasi di aspetto granuloso in un 300 mm, mentre diventano visibili anche i due bracci, come delle estensioni leggere del nucleo stesso a WNW e a ESE. Il nome proprio girasole è dovuto al grandissimo numero di segmenti di spirali che circondano il nucleo, ben avvolti attorno ad esso e pervasi da un gran numero di nubi di polvere interstellare; la massa totale della galassia sarebbe compresa fra gli 80 e i 140 miliardi di masse solari, con un diametro di 90.000 anni luce, ossia un po' più piccolo della nostra Via Lattea. La sua distanza è stimata sui 37 milioni di anni luce.

Circa tre gradi a NNW di Cor Caroli si trova un'altra galassia del Catalogo di Messier, M94. 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 140-150 mm 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 galassia è classificata come spirale semplice (Sab) ed è vista quasi perfettamente di faccia; la sua distanza si aggira sui 16 milioni di anni luce. 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 M106 si trova circa due gradi a sud della stella 3 Canum Venaticorum, un astro di quinta magnitudine posto alcuni gradi a sudest di Phecda; grazie alla sua brillantezza è facilmente individuabile anche con un binocolo 10x50, a patto che però la notte sia propizia, in cui appare come una macchia di forma ovoidale. Un telescopio da 150-200 mm di apertura sono il minimo richiesto per l'individuazione di alcuni particolari come l'irregolarità della luminosità dell'alone. La sua forma ricorda quella della Galassia di Andromeda, 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. La sua distanza è stimata sui 21-25 milioni di anni luce.

Fra le altre galassie spicca NGC 4631, nota anche con la sigla C32, la cui forma allungata perfettamente visibile anche in strumenti da 150 mm le è valso il nome di Galassia Balena; strumenti più grandi consentono di osservare delle bande di polveri oscure lungo il suo piano, nonché una sempre più evidente irregolarità nella sua forma. Si tratta di una galassia spirale vista di taglio con bracci molto ricchi di gas e stelle giovani, originatesi da un episodio di starburst causato dall’interazione con un'altra galassia. Gli intensi processi di formazione stellare sono ancora in atto e sono testimoniati dalle emissioni di idrogeno ionizzato e delle polveri riscaldate dalle giovani stelle formatesi nello starburst. Data la presenza di numerosissime stelle di grande massa, sul suo disco e anche nel nucleo si sono verificate diverse esplosioni di supernova, che hanno generato delle superbolle che stanno spingendo parte del gas interstellare fuori dal piano galattico; questo forte vento che sospinge i gas è evidente sia dalle emissioni di raggi X che dalle emissioni spettrali, mentre il gas spinto fuori dal piano galattico ha generato una grande e diffusa corona di gas attorno alla galassia, anch’essa evidente ai raggi X. Assieme alle vicine NGC 4656/7, una spirale barrata fortemente deformata visibile anch’essa quasi di taglio, e alla nana ellittica NGC 4627, orbitante attorno a NGC 4631 e visibile a breve distanza dal suo nucleo, forma un gruppo di galassie situato alla distanza di 25-30 milioni di anni luce.

Due gradi e mezzo a NNW di β Canum Venaticorum si trova NGC 4449, nota anche come C21; si tratta di una galassia di forma irregolare visibile già con strumenti da 100 mm di apertura, sebbene la sua morfologia irregolare diventi visibile con facilità solo con strumenti da almeno 200-250 mm di diametro. Nelle foto astronomiche ad alta risoluzione sono ben evidenti gli enormi banchi di gas ionizzato che delineano imponenti regioni di formazione stellare. Le dimensioni reali della galassia sono simili a quelle della Grande Nube di Magellano, pertanto viene considerata una galassia nana; tuttavia al suo interno si è sviluppato uno starburst, testimoniato non solo, come visto, dalla presenza di grandi regioni H II, ma anche dalla diffusa presenza di stelle giovani; in ciò si differenzia dalla Grande Nube, che ha invece un tasso di formazione stellare pari alla metà di NGC 4449. Sono presenti anche alcuni superammassi di stelle giovani e molto massicce, uno dei quali è stato individuato nelle regioni centrali, fatto questo relativamente inusuale. La galassia è circondata da un largo involucro di idrogeno neutro che si estende su un’area di 75 minuti d’arco, dunque 14 volte più grande del diametro apparente della galassia stessa, che presenta distorsioni causate dall’interazione con galassie vicine; proprio queste interazioni si crede che possano aver influenzato la formazione stellare in NGC 4449: due piccole galassie vicine e in interazione con questa sono state in effetti individuate nel 2012, una delle quali è una nana sferoidale e l’altra è apparentemente un ammasso globulare con due code di stelle giovani, fatto che induce a pensare che si trattasse in origine del nucleo di una piccola galassia molto ricca di gas. La distanza di NGC 4449 è di circa 12 milioni di anni luce.

Nella parte meridionale della costellazione, circa due gradi e mezzo a sudovest della stella 6 Canum Venaticorum, vi è NGC 4244 (C26), un'altra galassia spirale vista di taglio ben evidente come un lungo e stretto fuso chiaro anche in telescopi da 120 mm di diametro; strumenti da 200-250 mm non consentono di rivelare ulteriori dettagli, a parte una maggiore luminosità nel tratto centrale. Il suo piano galattico. Di fatto l’unica caratteristica ben evidente di questa galassia, è attraversato da una lunga e sottile fenditura oscura causata da nubi di gas e polveri non illuminate; presso il suo centro di massa è stato individuato un ammasso stellare massiccio. Altre due grandi concentrazioni stellari sono invece evidenti sul disco, disposte simmetricamente rispetto al nucleo. La sua distanza è pari a 10-12 milioni di anni luce, come gran parte delle altre galassie brillanti dei Cani da Caccia, e appartiene allo stesso gruppo di galassie di M94.

A breve distanza in direzione sud si trovano altre due galassie meno luminose, entrambe entro un grado e mezzo di distanza; una è la spirale barrata di aspetto irregolare NGC 4214, anche questa vista di taglio; l’altra è NGC 4190, una galassia spirale visibile più di faccia. Entrambe sono ben evidenti nelle foto astronomiche, ma solo la prima di queste è osservabile con facilità anche con piccoli telescopi, a partire da 120 mm di diametro. NGC 4214 in particolare è una galassia starburst di dimensioni reali un po’ maggiori della Piccola Nube di Magellano, che presenta le sue due regioni di formazione stellare più cospicue in direzione del suo nucleo; una di queste regioni è associata a un superammasso stellare giovane formato da stelle molto massicce, fra i cui membri sono state individuate diverse stelle di Wolf-Rayet.

A circa mezzo grado dalla stella β Canum Venaticorum si trova la coppia di galassie interagenti NGC 4490 e NGC 4485, soprannominate Galassie Bozzolo; si tratta di due galassie molto brillanti e in particolare la prima è alla portata di strumenti da 100 mm, dove appare come una macchia irregolare a forma di sacco. La compagna è invece osservabile con strumenti da 120-150 mm come un piccolo alone chiaro situato a breve distanza. Le due galassie sono in forte interazione, come è ben evidente dalla loro forma irregolare e dalla distorsione di NGC 4490 rivolta verso la piccola compagna. Il nucleo di NGC 4490 è molto luminoso e domina sull'intera galassia; i bracci sono invece disposti in senso est-ovest, con quello occidentale rivolto verso NGC 4485. Il sistema dista dalla Via Lattea circa 23 milioni di anni luce.

Un po’ più debole delle precedenti è la galassia NGC 5005 (C29), visibile due gradi e mezzo a sudest di Cor Caroli; con strumenti da 150 mm appare come una macchia ovale più luminosa verso il centro, mentre con telescopi da 200 mm appare più evidente una banda oscura che taglia la galassia da nordest a sudovest sul suo lato settentrionale. Si tratta di una galassia spirale con bracci brillanti e ben avvolti attorno al suo nucleo, anch’esso molto appariscente sebbene di piccole dimensioni; la sua distanza è incerta ed è stimata come compresa fra 45 e 110 milioni di anni luce (mediamente si stima una distanza sui 68 milioni di anni luce). Contiene una regione nucleare a linee di emissione a bassa ionizzazione, ossia dove le linee di emissione di atomi debolmente ionizzate, come O+, S+ e N+, sono ben presenti, mente appaiono relativamente deboli quelle di atomi maggiormente ionizzati come O2+, Ne2+ e He+.

A breve distanza vi è NGC 5033, anch’essa a spirale, con una luminosità simile; può essere individuata con telescopi da 120-150 mm di diametro, dove appare come un ovale chiaro. Si tratta di una galassia compagna della precedente, con cui costituisce quindi una coppia di galassie fisicamente legate fra loro, situate però a una distanza tale da non comportare una distorsione mareale dei reciproci bracci di spirale. Questa galassia presenta un nucleo attivo, al cui centro si troverebbe un buco nero supermassiccio.