Guida alle costellazioni/Il polo nord celeste/Giraffa

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La Giraffa è una grande ma debole costellazione dell'emisfero nord. È stata registrata per la prima volta da Jakob Bartsch, genero di Keplero, nel 1624, ma è stata probabilmente inventata in precedenza da Petrus Plancius.

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	Camelopardalis
Genitivo del nome	Camelopardalis
Abbreviazione ufficiale	Cam
Area totale	757 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	1° febbraio
Stelle più luminose della mag. 3,0	0
Stelle più luminose della mag. 6,0	73

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
β Camelopardalis		4,03
CS Camelopardalis		4,21
α Camelopardalis		4,26
BE Camelopardalis		4,39
7 Camelopardalis		4,43
HD 21389		4,55
M Camelopardalis		4,55
γ Camelopardalis		4,59

Caratteristiche

La costellazione occupa una regione buia e dimenticata (almeno dagli astrofili) del cielo boreale; in questa regione sono presenti solo alcune stelle di magnitudine 4 e 5, pertanto dalle aree urbane, dove la magnitudine limite è decisamente inferiore, l'area di cielo occupata dalla Giraffa appare come un grande spazio vuoto privo di stelle, uno dei più estesi dell'intera volta celeste. A ciò si aggiunge la presenza di molte nubi oscure che mascherano la scia luminosa della Via Lattea, che avrebbe dovuto lambire la parte meridionale della costellazione. Le stelle più luminose della Giraffa non superano la magnitudine 4,03 e si trovano tutte sull'estremità meridionale, a contatto con la Via Lattea; le altre regioni sono occupate solo da stelle ben più deboli e visibili solo lontano dalle città.

A ulteriore testimonianza della scarsa attenzione dimostrata da popoli e studiosi per questa regione di cielo, nessuna delle stelle della costellazione porta un nome proprio e solo tre di queste riportano la nomenclatura di Bayer.

La Giraffa si presenta circumpolare per intero fino alle latitudini medio-basse boreali, mentre la parte più settentrionale arriva fino a pochi gradi dal polo nord celeste; dall'emisfero australe è invece non osservabile per gran parte delle sue latitudini.

Benché la Giraffa sia stata probabilmente inventata da Petrus Plancius, è stata definita solo alcuni decenni più tardi da Jakob Bartsch (noto come Bartschus), assieme ad altre sette costellazioni, quasi tutte ora cadute in disuso. Da allora gli astronomi le hanno dedicato poche attenzioni, al punto che molti oggetti celesti brillanti in essa contenuti sono stati scoperti solo dopo il 1850.

Le sue tre stelle con lettera greca sono in termini assoluti molto luminose, essendo tutte e tre supergiganti; la α Camelopardalis in particolare è una delle stelle più lontane osservabili a occhio nudo, trovandosi a ben 7000 anni luce, sul Braccio di Perseo.

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
HD 21447	03^h 30^m 01^s	+55° 26′ 54″	5,1	8,9	14,8	b + b
HD 21769	03^h 33^m 32^s	+58° 45′ 54″	6,4	8,1	20,4	b + azz
HD 25639	04^h 07^m 51^s	+62° 19′ 48″	6,9	7,0	18,1	azz + azz
1 Camelopardalis	04^h 32^m 01^s	+53° 54′ 39″	5,8	6,9	10,3	azz + b
11 - 12 Camelopardalis	05^h 07^m :	+58° 58′ :	5,1	6,1	180	azz + ar
HD 112014	12^h 49^m 06^s	+83° 25′ 04″	5,3	5,8	21,6	b + b

Nella vasta estensione della costellazione è visibile un numero relativamente ristretto di stelle doppie di facile risoluzione.

Le stelle 11 Camelopardalis e 12 Camelopardalis formano una coppia dai colori contrastanti molto facile da risolvere anche con un binocolo, essendo separate da circa 3'; le componenti sono una azzurra e l'altra arancione.

La HD 112014 è una coppia di stelle bianche visibili ad occhio nudo come un'unica stella; per poterle risolvere è necessario un piccolo telescopio.

La HD 21769 è una stella al limite estremo della visibilità ad occhio nudo; un telescopio può risolverla in due componenti di sesta e di ottava grandezza, dove la primaria ha un colore bianco e la secondaria azzurro.

Stelle variabili

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
R Camelopardalis	14^h 17^m 51^s	+83° 49′ 53″	6,97	14,4	270,22	Mireide
S Camelopardalis	05^h 41^m 02^s	+68° 47′ 55″	7,7	11,6	327,26	Mireide
T Camelopardalis	04^h 40^m 09^s	+66° 08′ 49″	7,3	14,4	373,20	Mireide
V Camelopardalis	06^h 02^m 32^s	+74° 30′ 27″	7,7	16,0	522,45	Mireide
X Camelopardalis	04^h 45^m 42^s	+75° 06′ 03″	7,4	14,2	143,56	Mireide
RS Camelopardalis	08^h 50^m 49^s	+78° 57′ 41″	7,9	9,7	88,6	Semireg. pulsante
RX Camelopardalis	04^h 04^m 58^s	+58° 39′ 35″	7,3	8,1	7,91	Cefeide
SV Camelopardalis	06^h 41^m 19^s	+82° 16′ 02″	8,4	9,1	0,5931	Eclisse
AW Camelopardalis	06^h 47^m 28^s	+69° 37′ 45″	8,22	8,66	0,7713	Eclisse
BD Camelopardalis	03^h 42^m 09^s	+63° 13′ 00″	5,04	5,17	-	Semiregolare
FF Camelopardalis	07^h 46^m 53^s	+81° 40′ 57″	7,71	8,02	-	Stella Be

Le stelle variabili sono abbondanti, grazie anche alle grandi dimensioni della costellazione; qua sono riportate solo le più luminose. Da notare per altro che molte delle stelle più brillanti della Giraffa sono variabili, sebbene le loro variazioni siano molto contenute e difficili da apprezzare.

Fra le tante Mireidi spicca la R Camelopardalis, che quando è al massimo della luminosità è di settima magnitudine, dunque alla portata di un binocolo; quando è al minimo è di quattordicesima. La S Camelopardalis è molto simile, ma con escursioni più ridotte, mentre la V Camelopardalis scende al minimo fino alla sedicesima grandezza, diventando invisibile anche con un telescopio di grande diametro.

La RX Camelopardalis è una variabile Cefeide che pulsa in quasi otto giorni fra la settima e l'ottava magnitudine.

Fra le variabili a eclisse spicca la SV Camelopardalis, una binaria spettroscopica che in poche ore oscilla fra l'ottava e la nona 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
Stock 23	03^h 16^m 11^s	+60° 06′ 54″	Ammasso aperto	6:	15	Amm. di Pazmino
IC 342	03^h 46^m 48^s	+68° 05′ 46″	Galassia	9,1	21,4 x 20,9
Cascata di Kemble	03^h 57^m :	+63° 04′ :	Asterismo	6:	180
NGC 1502	04^h 07^m 50^s	+62° 19′ 54″	Ammasso aperto	6,9	20,0
NGC 2146	06^h 18^m 38^s	+78° 21′ 21″	Galassia	10,5	5,2 x 3,1
NGC 2336	07^h 27^m 04^s	+80° 10′ 42″	Galassia	10,5	6,1 x 3,3
NGC 2403	07^h 36^m 51^s	+65° 36′ 09″	Galassia	8,9	21,9 x 12,3
NGC 2655	08^h 55^m 39^s	+78° 13′ 25″	Galassia	10,3	4,4 x 3,0

La Cascata di Kemble, una lunga sequenza di stelle facilmente osservabile con un binocolo.

NGC 1502 è un giovane ammasso che potrebbe costituire uno degli addensamenti di una grande associazione di stelle giovani e calde, posta sul bordo esterno del Braccio di Orione.

L’ammasso Stock 23, facilmente visibile anche con un binocolo, è a dispetto della sua luminosità relativamente poco conosciuto.

La galassia IC 342, notevole esempio di galassia a spirale vista perfettamente di faccia. Presso il suo nucleo è presente un accenno di barra, mentre i suoi bracci sono estremamente ricchi di banchi di idrogeno ionizzato.

Dettaglio della galassia spirale NGC 2403 ripreso dal telescopio spaziale Hubble che mostra i numerosi banchi di gas ionizzato in cui hanno luogo intensi fenomeni di formazione stellare.

La Giraffa giace in parte sulla Via Lattea, ma il tratto in cui si trova appare come il più oscurato dell'intera volta celeste, al punto che anche in direzione dell'equatore galattico la caratteristica scia chiara è quasi del tutto assente; la causa dell'oscuramento sono i grandi banchi di polvere locali appartenenti al nostro braccio di spirale, il Braccio di Orione. Come conseguenza, anche il numero degli oggetti non stellari interni alla nostra Galassia è scarso.

Fra questi spicca un curioso asterismo di recente invenzione, noto come Cascata di Kemble. Si trova nella parte meridionale della costellazione, nei pressi dell'ammasso aperto NGC 1502, e fu identificato per la prima volta dall'astrofilo Lucien J. Kemble, nel 1980, che lo segnalò alla rivista Sky&Telescope indicandolo come una "cascata di stelle". La sua osservazione infatti è possibile anche con un piccolo binocolo, come un 7x30, e si evidenzia bene come una lunga sequenza di stelle di luminosità e colori diversi. A causa dell'oscurità della costellazione alla quale appartiene, che rende questa parte di cielo poco nota e non attrattiva per gli astrofili, quest'asterismo è stato ignorato fino a quasi tutto il XX secolo. La Cascata di Kemble è formata da stelle che non sono legate fisicamente fra loro, ma appaiono orientate e allineate solo per un particolare ed insolito effetto prospettico; la sua stella principale è HD 24479, di magnitudine 4,95 e di colore azzurro. Seguono una ventina di stelle comprese fra la settima e l’ottava grandezza, di colori variabili dal bianco al giallo fino al rosso. Nella parte meridionale, ad est, si trova invece l'ammasso NGC 1502.

Fra i veri ammassi aperti il più importante è NGC 1502, visibile nella parte meridionale della costellazione in una regione povera di stelle appariscenti e fortemente oscurata da polveri interstellari; costituisce l'estremità sudorientale della Cascata di Kemble. Attraverso un binocolo 10x50 l'ammasso appare come un piccolo e fitto addensamento di stelle azzurre di magnitudine 7 e 8, circondate da un'apparente nebulosità; un telescopio da 100 mm è già sufficiente per risolverlo in alcune stelle ravvicinate fino alla magnitudine 12, senza lasciare traccia di nebulosità residua. Con strumenti ancora più grandi la risoluzione è ottimale e le componenti, spesso disposte in coppia, sono ben distaccate fra loro. NGC 1502 è molto giovane, con appena 11 milioni di anni. È formato da almeno 19 componenti di magnitudine più luminosa della 11, la più brillante delle quali è SZ Camaleopardis, una variabile a eclisse situata al centro dell'ammasso. Si ipotizza che anche la supergigante blu α Camelopardalis in origine fosse un membro dell'ammasso, ma poi sarebbe stato espulso da esso, diventando una stella fuggitiva. L'ammasso si trova alla distanza di 3400 anni luce e ricade sul bordo esterno del Braccio di Orione. Si ritiene che quest’oggetto appartenga a Camelopardalis OB1, un'associazione OB la cui età deve essere stimata con maggiore accuratezza, ma che sembra aggirarsi sugli 11 milioni di anni al massimo; ad esso sono legate diverse nebulose, fra le quali la regione H II Sh2-205 e le nebulose a riflessione vdB 14 e vdB 15.

Un altro oggetto facile da osservare è Stock 23, un raggruppamento stellare dalla natura ambigua. Può essere individuato con relativa facilità, grazie alla presenza delle due stelle HD 21291 e HD 21389, entrambe di magnitudine 4, che costituiscono una delle zampe della Giraffa; in particolare, l'ammasso si trova 1,5° a est della prima, sul confine con Cassiopea. Le sue componenti principali sono di magnitudine 7 e 8 e sono chiaramente risolvibili anche con un binocolo 10x50 sotto buone condizioni osservative; un telescopio da 80-100 mm di apertura può permettere le migliori osservazioni, date le dimensioni dell'oggetto e la distanza che intercorre fra le sue componenti. Con strumenti di diametro maggiore e lunghe focali si perde facilmente la visione d'insieme e le sue componenti appaiono troppo disperse. Stock 23 è un ammasso sparso e poco popolato, la cui natura di oggetto reale è messa in dubbio; la sua distanza è stata stimata in alcuni studi attorno ai 1240 anni luce. Gli studi fotometrici condotti sulle sue stelle farebbero tuttavia ritenere che si possa trattare più che altro di un asterismo, le cui componenti non sarebbero quindi fisicamente legate fra loro ma si troverebbero a diverse distanze. Alcune delle stelle delineanti l'ammasso sono doppie; la più cospicua è nota come Struve 362 ed è formata da due stelle biancastre di magnitudine 8,27 e 8,31, separate da 7". Una seconda doppia fisica è costituita da una stella azzurra di magnitudine 8,05 con una compagna di 11,82, separata da 17"; questa coppia è stata riconosciuta come fisicamente legata soltanto nel 2012 da un astrofilo italiano ed è catalogata come BGO 1: si tratta di un ottimo esempio di come gli appassionati possano effettivamente contribuire attivamente alla ricerca astronomica.

La parte meridionale della Giraffa è interessata da un vasto complesso di nubi molecolari non illuminate, responsabili del forte oscuramento di questa regione del piano della Via Lattea; la distanza di queste nubi è stimata sui 3300 anni luce e non sono stati oggetto di particolari studi fino alla fine del Novecento, quando vennero condotti alcuni monitoraggi sulle regioni oscure che celano la Via Lattea in questo tratto; negli anni novanta si è scoperto che sono qui attivi dei fenomeni di formazione stellare, come testimoniato dalla presenza di un gran numero di oggetti stellari giovani e dell'associazione OB catalogata come Camelopardalis OB1, composta da alcune stelle brillanti di classe spettrale O e B, più diverse decine di stelle di classe A. Alcune di queste stelle giovani illuminano grandi banchi di polveri interstellari e gas neutro, rendendoli visibili come nebulose a riflessione: fra questi spiccano vdB 14 e vdB 15, associate rispettivamente alle stelle HD 21291, di magnitudine 4,29, e HD 21389, di magnitudine 4,55. Entrambe le nebulose sono osservabili con difficoltà con strumenti da 200-250 mm di apertura ma sono molto ben evidenti nelle fotografie a lunga posa.

Le polveri oscuranti rendono difficoltosa anche l'osservazione delle galassie, al punto che alcune di esse, anche a causa dello scarso interesse dedicato a quest'area di cielo fino al XX secolo, sono state scoperte sono in epoche relativamente recenti. Fra queste la più importante è senza dubbio NGC 2403, nota anche con la sigla C7, una grande galassia a spirale la cui distanza, stimata attorno agli 8 milioni di anni luce appena, la rende una delle più vicine al Gruppo Locale. Si individua in un'area povera di stelle brillanti e se la notte è particolarmente adatta e limpida si può scorgere anche con un semplice binocolo 10x50, dove si presenta come una piccola macchia chiara. Già un telescopio di piccolo diametro consente di distinguere la regione del nucleo dalle aree esterne. Sui suoi bracci si trova un gran numero di regioni di idrogeno ionizzato nei quali sono in formazione numerose stelle di grande massa; da notare che anche il suo nucleo contiene diverse nebulose, fenomeno abbastanza raro di norma nelle regioni centrali delle galassie.

IC 342, nota anche come C5, è un'altra galassia molto luminosa e di facile osservazione. Si presenta in un piccolo telescopio come una macchia chiara grosso modo circolare, in una zona povera di stelle; l'unica stella appariscente è la ι Cassiopeiae, di terza magnitudine, posta circa 8 gradi ad ovest. La galassia è alla portata di strumenti amatoriali, mentre i suoi bracci sono visibili nelle foto a lunga esposizione. IC 342 è una delle due galassie più brillanti nel gruppo di Maffei 1, uno dei gruppi di galassie più vicini al Gruppo Locale a cui appartiene la nostra Via Lattea; la sua distanza è stimata sui 10 milioni di anni luce. La sua forma ricorda bene quella delle galassie M74 nel Pesci e M101 nell'Orsa Maggiore; anche come dimensioni apparenti somiglia alle due galassie. Il suo nucleo si presenta molto brillante con stelle di grande massa molto giovani, segno che ci fu in passato un fenomeno di starburst, ossia un intenso ciclo di formazione stellare generalizzato; lungo i suoi bracci sono presenti notevoli regioni H II, in cui la formazione stellare è tuttora molto intensa.

Numerose altre galassie si trovano verso il confine con l’Orsa Maggiore, anche se in prevalenza sono poco appariscenti. Fra queste vi è la galassia di morfologia lenticolare NGC 2655, individuabile anche con un piccolo telescopio; nelle foto ad alta risoluzione mostra un accenno di struttura a barra con bracci sostanzialmente indistinti.