Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/L’Arco della Carena

Fra la Carena e la Croce del Sud, nel profondo emisfero australe, si trova uno dei tratti della Via Lattea più ricchi e appariscenti, dove si può osservare una delle più alte concentrazioni di oggetti galattici dell’intera volta celeste; molti di questi sono anche alla portata di un semplice binocolo 10x50, anche dai cieli urbani e suburbani.

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Regioni celesti scelte

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Copertina Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Copertina

Introduzione Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Introduzione
Le regioni di formazione stellare Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Le regioni di formazione stellare
La struttura a grande scala dell'Universo Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/La struttura a grande scala dell'Universo

Regioni celesti scelte

Curiosità galattiche

Carte di dettaglio dei principali ammassi Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Carte di dettaglio dei principali ammassi

Bibliografia Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Bibliografia

Totalmente esclusa dalla visibilità in tutta la fascia temperata boreale, si presenta molto bassa nella fascia tropicale a nord dell’equatore, mentre diventa circumpolare appena lasciato il Tropico del Capricorno andando verso sud.

Caratteristiche

L’Arco della Carena prende il nome dalla forma arcuata che presenta il tratto di Via Lattea compreso nella costellazione della Carena, oscurato sul lato meridionale da dense nubi; ciò che però traspare nelle zone non oscurate è una concentrazione di ammassi e nebulose brillanti che non ha pari in tutta la volta celeste; oltre a ciò, l’intera regione è particolarmente ricca di stelle brillanti visibili anche dalla città.

L’oggetto di gran lunga più prominente è la grande Nebulosa della Carena, tanto luminosa da essere visibile anche a occhio nudo sotto un cielo discreto; anche un binocolo 10x50 rivela sia la sua caratteristica banda scura che la taglia in senso est-ovest, sia i ricchi addensamenti stellari che la circondano.

Altri oggetti notevoli sono l’ammasso soprannominato Pozzo dei Desideri, uno dei più ricchi osservabili con piccoli strumenti, e le brillanti Pleiadi del Sud, molte delle cui componenti sono visibili anche a occhio nudo e si concentrano attorno alla stella θ Carinae.

Con un binocolo 20x80 è possibile godere di una visione d’insieme molto appagante: possono essere distinte alcune decine di ammassi più o meno densi o estesi, tutti racchiusi in un’area di cielo di appena 6 o 7 gradi, mentre sullo sfondo la Via Lattea si scinde parzialmente in stelle.

Strumenti da 150-200 mm offrono a bassi ingrandimenti un campo letteralmente saturo di stelle, mentre la Nebulosa della Carena mostra diversi dettagli e gli ammassi aperti più compatti si risolvono quasi completamente in decine di stelle.

Il flusso di stelle e ammassi prosegue verso est, fra il Centauro e la Croce del Sud; qua i campi stellari visibili a occhio nudo si fanno più ricchi di stelle di magnitudine 4 e 5, ma allo stesso tempo meno densi se osservati al telescopio: la presenza di ammassi stellari si riduce infatti notevolmente e quelli visibili si mostrano dispersi su un’area di cielo più ampia, mentre la Nebulosa Sacco di Carbone oscura la Via Lattea ancora più a est.

Coloro che si dedicano all’astrofotografia hanno modo di utilizzare la loro strumentazione in modo proficuo sfruttando tutte le impostazioni possibili: riprese a grande campo e senza telescopio sono già più che sufficienti per riprendere e risolvere i numerosi ammassi stellari e per mostrare in modo estremamente chiaro la Nebulosa della Carena; riprese con campi di 2 o 3 gradi permettono una ripresa di numerosi dettagli della nebulosa, facendo però attenzione a non sovra-saturare le sue regioni centrali, che sono molto più luminose delle aree periferiche, con un contrasto anche maggiore rispetto alla Nebulosa di Orione.

Riprese ad alta risoluzione permettono di catturare i dettagli delle zone centrali della nebulosa, come il famoso “Buco della Serratura”, o la Nebulosa Omuncolo attorno alla stella η Carinae.

Carta e immagine.

La Nebulosa della Carena e i dintorni

La Nebulosa della Carena è visibile anche a occhio nudo ed è la nebulosa più brillante dell’intera volta celeste.

Dettaglio della nebulosa attorno alla stella Eta Carinae, che mostra la regione scura soprannominata “Buco della Serratura”.

Carta di dettaglio della Nebulosa della Carena.

La Nebulosa Omuncolo è il risultato dell’esplosione che ha coinvolto Eta Carinae nel corso del diciannovesimo secolo.

Carta di dettaglio delle regioni interne della Nebulosa della Carena.

La regione di formazione stellare comprendente l’ammasso aperto NGC 3324, sul bordo nordoccidentale della Nebulosa della Carena.

L’ammasso aperto NGC 3293 è molto brillante ed è circondato da una tenue nebulosità diffusa ben evidente nelle fotografie.

La nebulosa Gum 29 (RCW 49), legata ad alcuni ammassi stellari come NGC 3247 e Westerlund 2.

Il massiccio ammasso aperto Westerlund 2.

L’ammasso Pozzo dei desideri (NGC 3532), risolvibile anche con un piccolo binocolo.

Il grande complesso nebuloso formato da NGC 3576 e NGC 3603.

Campo attorno al giovane e compatto ammasso NGC 3590. Le stelle azzurre in alto a destra sono invece legate all’ammasso Tr 18.

Visione d’insieme del sistema nebuloso di IC 2944, con la brillante stella λ Centauri; le due nebulose in alto a sinistra sono Gum 39 e Gum 40, mentre in basso a destra si nota Gum 41.

Il brillante ammasso aperto NGC 3766.

NGC 4349 è un ammasso formato da numerose stelle deboli; sebbene occorrano grandi strumenti per la sua completa risoluzione, il gran numero di componenti offre una bella visuale.

NGC 4755 deve il suo soprannome “Scrigno di gioie” al forte contrasto generato da una stella rossa in mezzo alle altre stelle, tutte in prevalenza bianco-azzurre.

NGC 4609 è un ammasso aperto ben contrastato grazie al fondo cielo reso oscuro dalla Nebulosa Sacco di Carbone.

Le Pleiadi del Sud (IC 2602) è uno degli ammassi aperti più brillanti del cielo ed è già risolvibile a occhio nudo.

Il brillante ammasso aperto NGC 3114 è visibile anche a occhio nudo.

La Nebulosa della Carena (NGC 3372) è la nebulosa diffusa più brillante dell'intera volta celeste, più luminosa pure della ben più famosa Nebulosa di Orione e visibile molto chiaramente anche a occhio nudo. Osservando con un binocolo, la nebulosa è subito evidente come una macchia chiara allungata più in senso nord-sud, con una netta striscia scura che, addensandosi nelle sue regioni centrali, la taglia da est a ovest, dividendola in due parti; i dintorni dell'ammasso sono invece ricchissimi di stelle: il tratto di Via Lattea in cui la nebulosa si trova, infatti, è uno dei più brillanti e intensi della volta celeste, essendo visibile anche in un cielo moderatamente inquinato, al pari di altre aree come la regione del centro galattico e il tratto nella costellazione del Cigno. Con un telescopio di 120 mm di diametro la nebulosa appare piuttosto estesa; con forti ingrandimenti si nota, poco a nord della parte centrale, una forma curiosa, creata dalla sovrapposizione di una banda scura allungata da nord a sud, soprannominata a causa della sua forma Nebulosa Buco della Serratura.

La Nebulosa della Carena fa parte del Braccio del Sagittario, il braccio di spirale immediatamente più interno rispetto al nostro; dopo essere passato, dalla nostra prospettiva, davanti al centro galattico, oscurandolo, questo braccio prosegue in direzione del Centauro e della Carena, dove poi gira per passare dall'altra parte della Galassia rispetto a noi. Uno studio del 2008 tuttavia afferma che questo braccio sarebbe solo una grande condensazione di gas e polveri da cui sono nate diverse stelle giovani. Il contesto galattico in cui la nebulosa si trova è pervaso da un gran numero di ammassi aperti e associazioni, molti dei quali si sono formati nella stessa nebulosa. Le sue dimensioni, sia apparenti sia reali, sono superiori a quelle della ben nota Nebulosa di Orione e anche la sua magnitudine è superiore: la Nebulosa di Orione si estende infatti su circa un grado quadrato di volta celeste, con un diametro reale di 24 anni luce; la Nebulosa della Carena occupa invece oltre quattro gradi quadrati e possiede un diametro di ben 260 anni luce. A una distanza di circa 7500 anni luce, ossia quasi 8 volte superiore a quella della Nebulosa di Orione, le sue dimensioni apparenti sono molto superiori rispetto a quest'ultima. La nebulosa è formata per gran parte da idrogeno, mentre l'elio costituisce un quarto della sua massa totale; altri elementi più pesanti sono presenti solo in piccole percentuali. Al suo interno, la quasi totale assenza di globuli di Bok indica che il fenomeno della formazione stellare, a differenza di altre nebulose, sarebbe fermo o poco attivo; questo fenomeno è stato però in passato assai vigoroso, come confermato dalla presenza di un gran numero di stelle giovani di grande massa, come le cosiddette giganti blu. Queste stelle sono anche responsabili dell'intensa radiazione ultravioletta che pervade l'intera nebulosa, che ionizzandone gli atomi diventa essa stessa luminosa.

Molte di queste stelle giovani sono riunite in ammassi aperti: in direzione della nebulosa ve ne sarebbero almeno otto, di cui quattro appaiono vicini alle regioni centrali. Fra questi sistemi di stelle massicce vi sono Tr 14, Tr 15 e Tr 16, Cr 228 e Cr 232, più Bochum 10 e Bochum 11; tutti insieme, contengono almeno 64 stelle di classe spettrale O e due stelle di Wolf-Rayet, ossia ciò che resta di un violento fenomeno di formazione stellare avvenuto circa 3 milioni di anni fa. Fra le stelle presenti in quest'area vi sono alcuni esempi di rari astri di classe spettrale O3 di sequenza principale. La regione della nebulosa più studiata è quella centrale, incentrata su un'area di cielo di 0,5 gradi quadrati di cielo contenente le due associazioni Tr 14 e Tr 16, la Nebulosa Buco della Serratura e l'intensa linea scura a forma di "V" che taglia in due parti il complesso nebuloso, linea formata da polveri non illuminate. Studi ottenuti nel lontano infrarosso suggeriscono che la Nebulosa della Carena sia una regione H II molto evoluta, con perdita di polveri e gas neutro dal suo nucleo; inoltre, nella nebulosa non sono presenti gli addensamenti compatti e ad alta densità di stelle circondate da nubi che si osservano in altre regioni H II massicce. Solo alcune aree della nebulosa sono soggette a un intenso fenomeno di formazione stellare. Osservazioni condotte invece su larga scala mostrano che questa nebulosa possiede una struttura bipolare compressa nella zona centrale ai due lati da polveri e gas freddi; l'asse maggiore è grosso modo perpendicolare al piano galattico. Dai dati di alcuni studi emerge che la nascita di nuove stelle non si sia completamente arrestata con la formazione degli ammassi di stelle giovani e massicce osservati. La parte settentrionale sembra inoltre possedere più siti di formazione stellare rispetto alle aree centrali; infine, i membri dell'associazione di stelle nota come Tr 14 creano un ambiente estremamente instabile per la nube molecolare, che tenderebbe a subire l'influsso del forte vento stellare di queste stelle. Circa mezzo grado a sud della stella η Carinae si trova una regione della nebulosa contenente alcune strutture allungate formate da polveri, la più grande grande delle quali è lunga 82 anni luce e sembra puntare in direzione della stessa η Carinae. Le strutture, dette "Pilastri" a causa della loro forma, hanno la parte più brillante rivolta verso la stella η Carinae e lunghe code dirette nella direzione opposta; la direzione dell'illuminazione e delle strutture in sé suggerisce che la fonte del vento stellare che modella queste nubi e della ionizzazione sia proprio la stessa η Carinae, assieme ad altre stelle supergiganti azzurre membri dell'ammasso Tr 16, la cui radiazione ultravioletta opera una fotolisi sui gas di questa regione. Si ipotizza che queste formazioni possano rappresentare la fase iniziale di una futura ondata di intensa formazione stellare all'interno di questa nebulosa. Sia nel settore settentrionale sia in quello meridionale della nebulosa sono state individuate altre prove che mostrano come la formazione stellare sia realmente in atto, prima fra tutte la presenza di alcuni giovanissimi oggetti HH.

Fra gli altri oggetti caratteristici situati all’interno della nube vi è la Nebulosa Omuncolo, una struttura formata dalle varie espulsioni di materia della stella η Carinae; si pensa che la struttura maggiore oggi osservabile si sia originata a seguito dell'ultima grande esplosione della stella, avvenuta nel 1841, quando raggiunse e superò la luminosità di Canopo diventando la seconda stella più brillante del cielo. L'esplosione ha prodotto due lobi polari e un vasto ma debole disco equatoriale, il tutto in allontanamento dalla stella alla velocità di 2,4 milioni di km/h. Non si esclude la possibilità di un riverificarsi in futuro di tali esplosioni.

Molte delle deboli stelle visibili nell’area di cielo dominata dalla Nebulosa della Carena fanno parte dell’associazione Carina OB1. Questa è composta dall'insieme delle stelle giovani e di grande massa che si sono originate in questa grande regione di gas ionizzato, le quali sono distribuite su più ammassi aperti, fra cui spiccano, nelle regioni più interne della nebulosa, i già citati Tr 14 e Tr 16, più alcune aggregazioni apparentemente separate, come Cr 232 e, probabilmente, altri ammassi più distanti come NGC 3324 e Tr 15, che avendo un'età paragonabile agli altri, si sono probabilmente originati durante lo stesso ciclo di formazione stellare.

Tr 16, noto anche come Cr 234, è l’ammasso più interno dell’associazione e comprende anche la stella η Carinae. Si trova vicino al centro della caratteristica banda oscura a V della nebulosa ed è individuabile anche con un binocolo 10x50 come un gruppo di stelle di magnitudine dalla 7 alla 9, dominato dalla stella η Carinae, che appare di magnitudine 4 o 5 a seconda del suo ciclo di variabilità; telescopi da 80 mm risolvono l’ammasso in una trentina di componenti fino alla magnitudine 12, in gran parte situate lungo una sequenza orientata in senso nord-sud visibile sul lato orientale. Lo sfondo si presenta nebuloso per via dei gas ionizzati, mentre a sudest si trova la banda oscura che taglia la nebulosa. I membri più luminosi dell’ammasso sono η Carinae e WR 25, entrambi con luminosità diverse milioni di volte quella del Sole, cui si aggiungono altre tre stelle estreme con classi spettrali O3; sia η Carinae sia WR 25 sono sistemi binari, con le stelle primarie che contribuiscono alla maggior parte della luminosità, ma con compagne che sono esse stesse più massicce e luminose della maggior parte delle stelle. Complessivamente, in tutte le lunghezze d'onda, WR 25 è stimata essere la più luminosa delle due: tuttavia η Carinae ci appare di gran lunga l'oggetto più luminoso, sia perché gran parte della sua radiazione è emessa nelle lunghezze d'onda ottiche, sia perché è incorporata nella nebulosa che ne amplia la luminosità. WR 25 è molto calda ed emette la maggior parte della sua radiazione a lunghezze d'onda ultraviolette.

La sequenza di stelle delineata da Tr 16 prosegue a sud della banda a V della nebulosa, presentandosi a sua volta come un ricco ammasso denominato Cr 228. Con un binocolo 10x50 sono visibili una ventina di stelle disposte in vaghe concatenazioni orientate in senso nord-sud, che lo rendono l’ammasso più ricco della nebulosa attraverso un binocolo; strumenti da 80 mm rivelano fino a una quarantina di stelle fino alla magnitudine 12, che diventano di più con grandi diametri. Si ritiene che gli ammassi Tr 16 e Cr 228 appaiano separati solo a causa dell’oscuramento dato dalla banda oscura, ma che sarebbero in realtà due parti del medesimo ammasso.

Poco a nord di Tr 16 appare il piccolo e compatto ammasso Cr 232, anch’esso parte dell’associazione Carina OB1; al binocolo appare come un piccolo gruppo di stelle di magnitudine 8 e 9, dominato da un astro di magnitudine 7,3 situato sul lato centro-meridionale. Telescopi da 120 mm lo risolvono pienamente in una ventina di stelle fino alla magnitudine 13. La stella dominante è una gigante blu di classe O4 ed è effettivamente il membro più luminoso dell’ammasso, nonché una delle stelle più brillanti dell’intera associazione.

Pochi minuti d’arco a ovest appare Tr 14, uno dei gruppi più densi dell’associazione; irrisolvibile con binocoli 10x50, può essere sciolto solo con telescopi da 100 mm a salire con ingrandimenti spinti, a causa della sua compattezza. Si tratta di uno degli ammassi più giovani conosciuti, con un’età compresa fra 300 e 500 mila anni. Il membro più luminoso è HD 93129, un sistema triplo costituito da tre stelle di classe O individuali; un’altra componente molto brillante è anche HD 93128, una stella di sequenza principale O3.5 estremamente calda e giovane.

Circa 10’ più a nord si trova il piccolo ma brillante Tr 15, appena distinguibile con un binocolo 10x50 come una breve sequenza di stelle di magnitudine 8 e 9, orientata in senso nord-sud. Telescopi da 80 mm lo risolvono a forti ingrandimenti in 7-8 stelle fino alla magnitudine 12, dominate a sud dalla stella rossa RT Carinae, di magnitudine 8,5.

Altri ammassi della regione includono Bochum 10, formato da un piccolo anello di stelle azzurre di magnitudine 9 e 10, al limite per binocoli 10x50 ma ben distinguibile con telescopi da 80 mm a salire, e, sul lato opposto della nebulosa, Bochum 11, formato da un piccolo addensamento di stelle di magnitudine 9 e 10 con altre stelle sparse attorno.

Fra gli oggetti visibili nei dintorni e non strettamente legati al centro di Carina OB1 vi sono diversi ammassi facilmente osservabili anche con piccoli strumenti.

Fra questi vi è, sul lato nordorientale della nebulosa, il poco conosciuto Tr 17; situato a metà strada fra η Carinae e il brillante ammasso NGC 3532, può essere notato anche con telescopi da 80 mm, dove appare come una macchia chiara allungata in senso nord-sud su cui brillano una decina di stelle dalla magnitudine 10 alla 12. Strumenti da 150 mm permettono una totale risoluzione, con una trentina di stelle fino alla magnitudine 13. Stretto fra oggetti molto più appariscenti, Tr 17 è un ammasso poco conosciuto e studiato: spesso è trascurato dagli appassionati, mentre in letteratura si trova poco, se non che si trova alla medesima distanza dell’associazione Carina OB1 (7100 anni luce) e un’età di 50 milioni di anni.

Presso il bordo nordoccidentale della Nebulosa della Carena si individua l’ammasso NGC 3324; è visibile anche con un binocolo 10x50, sebbene appaia più simile a una stella doppia con un leggero chiarore sul lato ovest, indice della presenza di stelle deboli non risolvibili. Con telescopi da 80 mm è risolto in una decina di stelle fino alla magnitudine 11 comprese in un diametro di 3 minuti d’arco, mentre 5 minuti d’arco più a sud si trova la stella V370 Carinae, una variabile pulsante di tipo α Cygni con magnitudine media 5,4 e considerata da alcuni anch’essa parte dell’ammasso. Foto ad alta sensibilità mostrano che l’intero ammasso è circondato da una nube che sul lato ovest descrive un semicerchio brillante, denominata Gum 31. Le stelle più brillanti dell’ammasso sono una coppia fisica di astri entrambi di classe O, cui si aggiunge la già citata V370 Carinae, una supergigante di classe A0. Studi sulla popolazione stellare dell’ammasso hanno fornito un’età sui 2-3 milioni di anni appena; ciò sarebbe anche testimoniato dalla presenza di diverse centinaia di sorgenti infrarosse coincidenti con oggetti stellari giovani, ancora immersi nella nebulosità. La distanza del complesso è stimata sui 7500 anni luce, dunque la medesima della Nebulosa della Carena; a ciò corrisponde un diametro reale della nebulosa Gum 31 di circa 36 anni luce.

Circa 25’ a nordovest di questo complesso si trova il ricco ammasso NGC 3293; già un binocolo 10x50 rivela con chiarezza le stelle principali, che appaiono molto concentrate. Con un telescopio da 80-100 mm di diametro l'oggetto appare completamente risolto in decine di stelle, ma è solo nelle foto a lunga posa che risulta visibile la tenue nebulosa presente a nord dell'ammasso. Quest'ammasso è formato da una novantina di stelle dalla magnitudine molto simile fra loro e particolarmente compatte; le più brillanti sono di ottava e nona grandezza, mentre diverse decine sono di decima e undicesima magnitudine. La sua distanza è stimata sui 7600 anni luce dal Sole, all'interno del Braccio del Sagittario e in posizione dunque non lontana dal grande complesso di nubi formanti la Nebulosa della Carena; infatti parte delle nubi di questo complesso lambiscono l'ammasso, che le illumina e le eccita diventando così nebulose a emissione. Inoltre l'ammasso stesso sarebbe legato fisicamente agli altri oggetti visibili nell'area, tutti correlati con la grande associazione OB Carina OB1. Ulteriore indizio della sua appartenenza al complesso nebuloso è la sua età, stimata sui 10 milioni di anni appena; NGC 3293 contiene infatti un gran numero di supergiganti blu, più una supergigante rossa. Secondo alcuni studi sembrerebbe che la formazione stellare nella regione della Nebulosa della Carena sia iniziata proprio nel suo settore nordoccidentale, pertanto quest'ammasso potrebbe essere l'esito dei primi fenomeni di formazione che hanno interessato la regione nebulosa; in seguito alla formazione di questo e del vicino ammasso IC 2581, gli episodi di formazione stellare si sarebbero spostati progressivamente verso sudest, fino a raggiungere l'attuale posizione, a sudest della Nebulosa della Carena. Secondo un altro studio datato 2003, la formazione stellare sarebbe comunque ancora attiva nella regione circostante l'ammasso, come testimoniato dalla presenza di alcune stelle di pre-sequenza principale qui scoperte.

Oltre un grado a nordovest si osserva il già citato ma meno conosciuto ammasso IC 2581, che appare poco concentrato e fortemente oscurato dalla stella V399 Carinae, una stella di tipo α Cygni di magnitudine 4,6. Con un binocolo 10x50 si possono intravedere 2-3 stelle al limite della visibilità molto vicine alla già citata V399 Carinae, più altre tre più distanziate a ovest; telescopi da 80 mm lo risolvono a forti ingrandimenti in una ventina di stelle poco concentrate sparse su un diametro di 6’, fino alla magnitudine 12. Strumenti più grandi non permettono di individuare ulteriori concentrazioni stellari. Come già accennato, l’ammasso si trova nella medesima regione del precedente, a 7500 anni luce circa, con cui condivide l’origine; fra le stelle membri spicca anche la variabile V348 Carinae, anche questa di tipo α Cygni.

A breve distanza angolare giace il grande sistema nebuloso di Gum 29, noto anche come RCW 49; sebbene la nebulosa sia osservabile solo con strumenti di grande diametro, i suoi campi stellari sono alla portata di telescopi da 120-150 mm. Si tratta di un'importante regione HII di notevole estensione, oggetto di studio in quanto contiene al suo interno alcuni ammassi stellari come NGC 3247 e Cr 220, oltre al il giovane e brillantissimo ammasso aperto Westerlund 2, composto da alcune stelle particolarmente calde e luminose, come la stella blu MSP 183, e contenente due brillanti stelle di Wolf-Rayet, WR 20a e WR 20b. Questa grande regione nebulosa si trova sul bordo esterno del Braccio del Sagittario a una distanza di almeno 13.700-15.300 anni luce, sebbene alcune stime la indichino come ancora più distante. Tramite le osservazioni condotte ai raggi X, all'interno di Gum 29 sono state individuate 468 sorgenti, 379 delle quali mostrano delle controparti a più lunghezze d'onda, come nel vicino e medio infrarosso e in alcuni casi anche nella luce visibile; alla grande popolazione di stelle massicce di classe spettrale O e B, aggregate nel ricco e compatto ammasso Westerlund 2, si aggiungono numerose stelle giovani di piccola e media massa, che comprendono una grande popolazione di stelle T Tauri con massa fino a 2,7 masse solari e altri oggetti associati a episodi di formazione stellare ancora in atto. Nell’ammasso Westerlund 2, WR20a è il sistema binario più massivo conosciuto finora, motivo per cui la massa delle componenti è stata oggetto di studio; ciascuna delle due componenti ha una massa equivalente a 82-83 volte quella del Sole. Il sistema si trova, stranamente, all'esterno del centro dell'ammasso; si ipotizza che ne sia stato espulso dalle interazioni dinamiche dopo la sua formazione. Il periodo di rivoluzione del sistema è di 3,6 giorni; la loro orbita è molto stretta, ma le due componenti sono ben staccate. Si prevede che in un milione di anni le loro dimensioni cresceranno a tal punto che i loro corpi entreranno fisicamente in contatto. Si è inoltre scoperto che le due stelle possiedono una gran quantità di azoto, circa 6 volte l'abbondanza di azoto riscontrata nel Sole; questo elemento potrebbe essersi formato negli strati più profondi della stella. WR20b sembrerebbe invece una stella singola, leggermente più debole della componente meno luminosa di WR20a.

Ancora più a ovest si trova la nebulosa NGC 3199, caratterizzata dalla sua forma ad anello, che circonda la stella di Wolf-Rayet WR 18; questa è una stella molto massiccia, il cui vento stellare ha generato l'involucro gassoso osservabile; il gas della nebulosa non presenta una distribuzione uniforme, e infatti la maggiore densità si rinviene sul suo lato occidentale, che è anche il più luminoso. Verso questo lato la nebulosa sembra mostrare segni di espansione maggiori. La sua distanza è stimata attorno ai 7200 anni luce; altre stime più datate la collocano invece a una distanza maggiore, attorno ai 10.400 anni luce. In aggiunta a ciò essa viene indicata come facente parte della regione di formazione stellare di RCW 50.

A ovest di Cr 228 e a circa un grado e mezzo dalle regioni più brillanti della Nebulosa della Carena, si trova il piccolo ammasso Cr 223; è formato da un gruppetto di una decina di stelle di magnitudine 9 e 10 ed è dunque persino alla portata di un binocolo 20x80, sebbene il suo modesto aspetto e la vicinanza di oggetti ben più luminosi fanno sì che venga trascurato. L’ammasso è interamente risolto anche con strumenti da 80 mm, mentre telescopi di diametro più grande rivelano soltanto le deboli stelle di campo, senza ulteriori concentrazioni da risolvere. Si tratta di un ammasso relativamente giovane, di età inferiore a 100 milioni di anni e stimata in alcuni studi in 36 milioni di anni; la sua distanza è di circa 9200 anni luce ed è dunque nel Braccio del Sagittario, un po’ più distante rispetto alla Nebulosa della Carena. Ancora più difficile è staccare i due ammassi NGC 2355 e Tr 13, visibili nelle vicinanze ma confondibili coi ricchi campi stellari di fondo.

Dalla Carena al Centauro

La Via Lattea a est della Nebulosa della Carena si presenta ricchissima di ammassi aperti, addensati in un campo stellare tanto ricco che è difficile in certi casi riuscire a definirli; chi osserva con un Dobson manuale può essere tentato infatti di abbandonare la loro ricerca sistematica e osservare liberamente l’intera regione.

La quasi totalità di questi ammassi si trovano sul Braccio del Sagittario e dunque sono posti a distanza di diverse migliaia di anni luce; tuttavia, ve n’è uno molto ricco posto in primo piano ed è il famoso NGC 3532 (avente anche sigla C91), noto anche come Pozzo dei Desideri per via del brulicare di centinaia di stelline che lo fanno somigliare a un pozzo pieno di monete. Si tratta di un ammasso estremamente denso, visibile a occhio nudo come una macchia luminosa allungata in senso est-ovest poco a nordest della brillante Nebulosa della Carena, anche se la notte non è particolarmente buia, come nelle periferie delle città; già un binocolo 10x50 è in grado di risolverlo in una miriade di piccole stelline, distribuite attorno a due punti ben distinti: quello a ovest, meno ricco e dominato da due stelle di ottava magnitudine, e quello a est, dominato da una stella doppia di settima. A sudest è ben visibile la stella di quarta grandezza x Carinae. Attraverso un telescopio da 80 mm sono osservabili centinaia di stelle fino alla dodicesima magnitudine e l'ammasso appare talmente esteso che in oculari di focale molto corta non si riesce a contenere tutto; gli strumenti più adatti pertanto sono binocoli di media potenza o al più un piccolo telescopio. L'ammasso è composto da oltre 670 stelle, la gran parte delle quali sono bianche, di classe spettrale A, ma non mancano stelle di classe F, ossia di colore giallo. La metallicità delle componenti è simile a quella del Sole. NGC 3532 sarebbe distante dal Sole non più di 1600 anni luce, dunque risulterebbe essere lontano dagli altri oggetti di fondo, molto più remoti e giacenti nel Braccio del Sagittario; la sua magnitudine complessiva è pari a 3,0. Le stime sulla sua età attestano un valore sui 300 milioni di anni, il che lo pone a metà via fra le età di M37, di 200 milioni di anni, e dell’ammasso del Presepe, di 400 milioni di anni; la sua massa complessiva è pari a circa 2000 masse solari ed è particolarmente ricco di stelle di classe spettrale A, ossia di stelle bianche. Sono presenti pure un gran numero di stelle doppie, come era stato indicato anche da John Herschel. Lungo la sua linea di vista non sono presenti dense aree di polvere interstellare, cosicché la sua osservazione e il suo studio risultino piuttosto facili. Studi volti a riconoscere e a determinare la presenza di nane bianche in alcuni ammassi aperti hanno permesso di individuare quattro possibili stelle di questa classe come membri di quest’ammasso.

Molti degli ammassi e dei gruppi stellari visibili in questa regione appartengono invece a Carina OB2, una grande e popolosa associazione che si estende sul lato orientale della Nebulosa della Carena, in direzione dei grandi archi nebulosi di RCW 54, a sud del brillante ammasso aperto NGC 3532. A questa grande associazione potrebbero appartenere fino a 470 stelle di classe O, B e A, centrate attorno all'ammasso NGC 3572; secondo alcuni studi, anche i vicini ammassi NGC 3590, Hogg 11 e Tr 18, situati sul bordo meridionale della regione alla stessa distanza del precedente, sarebbero fisicamente legati a quest’associazione, mentre probabilmente il vicino Cr 240 costituirebbe un’associazione OB a parte. La distanza media di Carina OB2 è stata indicata in molti studi come pari a 10.100 anni luce, anche se gli studi più recenti tendono a ridurla portandola a 9500 anni luce. Oltre una ventina delle componenti più massicce mostrano segni di una possibile variabilità. Le componenti di grande massa realmente accertate sono 91, cui se ne aggiungono 66 la cui probabilità di appartenenza è molto elevata; fra queste vi sono due supergiganti blu di classe B, HD 96248 e HD 96261, tre stelle di classe O e 15 delle prime sottoclassi della classe B, quasi tutte giganti o subgiganti. L’associazione è circondata da un'enorme cavità del mezzo interstellare, ben evidente nella banda dell’idrogeno neutro (HI); probabilmente la sua origine è da ricercarsi nell’azione combinata del vento stellare delle componenti più massicce dell'associazione, che ha ripulito il mezzo interstellare circostante da ogni traccia di gas, accumulandolo sul bordo della bolla, che risulta in espansione.

Tr 19 è l’ammasso più settentrionale della zona, un grado e mezzo a nordest del precedente; tuttavia, sebbene sia spesso riportato nelle carte celesti, è un oggetto estremamente sfuggente a causa della sua bassa concentrazione e perché giace cu un campo stellare molto ricco. Le sue stelle principali sono di magnitudine 12 e 13, ma la maggiore concentrazione si registra per le stelle di magnitudine 14 e 15 dunque risulta solo alla portata di telescopi da almeno 250 mm di diametro o superiori. Pochi studi si sono occupati di quest’ammasso, che sebbene sia piuttosto ricco, resta poco conosciuto; si concorda comunque che si tratti di un oggetto piuttosto vecchio, con un’età stimata sui quasi 4 miliardi di anni o anche di più, e remoto, con una distanza di 8200 anni luce. La sua grande età è testimoniata anche dalla sua posizione a latitudini galattiche relativamente elevate; pertanto non può essere considerato come parte dell’associazione Carina OB2.

Un altro ammasso di difficile osservazione, ma qui descritto perché sovente riportato nelle carte, è NGC 3496; le sue componenti più luminose sono soltanto di magnitudine 12 e 13, così con un telescopio da 200 mm appare come un leggero alone appena più luminoso rispetto al chiarore diffuso della Via Lattea, su cui brillano una decina di deboli stelle. È un oggetto molto difficile da staccare dai ricchi campi stellari circostanti, ma piuttosto compatto; analisi fotometriche hanno rivelato che nella sua direzione si osservano due popolazioni stellari distinte: una formata da un piccolo gruppo di stelle di classe A e B8-B9, con un’età non superiore ai 400 milioni di anni, e un gruppo più cospicuo di stelle fra le quali spiccano delle giganti rosse, la cui età è stimata sui 600-900 milioni di anni. La distanza media è indicata sui 3200 anni luce.

Cr 236 è un altro blando addensamento, visibile poco meno di un grado a SSW del precedente; può essere notato come un leggero addensamento di stelle di magnitudine 12 e 13, dominato da 5 stelle di magnitudine 9, per cui un telescopio di grande diametro (da 200 mm a salire) unito a bassi ingrandimenti è indispensabile per poterlo notare. Si tratta di un ammasso che, nonostante la sua età di soli 32 milioni di anni luce, si trova in fase di dissoluzione, con le sue componenti che iniziano a disperdersi nei campi stellari circostanti; la sua distanza è stimata sui 6100 anni luce ed è dunque situato nei pressi della Nebulosa della Carena. Nella sua direzione si osserva la variabile cefeide WZ Carinae, la quale però non farebbe parte dell’ammasso, trovandosi ad almeno 14 000 anni luce di distanza.

NGC 3572 è più facile, sebbene non appaia particolarmente ricco. Con strumenti da 80 mm è visibile come un piccolo addensamento di stelle azzurre di magnitudine 9 e 10, appena 16’ a WNW della stella V533 Carinae, di tipo α Cygni e magnitudine 4,5; anche con piccoli telescopi l’ammasso appare ben risolto in una quindicina di stelle. Trovandosi alla distanza di 9000 anni luce circa, ricade nella medesima regione dell’associazione Carina OB2, di cui potrebbe fare parte assieme agli ammassi circostanti; le sue stelle più brillanti sono infatti di classe O e B e ionizzano i gas di un vicino sistema nebuloso visibile poco a nord nelle fotografie ad alta sensibilità. Questa nebulosa presenta strutture a “proboscide” tipiche delle regioni di formazione stellare con stelle di grande massa; un bozzolo di gas isolato forma una piccola struttura ad anello visibile nei pressi di una stella di classe O9/B0: la sua natura è dibattuta e potrebbe trattarsi di un residuo di un globulo molecolare in evaporazione, ossia la naturale evoluzione dei famosi globuli di Bok. In passato era stato anche ipotizzato che si potesse trattare di una nebulosa planetaria, ma la sua distanza compatibile con l’ammasso esclude quest’ipotesi, dato che NGC 3572 ha un’età stimata di circa 10 milioni di anni.

Le stelle azzurre di magnitudine 8 e 9 visibili nel campo stellare poco a est di NGC 3572 vanno a formare la grande associazione Cr 240, che di fatto potrebbe costituire essa stessa un’associazione OB a parte. Cr 240 è piuttosto sparso e sebbene sia risolvibile con qualsiasi telescopio, appare con uno strumento da 200 mm e bassi ingrandimenti come un denso campo di stelle prevalentemente azzurre, disperse su un’area di quasi mezzo grado e in parte sovrapposto all’ammasso precedente. Un leggero addensamento è visibile circa 7’ a sudovest della stella V533 Carinae ed è probabilmente la caratteristica più evidente dell’oggetto. La sua distanza secondo alcune fonti è anch’essa confrontabile con quella di NGC 3572, mentre secondo altri studi è situato in primo piano, a 5200 anni luce e dunque anche più vicino della Nebulosa della Carena, sebbene pur sempre sul Braccio del Sagittario.

Circa mezzo grado a sud della già citata V533 Carinae si osserva il piccolo ma compatto ammasso NGC 3590; è visibile anche con un binocolo 10x50, sebbene sia al limite e soprattutto non sia risolvibile, ma appaia solo come una piccola macchia chiara che potrebbe sembrare una stella doppia o tripla non ben risolta. Con telescopi da 80-100 mm di diametro si risolve invece appieno, sebbene con alti ingrandimenti, in una ventina di stelle azzurre di magnitudine compresa fra la 9 e la 12; con telescopi da 200 mm non si evidenziano molte componenti di magnitudine 13, ma la risoluzione diviene molto più chiara. Si tratta di un ammasso molto giovane, con un’età stimata sui 30 milioni di anni, costituente il centro di una ricca associazione OB che tuttavia potrebbe non essere Carina OB2, dato che la sua distanza è stata indicata in studi recenti come pari a 6500 anni luce, contro i 9000 e oltre di Carina OB2; se si considera valida questa misura, NGC 3590 sarebbe più in prossimità della Nebulosa della Carena e dell’associazione Carina OB1. Il nucleo centrale dell’ammasso contiene una trentina di stelle azzurre, tutte concentrate entro un diametro di appena 6 anni luce; da questo nucleo compatto si estende verso nordovest una sequenza disomogenea di stelle giovani e calde, seguibile anche con piccoli telescopi poiché molte di queste hanno magnitudine più luminosa della 12. Molte delle sue componenti tendono a raggrupparsi formando piccoli insiemi apparentemente quasi distinti; al più notevole di questi è stata assegnata la sigla Tr 18 ed è stata identificata come un’associazione fisicamente reale. Un gruppo più piccolo, formato da un archetto di stelle di magnitudine 10 e 11, viene invece identificato con la sigla Hogg 12 ed è considerato con NGC 3590 un sistema binario di ammassi aperti; i due oggetti sono separati da 5 minuti d’arco, che alla distanza di 6500 anni luce corrispondono a circa 12 anni luce.

Più a sud, le foto ad alta sensibilità e grande campo (almeno un grado) permettono di rivelare un esteso complesso nebuloso su cui dominano due formazioni distinte. Quella occidentale è anche la più appariscente ed è nota come NGC 3576, che appare come un insieme di nebulose molto piccole e brillanti raggruppate su uno sfondo a sua volta molto nebuloso; i vari addensamenti nebulosi hanno anche dei numeri di catalogo indipendenti: NGC 3579, NGC 3581, NGC 3582, NGC 3584 e NGC 3586. Questo sistema si trova a 8800 anni luce di distanza e presenta una struttura insolita, con un nucleo formato da un gran numero di addensamenti e un vasto sistema di archi e filamenti che si estende nella parte settentrionale, che induce a pensare alla presenza di intense dinamiche interne. La ionizzazione dei suoi gas è data da un gran numero di stelle sparse al suo interno o localizzate nelle regioni periferiche, e nessuna di esse risulta essere particolarmente luminosa da poter essere considerata come la "principale" sorgente della radiazione ionizzante. Secondo alcuni studi, al suo interno sarebbe presente un giovanissimo ammasso stellare profondamente immerso nei gas, cui si aggiungono diverse sorgenti di radiazione infrarossa. Altri indizi della presenza di attività di formazione stellare sono dati dalle numerose sorgenti identificate nelle onde radio e soprattutto nelle microonde. Secondo alcuni studi, i processi di formazione stellare hanno avuto inizio in una regione esterna a questa nube e solo successivamente vi si sarebbero propagati.

La seconda formazione, la più orientale delle due, è NGC 3603 ed è visibile solo con telescopi di diametro molto grande. A quest’oggetto si associa una sorgente ad alta temperatura di onde radio; quando fu noto il fenomeno degli starburst, si assimilò questo processo alla nebulosa: in effetti si tratta di una regione dove la formazione stellare è vigorosa. Al suo interno sono presenti alcune nebulose oscure, nonché molte stelle di classe O e B, fra le quali la stella Sher 25, che è una supergigante blu di magnitudine 12 e si ritiene che sia prossima al punto in cui esploderà come supernova. NGC 3603 ospita come visto importanti fenomeni di formazione stellare, testimoniati dalla presenza di otto maser conosciuti e numerose sorgenti di radiazione infrarossa, alcune delle quali piuttosto appariscenti. L'ammasso aperto associato alla nebulosa è visibile anche con un binocolo 10x50, sebbene appaia come una stella singola tanto è compatto; può essere tuttavia risolto parzialmente con telescopi da 150 mm a salire e ingrandimenti molto elevati; quest’ammasso contiene diverse stelle di grande massa, fra le quali spiccano 14 componenti estremamente calde di classe O3 e tre massicce stelle di Wolf-Rayet. La sua stella centrale è nota come HD 97950, una stella estremamente massiccia; l'ammasso stesso costituisce una delle più alte concentrazioni di stelle di grande massa conosciute all'interno della Via Lattea ed è infatti un'importante fonte di radiazione ultravioletta, che ha progressivamente disgregato e allontanato il gas circostante formando una grande bolla di vento stellare.

Più a sud, sul bordo della regione oscurata della Via Lattea, si trova l’ammasso IC 2714; è relativamente facile da osservare, poiché appare bene contrastato nonostante non contenga stelle particolarmente brillanti, proprio grazie all’assenza di ricchi campi stellari visibili nella sua direzione. Con un telescopio da 80 mm appare come un debole addensamento di stelle di magnitudine 11 e 12, con una stella di magnitudine 10,5 che domina sulle altre; per apprezzarlo appieno occorrono telescopi da 150 o 200 mm, che consentono di catturare la luce delle stelle di magnitudine 13, molto numerose in quest’oggetto. L’ammasso è formato da almeno 200 stelle fino alla magnitudine 14, disperse su un diametro di 13 minuti d’arco circa; la sua distanza è stimata sui 4300 anni luce e ricade pertanto sul bordo esterno del Braccio del Sagittario. Non contiene stelle delle prime classi spettrali e ciò denota un’età abbastanza grande da aver portato alla fine del ciclo vitale le sue componenti più massicce; le stime indicano infatti un’età di circa 320 milioni di anni.

Meno di un grado più a sud si trova il più piccolo e compatto ammasso Mel 105; per poterlo apprezzare occorrono strumenti da almeno 120 mm, dato che gran parte delle sue stelle sono di magnitudine 12 e 13. L’ammasso appare dominato al centro da due stelle di magnitudine 11, una delle quali ha classe spettrale B; tutt’attorno si osservano una quarantina di stelle fino alla magnitudine 13 compresa. La totale assenza di ricchi campi stellari facilita notevolmente la definizione dei bordi dell’ammasso. Studi recenti hanno identificato oltre 200 componenti nell’area dell’ammasso, stimandone la distanza attorno ai 7600 anni luce; ciò lo colloca sul Braccio del Sagittario, in una regione fisicamente molto vicina a quella della Nebulosa della Carena. La sua età è stata invece stimata sui 240 milioni di anni.

Circa un grado a ovest di questi due ammassi, oltre il confine con la costellazione del Centauro, si trova un trio di nebulose spesso riportate negli atlanti ma che in realtà sono ben poco studiate. Due di queste si trovano molto vicine fra loro e sono allineate in senso nord-sud, presentando ciascuna una forma a campana; possono essere interessanti soggetti da riprendere nelle foto. La più settentrionale, che è anche la più estesa, è Gum 39 (nota anche come RCW 60a), estesa per circa mezzo grado. Inizialmente è stato ipotizzato che la responsabile della sua ionizzazione fosse la stella HD 99897, di magnitudine 9,2, cui era stata assegnata la classe B5; in seguito ci si rese conto che con una simile classe spettrale la sua radiazione sarebbe stata troppo limitata per ionizzare l’intera nebulosa, così successivi studi spettroscopici ne hanno rideterminato la classe in O6, che la rende ben più calda e capace di ionizzare i gas nella nube. Sempre gli stessi studi hanno ipotizzato una distanza del sistema pari a 8100 anni luce.

Poco più a sud si trova IC 2872, che è anche nota come Gum 40 o RCW 60b; possiede una forma simile alla precedente ma più piccola, mentre sul lato sud presenta alcuni addensamenti più appariscenti che la rendono complessivamente la più luminosa del trio. Responsabile della sua ionizzazione sarebbe la stella HD 99898 (una variabile a eclisse nota anche come V1087 Centauri), di magnitudine media 9,6, cui venne inizialmente assegnata la classe B2.5; anche in questo caso, ciò non la avrebbe resa in grado di ionizzare i gas, ma al massimo di farli brillare per riflessione, così successivi studi hanno ridefinito la classe spettrale di questa stella assegnandola al gruppo O9. Le stime sulla distanza la indicano come situata a 7200 anni luce, ma è possibile che le due nebulose siano in realtà parte dello stesso complesso e dunque devono possedere una distanza compatibile, così come potrebbero anche essere legate al sistema di IC 2944.

La terza nube è molto più a sud delle precedenti ed è nota come Gum 41 (o RCW 61); si trova a sudovest del grande complesso nebuloso di IC 2944 e riceverebbe la radiazione ionizzante della gigante blu HD 100099, di magnitudine 8,1 e classe spettrale O9. La nebulosa presenta una forma sferica con un diametro di 20 minuti d’arco e questa stella si può osservare esattamente al suo centro. La sua distanza sarebbe sugli 8200 anni luce e non è chiaro se si trovi fisicamente associata al sistema di IC 2944; alcuni studiosi lo ritengono probabile.

Si arriva infine alla grande nebulosa IC 2944, talvolta soprannominata Nebulosa di Lambda Centauri perché visibile in direzione di un gruppo di stelle apparentemente dominato dalla stella λ Centauri, dove nelle foto a lunga posa si evidenzia la grande nebulosa di fondo; in realtà questa nebulosa si trova molto più distante da λ Centauri e non è quindi fisicamente legata a essa. Un altro nome spesso utilizzato è Running Chicken, “pollo che corre”. La nebulosa in senso stretto comprende i due oggetti catalogati come IC 2944 e IC 2948; la prima sigla si dovrebbe propriamente riferire all'arco nebuloso posto a ovest rispetto al corpo centrale, che invece coinciderebbe con IC 2948. Tuttavia, nelle carte e in letteratura, spesso si tende a identificare con la sigla IC 2944 l'intero sistema nebuloso. Con un binocolo è ben visibile soprattutto l'ammasso interno, formato da stelle a partire dalla settima magnitudine, con all'interno la variabile LW Centauri. La nube è famosa perché contiene al suo interno dei densi globuli di Bok, in cui è attiva la formazione di nuove stelle; i globuli di Bok visibili in questa nube vengono chiamati col nome di globuli di Thackeray. Si tratta di densi bozzoli di gas e polveri non illuminate che si stagliano sul fondo chiaro costituito dall'idrogeno ionizzato, sul bordo nordoccidentale della nebulosa; i globuli sono raggruppati in uno spazio dal diametro di circa 14 anni luce e furono individuati nel 1950. L'origine di questi globuli probabilmente è connessa alla presenza di un'antica nube molecolare molto densa, che col tempo è stata erosa dalla radiazione ultravioletta delle stelle più brillanti e calde della regione, similmente a come avviene nei globuli cometari attorno alla Nebulosa di Gum; attualmente i globuli di Thackeray sono soggetti a forze dinamiche violente che li modellano e li disgregano continuamente. La loro vita media si pensa che sia molto breve. Il complesso nebuloso di cui IC 2944 fa parte si estende per circa un grado di volta celeste, comprendendo probabilmente anche le vicine e già citate nebulose Gum 39 e Gum 41, situate forse alla medesima distanza, e una grande nube molecolare situata poco più a ovest, con una massa pari a circa 710.000 masse solari. La regione galattica in cui giace IC 2944 è particolarmente ricca e complessa: comprende infatti quattro grandi associazioni OB, la più occidentale delle quali è Carina OB1, nota per essere l'associazione fisicamente legata alla grande Nebulosa della Carena, mentre centrata su IC 2944 vi è l’associazione Crux OB1.

Crux OB1 è l'associazione OB connessa alla nebulosa IC 2944; poiché ricade in realtà nella cotellazione del Centauro, la sua denominazione risulta piuttosto insolita, tanto che in alcuni studi viene indicata col nome Centaurus OB2. Quest'associazione conta una trentina di componenti stellari di grande massa, fra le quali spiccano quindici stelle di classe O, in prevalenza sulla sequenza principale, cui se ne aggiungono una decina di classe B, in prevalenza giganti e supergiganti. Crux OB1 contiene anche stelle massicce di classi diverse, come una supergigante gialla (classe G0Ia), una bianca (classe A2Ia) e alcune supergiganti rosse di classe M. La distanza media dell'associazione è di circa 8150 anni luce, compatibile con quella della nebulosa IC 2944. La stella più massiccia di Crux OB1 è HD 101205, una stella talmente luminosa che la sua magnitudine apparente dalla Terra raggiunge il valore di 6,5, ossia di poco inferiore al limite della visibilità a occhio nudo, nonostante la sua grande distanza. Si tratta di una variabile a eclisse con un periodo di 2,08 giorni e le è stata assegnata anche la sigla di stella variabile V871 Centauri. Un'altra delle componenti maggiori è HD 101131, una binaria spettroscopica che raggiunge la magnitudine 8,5; molte altre componenti dell'associazione sono delle binarie a eclisse, come BH Centauri, le cui componenti potrebbero essere fisicamente a contatto fra di loro. La caratteristica più interessante di quest'associazione è la sua componente di velocità residua azimutale, che mostra che la gran parte delle sue stelle si muovono in direzione opposta al senso di rotazione galattico, una caratteristica tipica di molte altre associazioni stellari appartenenti al Braccio del Sagittario, come Serpens OB1, Sagittarius OB1 e Centaurus OB1; ciò è una prova importante che tenderebbe a confermare che i bracci di spirale in generale, e questo in particolare, si formino a seguito dell'azione di onde di densità spiraliformi.

Un grado e mezzo a nord di λ Centauri si trova infine l’ammasso aperto NGC 3766, noto anche con la sigla del Catalogo Caldwell C97, immerso in un campo molto ricco di stelle di fondo; può essere individuato anche a occhio nudo, a condizione che la notte sia buia e nitida, ma appare solo come una stellina sfuocata e leggermente estesa, mentre un binocolo 10x50 già è in grado di risolverlo in stelle e, se la notte è buia, si possono già individuare i colori delle componenti, che appaiono alcune azzurre, altre rosse, contrastando fortemente le une con le altre. In un telescopio di apertura oltre i 150 mm l'ammasso è ben risolto. Le stelle più luminose sono di magnitudine 7, la sua distanza è di 5700 anni luce. In luminosità e forma ricorda vagamente M37, nella costellazione dell'Auriga: entrambi si estendono infatti per 15' di diametro e mostrano una forma allungata, ma confrontando le distanze si scopre che M37 è in realtà più piccolo del 20%; il diametro reale di NGC 3766 è pari a circa 25 anni luce, mentre l'assorbimento a causa delle polveri oscure ne riduce la luminosità di mezza magnitudine. Inoltre NGC 3766, a differenza di M37, è estremamente giovane, con un'età di 14 milioni di anni e una popolazione di circa 140 stelle; M37 invece ha 200 milioni di anni e le sue stelle sono quasi 2000. L'ammasso NGC 3766 è composto in maggioranza da stelle biancastre di classe spettrale A, ma sono presenti anche alcune stelle giganti rosse e delle stelle massicce di colore giallo; contiene al suo interno la stella doppia BF Centauri, una variabile a eclisse la cui luminosità oscilla fra 8,5 e 9,4, passando il 20% del periodo, di 3,7 giorni, in eclisse.

Verso la Croce del Sud

Ancora più a ovest, in direzione della Croce del Sud, i ricchi campi di stelle giovani lasciano il posto a un tratto meno congestionato della Via Lattea, dove dominano le nebulose oscure e soprattutto ammassi aperti che sebbene siano abbastanza appariscenti, si presentano qui piuttosto remoti. In primo piano si possono invece osservare le numerose stelle dell’Associazione Scorpius-Centaurus, responsabili della ricca popolazione stellare visibile a occhio nudo e con un binocolo 10x50; gran parte di queste stelle si trovano a una distanza di 400-500 anni luce.

L’ammasso più occidentale nell’intera Croce del Sud è NGC 4052, che sebbene sia facile da individuare come posizione, non è fra i più famosi e appariscenti; si individua infatti ad appena 8 minuti d’arco a nordovest della stella θ1 Crucis, una stella bianca di magnitudine 4,3. Con un binocolo 20x80 è visibile come una piccola macchia chiara su cui brillano 2-3 stelline deboli; un telescopio di pari apertura è però in grado di risolverlo parzialmente a forti ingrandimenti. Con strumenti da 120 mm la risoluzione è sostanzialmente completa, con una cinquantina di stelle fino alla magnitudine 12 racchiuse in un diametro di 6 minuti d’arco. L’ammasso è formato principalmente da stelle bianche e azzurre, una ventina delle quali di magnitudine più luminosa della 12; la sua età è stata stimata sui 400 milioni di anni ed è dunque di età intermedia. La sua distanza è invece pari a circa 7200 anni luce.

NGC 4103, visibile più a nord, si trova 1,5 gradi a sudovest della stella δ Crucis ed è ben più appariscente del precedente. È composto da diverse stelle di colore bianco-azzurro, tra le quali la più luminosa è di magnitudine apparente 9,15, molto ben evidenti anche in un telescopio di 80 mm di apertura, sufficiente per risolverlo appieno; attraverso un binocolo 10x50 si scorge invece come una macchia chiara molto bene evidente. Uno strumento da 150 mm permette di avere una visione molto dettagliata, grazie a una risoluzione quasi completa. Si tratta di un ammasso piuttosto piccolo e molto concentrato, moderatamente ricco di stelle, gran parte delle quali azzurre; la sua distanza è stimata attorno ai 5300 anni luce, simile cioè a quella degli altri ammassi della costellazione e ricade pertanto all’interno del Braccio del Sagittario. Contiene una trentina di stelle fino alla magnitudine 12, in massima parte delle prime classi spettrali; la sua età è stimata sui 24 milioni di anni ed è pertanto molto giovane.

Circa un grado a nord della brillante stella Acrux si trova il debole ma ricchissimo NGC 4349, appena in risalto su un campo stellare molto fitto. Le sue stelle più brillanti sono di decima magnitudine e sono invisibili attraverso un binocolo 10x50, attraverso il quale l'ammasso si mostra come una debole macchia chiara; con un telescopio da 100 mm è possibile notare una quindicina di stelle fino alla magnitudine 12, molte delle quali allineate in senso nord-sud. Strumenti da 200 mm di diametro permettono una completa risoluzione dell'oggetto. La sua distanza è stimata sui 7100 anni luce, mentre la sua età si aggira sui 210 milioni di anni; non presenta quindi stelle delle classi spettrali O e B, le quali hanno già avuto modo di evolvere e probabilmente terminare il loro ciclo vitale; le sue stelle più massicce sono infatti giganti rosse, con una massa pari a circa 3,9 masse solari.

Circa un grado più a nord, lungo la direttrice che collega le due stelle Acrux e Gacrux, si trova l’ammasso Harvard 5, meno noto e spesso trascurato; è formato da una ventina di stelle di magnitudine 10 e 11, visibili anche con un telescopio da 80-100 mm e disposte a formare una figura simile a una T maiuscola. Strumenti di diametro maggiore non permettono di risolvere altre componenti al di là delle stelle del fondo cielo. È un ammasso relativamente povero, situato alla distanza di circa 4300 anni luce, mentre la sua età sarebbe di 140 milioni di anni circa.

Appena 40 minuti d’arco più a nord, sempre nella medesima direttrice, si trova NGC 4439;è visibile con un binocolo 10x50 solo sotto ottime condizioni osservative, dove si mostra come una semplice macchia chiara. In un telescopio da 100 mm di apertura è visibile come un arco di stelline disposto verso oriente, la cui forma ricorda vagamente il simbolo dell'Euro. Strumenti di 200 mm di apertura offrono una bella visuale, con visibili alcune decine di stelle fino alla magnitudine 13,7 sovrapposte a uno sfondo molto ricco di stelle. NGC 4439 è un ammasso di media concentrazione, ben contrastato sui campi stellari di fondo; la sua distanza è stimata attorno ai 5800 anni luce ed è quindi situato all'interno del Braccio del Sagittario, in una regione piuttosto ricca di stelle giovani e regioni H II associate a nubi molecolari giganti. Si tratta di un oggetto poco conosciuto e studiato, per il quale sono noti soltanto i parametri fondamentali; la sua età è stimata sugli 80 milioni di anni, pertanto risulta essere un ammasso piuttosto giovane. La sua stella più luminosa è CD-59°4262, avente classe spettrale B3 e magnitudine 10,43; fino alla magnitudine 11 vi sono quattro componenti, che diventano quindici se si arriva alla magnitudine 13.

A metà strada fra le stelle Gacrux e δ Crucis si individua NGC 4337; con un telescopio da 120 mm è visibile come un raggruppamento relativamente compatto di stelle di magnitudine 12, dominate sul lato orientale da una vicina stella bianca di magnitudine 7,7. Con strumenti da 200 mm appare formato da una trentina di stelle, con un gruppetto separato visibile sul lato sudoccidentale e dominato da una stella di magnitudine 11. Trovandosi a una distanza di 7200 anni luce, viene a trovarsi sul Braccio del Sagittario e questo lo rende un oggetto molto interessante, dal momento che si tratta di uno dei pochissimi ammassi situati nel disco interno della Via Lattea ad avere un’età di un miliardo e mezzo di anni: le intense forse mareali presenti nelle regioni più interne infatti tendono a disgregare più facilmente gli ammassi aperti e a disperderne le componenti stellari col passare del tempo, pertanto è raro trovare ammassi con un’età superiore a un miliardo di anni.

Un altro ammasso interessante per la medesima ragione è Tr 20, visibile quasi un grado e mezzo a sudovest della brillante stella Mimosa; si presenta come un oggetto esteso ma relativamente sfuggente, a causa della debolezza delle sue componenti, tanto da poter essere individuato con chiarezza solo con strumenti di diametro superiore ai 200 mm. La sua età è stimata di 1,6 miliardi di anni, mentre la sua distanza è indicata sugli 11.000 anni luce almeno; molte delle stelle di quest’ammasso sono giganti rosse, alcune delle quali presentano un eccesso di litio rispetto allo standard, probabilmente per caratteristiche interne delle stelle medesime.

L’ammasso più notevole e famoso della Croce del Sud è senz’altro NGC 4755, conosciuto anche come Scrigno di Gioie o Ammasso di Kappa Crucis, oppure con la sigla C94; fu scoperto da Nicolas Louis de Lacaille nel 1751 ed è l'oggetto non stellare più luminoso della costellazione. Con l'aiuto di un binocolo 8x40 o 10x50 già si nota la sua caratteristica più evidente, e cioè il forte contrasto tra il colore rosso di una delle sue stelle principali (che per altro sarebbe estranea all'ammasso e vi apparirebbe sovrapposta solo per un effetto ottico), e quello dominante dell'ammasso, che è invece composto da stelle bianche e azzurre; proprio questo contrasto di colori, che fa pensare a un insieme di gioielli multicolori, è all'origine del nome proprio di NGC 4755, Scrigno di Gioie. Un piccolo telescopio rifrattore è già sufficiente per risolverlo completamente in stelle. L'ammasso contiene circa 280 stelle concentrate entro un diametro di appena 10', che alla distanza comunemente accettata di 6440 anni luce dal Sole equivalgono a circa 14 anni luce; la sua distanza è rivelatrice della sua posizione in un braccio di spirale galattico diverso dal nostro, ossia quello del Sagittario, più interno. La sua età è stimata sui 10 milioni di anni, ossia coetaneo di altri ammassi ben conosciuti, come l'Ammasso Doppio di Perseo e NGC 2362, l'ammasso di τ Canis Majoris; inoltre appare oscurato dalle polveri oscure interstellari, pure in maniera irregolare: la media dell'assorbimento della luce dell'ammasso sulla nostra linea di vista è di 0,4 magnitudini, ossia il 30% della sua luce viene oscurata. Al suo interno sono note nove variabili Beta Cephei.

Un altro ammasso aperto facilmente rintracciabile è NGC 4609 (C98), visibile a est di Acrux, sul bordo occidentale del Sacco di Carbone e per questo notevolmente oscurato dai suoi gas; è composto da alcune stelle gialle di nona e decima magnitudine, così da risultare visibile, seppure con difficoltà, anche con un binocolo 10x50. Con un telescopio di 80 mm sono visibili una decina di stelle disposte in concatenazioni quasi parallele; un 150 mm lo risolve completamente; con strumenti da 200 mm l'ammasso è risolto ampiamente in alcune decine di stelle fino alla magnitudine 13,7. Si tratta di un ammasso piuttosto ricco e concentrato, anche se le sue componenti sono in prevalenza deboli; la sua distanza è stimata attorno ai 3990 anni luce ed è quindi situato sul bordo esterno del Braccio del Sagittario, in direzione di una regione galattica piuttosto ricca di stelle giovani e regioni H II associate a nubi molecolari giganti. A breve distanza angolare in direzione sudest si trova il piccolo ammasso aperto Hogg 15, la cui distanza è stata stimata sui circa 10.430 anni luce, dunque molto più lontano di NGC 4609, e al cui interno è presente, fra le sue componenti, anche una stella di Wolf-Rayet.

Un grado e mezzo a SSE della brillante stella Acrux si osserva infine il piccolo ammasso NGC 4463, che ricade entro i confini della Mosca e nei pressi del bordo sudoccidentale della Nebulosa Sacco di Carbone. Appare anche fortemente oscurato dalla presenza di due stelle supergiganti di magnitudine 8 proprio in direzione del suo centro, che farebbero parte dell’ammasso anche fisicamente; le altre componenti sono di magnitudine meno luminosa della 10 e per essere notate occorrono strumenti di 100-120 mm di diametro. Va tuttavia notato che l’ammasso presenta una concentrazione piuttosto debole. Si tratta di un oggetto relativamente poco studiato, con stime dell’età che variano da 32 a 93 milioni di anni; anche la sua distanza non è stata definita con precisione, ma si ritiene compresa fra 3400 e 4000 anni luce, a seconda degli studi: in entrambi i casi giacerebbe comunque nel Braccio del Sagittario. Ciò che è stato oggetto di studi più approfonditi è invece la piccola e giovane nebulosa planetaria He2-86, che si ritiene faccia fisicamente parte dell’ammasso stesso.

Ammassi sparsi a sud della Via Lattea

Il margine meridionale della Via Lattea in direzione della Carena è popolato di ammassi aperti anche piuttosto brillanti e famosi, alcuni dei quali visibili con chiarezza persino a occhio nudo.

Tra questi il più importante è quello noto come Pleiadi del Sud, che porta anche la sigla IC 2602 (o C102); il nome proprio è dovuto al suo aspetto e alla sua grande luminosità, che lo rende simile al ben noto ammasso boreale delle Pleiadi. È infatti uno degli ammassi aperti più brillanti della volta celeste; nell'emisfero celeste australe è l'ammasso più luminoso ed è visibile perfettamente a occhio nudo durante tutto l'anno dalle aree temperate australi, dove si presenta circumpolare, in una zona già di per sé molto ricca di gruppi stellari e nebulose. Si individua con estrema facilità pochi gradi a sud della brillantissima Via Lattea australe, in un punto ricco di stelle di quinta e sesta magnitudine; a occhio nudo sono distinguibili alcune stelline minute a est della stella azzurra θ Carinae (nota anche come Vathorz Posterior), che conferiscono all'ammasso un aspetto sfocato e nebuloso. Ha una forma che ricorda vagamente i segni lasciati dal colpo di zampa di un felino, dove le tre stelle a est richiamano le quattro dita centrali e la stellina a nord di θ Carinae il primo dito; il palmo è invece rappresentato dalla stessa θ Carinae. Quest'ultima stella costituisce inoltre uno dei vertici, il più settentrionale, di un asterismo noto nell'emisfero sud col nome di Croce di Diamante, che appare orientato allo stesso modo della vicina costellazione della Croce del Sud, sebbene l'asterismo sia meno luminoso e più allungato rispetto alla costellazione. Lo strumento migliore per l'osservazione è un binocolo 10x50, o al più un piccolo telescopio, poiché a ingrandimenti maggiori si perde la vista d'insieme. La disposizione delle sue stelle principali, raccolte su un lato attorno alla stella più brillante, è simile a quella delle Pleiadi, nella costellazione del Toro, anche se in forma un po' ridotta. Con strumenti superiori, come un telescopio da 80-100 mm, si individua fra le sue componenti principali un buon numero di stelle minori, gran parte delle quali di colore tendente al giallognolo. L'ammasso delle Pleiadi del Sud è formato da circa 150 stelle giovani, tutte disposte sulla sequenza principale, di cui sette sono perfettamente visibili a occhio nudo nelle notti più oscure e nitide; la caratteristica principale è la divisione netta che intercorre fra l'arco di stelle visibile a est, formato da tre stelle di quinta magnitudine più altre meno luminose, e il gruppo a ovest, meno ricco ma comprendente la stella principale, la gigante azzurra θ Carinae, di magnitudine visuale 2,74. Fra le sue componenti si osserva pure una variabile Gamma Cassiopeiae, la stella HD 92938 (fra le componenti più brillanti è quella più vicina a θ Carinae), classificata anche con la sigla di stella variabile V518 Carinae; le sette stelle più luminose della magnitudine 5,8 sono tutte di classe spettrale B. La magnitudine complessiva dell'ammasso è invece pari a 1,9; considerando la magnitudine apparente delle Pleiadi, che è pari a 1,6, le Pleiadi del Sud risultano essere del 39% meno luminose rispetto alle Pleiadi del Toro. L'età dell'ammasso si aggirerebbe sui 30 milioni di anni. Nel corso dei decenni si sono indicati per quest'oggetto vari valori di distanza, spesso molto diversi fra loro e comunque sovrastimati; il satellite Hipparcos ha più di recente fornito un valore di 479 anni luce dal Sistema Solare e questo dato viene ormai dato come certo dalla comunità scientifica.

Poco a sud del brillante ammasso delle Pleiadi del Sud si individua l’ammasso Mel 101, nei pressi di una stella azzurra di quinta magnitudine, che contribuisce a oscurarlo. Si può osservare con un binocolo come un 15x70 o, meglio, con un telescopio di 80-100 mm; le sue stelle principali sono di magnitudine 10 e 11 e la stella che lo domina è una nana arancione, che però non fa parte dell'ammasso, trovandosi in primo piano. La distanza dell'ammasso è stimata sui 7500 anni luce, pertanto ben più lontano del precedente e situato sul Braccio del Sagittario; per altro appare anche oscurato dalla polvere interstellare, così come l’intero tratto di Via Lattea a sud della Nebulosa della Carena. Le sue stelle sono tutte di colore bianco-azzurro e appaiono fortemente oscurate da una banda di nebulose oscure che si frappone fra noi e l'ammasso stesso. La sua età è invece stimata sui 160 milioni di anni ed è pertanto di età intermedia; sono infatti assenti stelle di grande massa. La sua posizione ricade a circa 750 anni luce di distanza dal piano galattico, un altro fenomeno tipico di ammassi aperti di età moderatamente avanzata.

Ai margini dell’Arco della Carena si trova l’ammasso NGC 3114, anch’esso piuttosto brillante. È individuabile due gradi a nordovest della stella q Carinae, di terza magnitudine, e appare visibile a occhio nudo solo nelle notti più limpide, presentandosi come una vaghissima macchietta chiara di forma irregolare. Piccoli strumenti già lo risolvono in stelle: con un binocolo 10x50 sono visibili una trentina di stelle, le quali raddoppiano con un 20x80. Nella parte sudorientale sono presenti le stelle più luminose, di sesta e settima magnitudine, mentre la gran parte degli astri si concentra a nordovest. Fortissimo il contrasto con una stellina rosso intenso di settima magnitudine, posta a sudovest. Un telescopio da 150 mm è in grado di mostrare alcune centinaia di stelle e la vista diventa molto appagante. NGC 3114 è un ammasso piuttosto ricco ed esteso, con circa 200 stelle più luminose della magnitudine 12; la sua distanza è stimata attorno ai 2970 anni luce ed è quindi situato sul bordo interno del Braccio di Orione, ben oltre i confini della Nebulosa di Gum. L'ammasso giace in un punto scarsamente oscurato dalla polvere interstellare ed è quindi facile da studiare; la sua età è stimata attorno ai 124 milioni di anni, anche se in passato vi sono state stime molto differenti, e nei dintorni sono presenti alcune giganti rosse, derivate da stelle calde e massicce che hanno lasciato la fase di sequenza principale. Fra le numerose componenti si contano alcune stelle con caratteristiche spettrali peculiari, come le Ap, caratterizzate da lente rotazioni e sovrabbondanza di alcuni metalli, una stella Be e alcune blue stragglers, risultate probabilmente dalla fusione fra due stelle molto vicine fra loro.

A brevissima distanza angolare dalle stelle dell’ammasso verso est si trova il piccolo ammasso Tr 12; può essere individuato come un piccolo gruppetto di stelle di magnitudine 11 e 12 con telescopi da 200 mm e forti ingrandimenti, prestando una certa attenzione a non confonderlo come un gruppo facente parte di NGC 3114. Appare dominato da una stella rossa di magnitudine 8,7 sul suo margine occidentale. Si tratta di un oggetto ben poco studiato, di cui mancano dati sia sulla sua età sia sulla sua distanza; tuttavia è ragionevole supporre che si trovi all’interno del Braccio del Sagittario, come la maggior parte degli ammassi visibili in questa direzione.

Altri ammassi visibili nei dintorni, come Tr 11 e, più a nord, vdB-Ha 90, sono decisamente meno appariscenti e ben oltre la portata dei più comuni strumenti, soprattutto considerando che si tratta di oggetti anche molto dispersi.

Si segnala infine la nebulosa planetaria NGC 3211, visibile anche con un telescopio da 150 mm o pure inferiori; si individua 1°20’ a sud della stella q Carinae ed è esaltata in strumenti da 200 mm o superiori con l’ausilio di un filtro a banda stretta come un OIII. La sua distanza è stimata sui 9200 anni luce e la sua stella centrale è di magnitudine 20.

Nelle foto ad alta sensibilità è inoltre individuabile, circa due gradi e mezzo a sudovest delle Pleiadi del Sud, un involucro di gas ionizzato di circa 10 minuti d’arco che circonda la stella di Wolf-Rayet HD 96548 (o WR 40), di magnitudine 7,7 e situata alla distanza di 8800 anni luce.