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Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Sul Braccio di Perseo

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Fra Cassiopea e Perseo, la Via Lattea mostra apparentemente segni di discontinuità, sfilacciandosi e perdendosi in aree molto oscure e prive dei ricchi campi stellari che la contraddistinguono.

La costellazione di Orione
La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Copertina

Regioni celesti scelte

Curiosità galattiche

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

BibliografiaGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Bibliografia

Ben visibile alta nel cielo durante le sere autunnali boreali, questo tratto è comunque noto per possedere alcuni interessanti ammassi aperti di facile osservazione, mentre in fotografia emergono anche degli oggetti d’eccezione.

Caratteristiche modifica

Ad est di Cassiopea e della sua eccezionale concentrazione di ammassi aperti si apre un tratto della Via Lattea fortemente oscurato, che contiene però un gran numero di oggetti molto interessanti sia per l’osservazione visuale, con ricchi e brillanti ammassi aperti, che soprattutto per quella fotografica, grazie alla presenza di estesi ed appariscenti complessi nebulosi.

A prima vista potrebbe sembrare che la Via Lattea in questa direzione sia effettivamente mancante, magari a causa del fatto che ci si trovi in direzione opposta al centro galattico; in realtà, la totale assenza di galassie in corrispondenza di queste aree scure è particolarmente indicativa del fatto che a causare l’apparente interruzione della Via Lattea siano dei grossi banchi di nebulose oscure, situate in gran parte sul nostro braccio secondario, a una distanza fra i 1000 e i 3000 anni luce.

Questi sistemi nebulosi nascondono le regioni di formazione stellare e gli ammassi stellari appartenenti ai bracci esterni e in particolare al Braccio di Perseo, il quale torna ad essere molto ben visibile fra l’Auriga e i Gemelli.

L’area oggetto di questa sezione è molto facile da inquadrare grazie alla brillante stella Capella, che ne delimita il bordo orientale, e la famosa “W” di Cassiopea, sul lato opposto; al centro si trova la stella Alfa Persei e il suo famoso e fitto gruppo di stelle, ben visibile anche ad occhio nudo. In effetti Alfa Persei è la stella dominante di una grande associazione stellare denominata Perseus OB3 e designata anche con la sigla di catalogo Mel 20.

Con un binocolo 10x50 si può osservare anche il famoso Ammasso Doppio, formato in realtà da due ammassi aperti distinti fra loro e probabilmente situati anche a distanze diverse, ma entrambi giacenti sul Braccio di Perseo; poco più a nord, i ricchi campi stellari dell’ammasso Stock 2 sono evidenti anche con un piccolo telescopio.

Con uno strumento da 200 mm è possibile risolvere perfettamente la quasi totalità degli amassi qui presenti e, se il cielo è particolarmente limpido e buio, si può notare anche qualche nebulosità.

Chi è dotato di apparecchiatura fotografica avrà modo di riprendere invece con soddisfazione i grandi complessi nebulosi di IC 1805 e IC 1848, entrambi sul Braccio di Perseo, dove hanno avuto luogo recenti fenomeni di formazione stellare, come è testimoniato dall’abbondanza di stelle giovani e azzurre.


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Grandi complessi nebulosi modifica

 
La Nebulosa Cuore (IC 1805) è una delle nebulose di gas ionizzato più estese che si conoscano. Si trova assieme ad altre nebulose vicine sul Braccio di Perseo, a 7500 anni luce di distanza.
 
La Nebulosa Anima (IC 1848), una grande regione di formazione stellare situata sul Braccio di Perseo; fa parte di un vasto sistema nebuloso denominato W3/W4/W5.
 
L’ammasso Mel 15, situato al centro della Nebulosa Cuore (IC 1805) e parte dell’associazione Cassiopeia OB6.
 
L’Ammasso Doppio, in realtà due ammassi distinti di simile luminosità, visibili anche a occhio nudo come una nube chiara sfumata.

Al confine fra Cassiopea, Perseo e Giraffa si osservano due dei più estesi complessi nebulosi conosciuti all’interno della Via Lattea, sia in termini apparenti che per dimensioni reali; si tratta del sistema di W3/W4/W5 e coincide con una vastissima regione di formazione stellare situata sul Braccio di Perseo a 7500 anni luce.

Associata a W3 vi è la piccola ma densa nebulosa NGC 896, visibile all’osservazione diretta solo con diametri molto grandi; questa costituisce la parte più occidentale di un sistema nebuloso senza soluzione di continuità con la vicina e ben più estesa nube IC 1805, nota anche come Nebulosa Cuore e associata alla regione W4. È individuabile circa 6 gradi a sudest della stella ε Cassiopeiae, ma si può trovare anche partendo dall'Ammasso Doppio di Perseo e spostandosi di circa 4-5 gradi in direzione NNE. Per poterla individuare occorrono telescopi di grande diametro e possibilmente una focale non molto lunga, a causa delle grandi dimensioni di questa nebulosa. Benché la sua osservazione nel visuale non sia particolarmente agevole, nelle foto a lunga posa è molto bene evidente anche a veloci esposizioni. La sua caratteristica principale è la presenza di due grosse aree apparentemente vuote, di diverse dimensioni, che rendono la nebulosa simile ad un cuore. Nei pressi della nebulosa sono attivi degli episodi multipli di formazione stellare; tramite le immagini ottenute nell'Hα è stata scoperta una superbolla in espansione formata da idrogeno ionizzato dell'estensione di 3900 anni luce ed emergente dal piano galattico, la cui età, di circa 10-20 milioni di anni, è un'indicatrice del fatto che si sia originata a seguito dell'azione del vento stellare di una prima generazione di stelle massicce. Da questa regione emergono oltre 30 nubi molecolari e globuli dispersi nello spazio circostante, come visto sopra, la cui presenza suggerisce che una volta nella regione si trovava una nube molecolare gigante in seguito dissoltasi a causa di un primo intenso episodio di formazione stellare.

Al suo interno si trova un sistema di piccoli ammassi aperti poco concentrati, responsabili della ionizzazione della nebulosa.

Il più notevole di questi è Mel 15, che contiene alcune stelle circa 50 volte più massicce del Sole, più altre più piccole ed un microquasar espulso milioni di anni fa. Può essere individuato e risolto in stelle anche con un telescopio da 80 mm, dove si presenta come un addensamento molto blando di una decina di stelle raccolte attorno a una stella di magnitudine 7,95; una seconda stella, di magnitudine 8,1, si trova più a sud.

Circa 50 minuti d’arco a SSW giace il piccolo gruppetto di stelle che compone l’ammasso aperto Markarian 6 (o Stock 7), formato da appena cinque componenti dominanti più o meno allineate fra loro, di magnitudine 8 e 9 e dunque individuabili anche con binocolo 10x50, sebbene sia difficile inizialmente riconoscerle come un ammasso vero e proprio; con telescopi di piccolo diametro e forti ingrandimenti si può notare che le sue due componenti più meridionali sono doppie.

In posizione defilata più ad est rispetto al centro della nebulosa, ma sempre nel suo campo visivo, si trova NGC 1027; anche questo è visibile con strumenti di piccole dimensioni e persino con un binocolo: è formato da una dozzina di stelle più luminose della magnitudine 11, sparse su un diametro di 12 minuti d’arco senza mostrare una forte concentrazione e tuttavia raccolte attorno a una stella di magnitudine 7,0 posta proprio al centro dell’ammasso. Con un telescopio da 200 mm di diametro si notano diverse decine di stelle fino alla magnitudine 13 e oltre. Si tratta di un ammasso moderatamente ricco e poco studiato, nonostante la sua luminosità; giace a 2500 anni luce e dunque sarebbe in primo piano rispetto al complesso nebuloso e probabilmente più vicino al Braccio di Orione, nei pressi dell’associazione stellare Camelopardalis OB1, la quale ha il suo centro alcuni gradi più ad est. La sua età è stimata sui 160 milioni di anni ed è pertanto un ammasso evoluto, privo di componenti particolarmente massicce di classe spettrale O e B, le quali hanno già terminato il loro ciclo vitale. Il diagramma HR comprendente le stelle di quest'ammasso risulta piuttosto disperso e poco omogeneo, senza stelle orientate sulla sequenza principale.

A breve distanza verso est si trova IC 1848, la Nebulosa Anima, associata alla radiosorgente W5. Come per la precedente, la sua osservazione è possibile, pur con qualche difficoltà, solo sfruttando grandi diametri e bassi ingrandimenti, sotto cieli bui e limpidi. Il suo gas è illuminato dalle stelle di alcuni ammassi ed associazioni di stelle vicine, fra i quali spiccano Cr 33 e Cr 34, due ammassi aperti molto estesi ma privi di concentrazione, formati da stelle giganti blu nate dai gas della nebulosa. La luce viene poi riemessa dalla nebulosa nel colore rosso tipico delle linee di emissione dell'Hα. La nube, che strutturalmente possiede una forma a guscio come la precedente, è divisibile in due sezioni, indicate come W5-E e W5-W, rispettivamente estese per 114 e 170 anni luce. W5-E è la sezione orientale e contiene una stella di classe O7V (una stella di sequenza principale molto calda) il cui vento stellare sembra essere sufficientemente potente da ionizzare l'intera regione in cui si trova; W5-W, la sezione occidentale, contiene invece quattro stelle di classe O, ma ve ne potrebbero essere anche delle altre nella parte orientale della regione, non osservabili perché completamente nascoste dalle dense nubi. Le stelle brillanti del complesso W3/W4/W5 formano l’associazione Cassiopeia OB6, la cui origine ha avuto luogo circa 3 milioni di anni fa nella regione W4 (Nebulosa Cuore).

Gli ammassi aperti Cr 33 e Cr 34 sono meno facili da riconoscere come tali, in quanto appaiono piuttosto sparsi e poco concentrati; si tratta infatti semplicemente di addensamenti facenti parte dell’associazione Cassiopeia OB6. In direzione della Nebulosa Anima si trovano alcuni blandi addensamenti dominati da stelle di magnitudine 7 e 8, circondate da alcune decine di stelle fino alla magnitudine 12 molto sparse.

Circa 3,5 gradi a nordest di questa nebulosa si trova l’ammasso Tr 3, il quale può essere notato anche con un telescopio da 80 mm, se però si ha l’accortezza di individuarlo: non è infatti facile riconoscerlo come ammasso, dato che le sue stelle sono piuttosto sparse e si mostra più come un vago addensamento esteso per circa 20 minuti d’arco di stelle dalla magnitudine 9 alla 12 circa; è dominato da una sequenza di tre stelle azzurre di magnitudine 9 lunga 6 minuti d’arco. La risoluzione è completa anche con un telescopio da 120 mm di diametro. In letteratura vi sono poche informazioni su quest’oggetto; la sua distanza sarebbe di circa 2250 anni luce, dunque abbastanza in linea con quello del già citato ammasso NGC 1027, mentre la sua età è stimata sui 70 milioni di anni ed è pertanto relativamente giovane, ma privo di stelle grande massa.

Grandi ammassi stellari modifica

 
L’Ammasso di Alfa Persei è formato da una decina di stelle visibili anche a occhio nudo e numerose altre più deboli.
 
L’ammasso aperto Stock 2, coincidente con un vasto campo stellare ben visibile anche con piccoli strumenti.

La parte nordoccidentale di Perseo comprende una delle zone più ricche di ammassi aperti dell’intera volta celeste, similmente a quanto si osserva nella vicina Cassiopea: in massima parte si tratta di ammassi e campi stellari situati sul Braccio di Perseo, oppure sul bordo esterno del Braccio di Orione.

Gli oggetti di gran lunga più prominenti di questa zona di cielo sono due ammassi piuttosto appariscenti e visibili molto vicini l’uno all’altro: questa caratteristica li ha resi famosi col nome di Ammasso Doppio e sono visibili con facilità anche ad occhio nudo sotto cieli anche moderatamente disturbati come le periferie urbane. Possiedono pure una lettera di riferimento (h e χ), nonché numeri di catalogo indipendenti (NGC 869 e NGC 884); collettivamente sono anche noti con la sigla C14. Senza strumenti appaiono come una macchia chiara allungata con una strozzatura centrale, che le conferisce la forma di un "8" rovesciato; un binocolo di piccole dimensioni come un 10x50 consente di risolvere in parte i due oggetti, che appaiono piuttosto simili fra loro: χ Persei è dominato da due stelle di settima magnitudine a nord, h Persei presenta due stelle di settima ad ovest; con un binocolo h Persei sembrerebbe appena più ricco del compagno, il quale però mostra un gran numero di componenti se visto con un piccolo telescopio. Con un telescopio da 200 mm di apertura la visione è molto appagante: le componenti diventano centinaia; entrambi gli ammassi mostrano al loro interno una ventina di supergiganti rosse, che contrastano con il colore azzurro delle altre componenti. Entrambi gli ammassi si trovano nel Braccio di Perseo, il braccio di spirale della Via Lattea immediatamente più esterno rispetto al nostro, il Braccio di Orione. Tuttavia questi due oggetti si trovano fisicamente più lontani fra loro di quanto possa sembrare dalla Terra; se infatti le stime sulla loro distanza da noi sono corrette (6800 anni luce per NGC 869 e 7600 anni luce per NGC 884) e deriverebbe che la distanza reale tra i due ammassi sia di circa 800 anni luce.

NGC 869 (h Persei) è l'ammasso posto ad ovest (a sinistra nella foto): la sua età è stimata sui 19 milioni di anni e si trova nell'associazione Perseus OB1; in piccoli telescopi appare il più concentrato e il più luminoso dei due, con una magnitudine pari a 4,3. Appare dominato da un gran numero di stelle blu molto luminose, tra le quali spiccano alcune stelle arancioni, che rendono l'ammasso un insieme multicolore di stelle.

NGC 884 (χ Persei) è l'ammasso visibile ad est (a destra nella foto): è leggermente meno luminoso del precedente e anche più giovane, con un'età stimata sui 12,5 milioni di anni; si mostra meno compatto del suo compagno e quasi diviso in due piccoli gruppi più densi, mentre le sue componenti sono anch'esse azzurre con alcune stelline arancioni. A nord sono presenti due stelle di sesta e settima magnitudine, che estendono apparentemente i limiti dell'ammasso.

Poco più di 2 gradi a NNE dell’Ammasso Doppio si individua Stock 2, che giace in direzione di un ricchissimo campo stellare a cavallo fra Perseo e Cassiopea; la dispersione delle sue numerose componenti lo rende più simile a un vago addensamento che a un ammasso aperto vero e proprio. Attraverso un binocolo 10x50 sono visibili già diverse decine di stelle di magnitudine 8 e 9 formanti un insieme debolmente allungato in senso est-ovest; con un telescopio da 120 mm a bassi ingrandimenti si può godere della visione migliore, con oltre un centinaio di stelle evidenti fino alla magnitudine 12, che si confondono coi campi stellari di fondo. Ingrandimenti oltre i 70x non permettono di avere una visione d'insieme e l'ammasso appare troppo disperso. Si tratta di un ammasso aperto molto esteso e assai popolato; la sua distanza è stata stimata in alcuni studi attorno ai 990 anni luce, risultando così uno degli ammassi più vicini conosciuti. Giace all'interno del Braccio di Orione, in corrispondenza di diverse nubi molecolari che contribuiscono a oscurare fortemente la Via Lattea fra Cassiopea e la Giraffa. La sua età è stimata sui 170 milioni di anni, come è testimoniato anche dall'assenza di stelle di classe spettrale O e B e dalla presenza di numerose stelle evolute di classe A e F. La sua popolazione comprende quasi 200 stelle fino alla magnitudine 13, disperse su un diametro di circa 1°, corrispondente a un diametro di almeno 5 parsec. Grazie alla sua posizione in una regione particolarmente ricca di polveri interstellari, il suo studio è utile per determinare le proprietà del mezzo interstellare nella fascia centrale del Braccio di Orione; studi fotometrici sulle stelle di questo e dell'Ammasso Doppio hanno infatti mostrato delle analogie tali da far supporre che la massima parte dell'oscuramento in direzione dell'Ammasso Doppio dipenda dalle polveri interstellari situate all'interno del Braccio di Orione.

Poco meno di 4 gradi a ovest dell’Ammasso Doppio si trova invece il più difficile Stock 4, il quale è però individuabile anche con un telescopio da 80 mm; si tratta di un oggetto molto disperso ma riconoscibile discretamente come un addensamento di stelle di magnitudine 10 e 11 sparse su circa 20 minuti d’arco, le cui componenti formano in gran parte gruppetti di tre-quattro stelle. Uno strumento da 120 mm è più che sufficiente per una completa risoluzione. Vi è poco in letteratura su quest’ammasso, al di là dei suoi dati principali; si tratta di un oggetto di età piuttosto avanzata per essere un ammasso aperto, dato che si sarebbe formato circa 500 milioni di anni fa. La sua distanza è stimata invece sui 3900 anni luce e ricadrebbe pertanto all’interno del Braccio di Perseo, ad una latitudine galattica relativamente elevata.

Circa 3,5 gradi a sudovest dell’Ammasso Doppio e circa 2 gradi a sudest del precedente, si trova NGC 744, un piccolo ammasso situato in una regione relativamente povera di stelle appariscenti ma piuttosto ricca di campi stellari di fondo; le sue componenti principali sono di magnitudine 10 e la loro bassa concentrazione rende l'oggetto non semplice da definire. Attraverso un binocolo è quasi invisibile, mentre con un telescopio da 120 mm di apertura si può distinguere un addensamento di una quindicina di stelle fino alla magnitudine 12; l'oggetto è ben risolto anche a bassi ingrandimenti proprio a causa della sua debole concentrazione. La sua distanza è stimata attorno ai 3900 anni luce e giace sul bordo esterno del Braccio di Orione, nello stesso ambiente galattico in cui si trova la giovane associazione Camelopardalis OB1. Si tratta di un oggetto molto poco studiato; la sua età è stimata sui 177 milioni di anni e contiene diverse stelle di classe spettrale A e F, mentre mancano del tutto stelle massicce delle classi O e B, le quali, se presenti inizialmente, hanno già terminato il loro ciclo vitale.

Sul lato opposto rispetto all’Ammasso Doppio, a circa 1,5 gradi verso est, giace NGC 957, circondato da un campo stellare fortemente oscurato da polveri interstellari che contribuisce a renderlo più staccato rispetto al fondo cielo. Attraverso un binocolo 10x50 sono visibili due stelle di magnitudine 8 attorno alle quali si concentra una leggera nebulosità; con un telescopio da 100 mm si possono risolvere una quindicina di stelle fino alla magnitudine 12, situate prevalentemente a nord delle due stelle più luminose. Strumenti da 200 mm permettono di individuare ulteriori componenti, ma a ingrandimenti troppo spinti l'oggetto appare disperso. NGC 957 è un ammasso poco popolato e scarsamente concentrato; la sua distanza è stimata attorno ai 5900 anni luce e ricade così sul bordo interno del Braccio di Perseo, nella stessa regione in cui si trova il grande sistema di nebulose di IC 1805 e IC 1848, l'Ammasso Doppio e numerose stelle giovani e brillanti appartenenti ad alcune associazioni OB. Tutti gli studi concordano nell’assegnare a quest'oggetto un'età molto giovane; secondo alcuni si sarebbe formato circa 11 milioni di anni fa, mentre secondo altri la sua formazione non deve risalire a più di 4 milioni di anni fa. Esso contiene diverse stelle blu massicce, fra le quali spiccano due stelle Be, in procinto di lasciare la fase di sequenza principale per evolversi verso lo stadio di gigante; Il suo diametro reale corrisponde a circa 14 anni luce. Ricerche svolte al fine di individuare stelle variabili in direzione di quest'ammasso hanno permesso di scoprire 10 binarie a eclisse, 3 variabili pulsanti e 1 variabile semiregolare; fra queste, soltanto una delle variabili a eclisse con corto periodo sembra appartenere fisicamente all'ammasso.

A breve distanza dall'Ammasso Doppio si trova un altro ammasso piuttosto appariscente, anche se poco noto; si tratta di Tr 2, situato sul bordo di un ricco campo stellare. Comprende diverse stelle giallastre di magnitudine 7 piuttosto sparse e disposte lungo una concatenazione orientata in senso est-ovest, su cui domina una stella arancione di magnitudine 7,44. Con un binocolo 10x50 appare già risolto in una decina di stelle; attraverso un telescopio da 100 mm si possono individuare una trentina di componenti sparse fino alla magnitudine 12 senza particolari accenni di concentrazione. Ingrandimenti oltre i 120x non permettono di avere una facile visione d'insieme. La sua distanza è stimata attorno ai 2120 anni luce e ricade così sul bordo esterno del Braccio di Orione. La sua età è stimata sui 150 milioni di anni e mancano in esso stelle massicce di sequenza principale di classe spettrale O e B. Nella sua direzione sono state scoperte una dozzina di stelle variabili, fra le quali sei hanno un'elevata probabilità di appartenere fisicamente all’ammasso; si tratta per la maggior parte di stelle le cui oscillazioni avvengono fra la magnitudine 12 e 13, dunque molto deboli. Fra queste vi sono alcune variabili a eclisse e una semiregolare.

Due ammassi aperti un po’ più ostici si trovano più a sud. In particolare, circa 1 grado ad est di γ Persei giace il piccolo NGC 1220, poco conosciuto a causa della sua debole luminosità; per notarlo come una piccola macchia con alcune stelle in mezzo occorrono strumenti da 200 mm di diametro, dove appare peraltro poco risolto a causa delle sue ridotte dimensioni di appena 2 minuti d’arco. Parte delle sue componenti sono di magnitudine 14 e 15 e sono pertanto solo alla portata di telescopi da 300 mm di diametro e oltre. Si tratta di un ammasso piccolo ma molto compatto, di cui vi sono pochissime informazioni in letteratura; appare formato da poche decine di stelle e la sua distanza è stimata sui 5900 anni luce circa situandolo pertanto sul Braccio di Perseo.

Un po’ più facile appare l’ammasso King 5, visibile 45 minuti d’arco a sudest del precedente, sebbene anch’esso sia composto da stelle deboli; con un telescopio da 200 mm di diametro è possibile notare un addensamento di stelle di magnitudine 13 sparso su un diametro di circa 7 minuti d’arco, dominato a nordest da una stella di magnitudine 11. Molte delle restanti componenti, di magnitudine 14 e 15, si rendono visibili solo con strumenti da 300 mm a salire: con questi la visione è notevole, con vari archi di stelle disposti a formare una sorta di corona a nordovest del nucleo principale dell’ammasso. Anche su quest’oggetto ci sono pochi studi: si sa che la sua distanza è di circa 6200 anni luce, in pieno Braccio di Perseo, mentre la sua età pari a 1 miliardo di anni circa è notevole per un ammasso aperto; si ritiene che circa il 10% delle sue componenti siano stelle doppie e non si esclude anche la presenza di qualche blue straggler.

Fra Perseo e Giraffa modifica

 
L’ammasso Stock 23, facilmente visibile anche con un binocolo, è a dispetto della sua luminosità relativamente poco conosciuto.
 
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.
 
Le galassie Maffei 1 e Maffei 2 sono le macchie azzurre visibili in basso in quest’immagine ripresa agli infrarossi. Le nubi di gas visibili al centro e in alto costituiscono il sistema nebuloso di IC 1805.

L’area di cielo fra Perseo e la parte meridionale della Giraffa resta però dominata in senso assoluto dalla grande associazione di stelle brillanti che compongono l’Ammasso di Alfa Persei, noto anche con la sigla Mel 20. Si tratta di un oggetto di notevole splendore, nonché uno degli ammassi aperti più vicini al sistema solare; si trova nella parte settentrionale della costellazione e appare dominato dalla stella Mirfak, α Persei, una gigante bianco-gialla di magnitudine 1,79, che dà pure il nome all'intero oggetto. Le sue componenti principali sono ben distinguibili anche a occhio nudo, essendo di quarta e quinta magnitudine, e formano un ricco addensamento stellare molto evidente attorno a Mirfak. Anche un piccolo binocolo come un 7x30 è sufficiente per risolverlo in decine di stelle sino alla magnitudine 8, mentre con un 10x50 le stelle osservabili diventano oltre un centinaio; l'ammasso si presenta di forma allungata in senso nordovest-sudest ed è delimitato dalle stelle δ Persei e ε Persei. Ingrandimenti maggiori sono sconsigliati in quanto si perde la visione d'insieme, a causa della sua notevole estensione; lo strumento ideale per la sua osservazione è pertanto il binocolo, o al più un piccolo telescopio. Dall'analisi dei dati raccolti col satellite Hipparcos emerge che l'Ammasso di Alfa Persei è composto da almeno 30 stelle di classe spettrale B, 33 di classe A, 12 di classe F, 2 di classe G e due di classe K; data la relativa giovane età delle sue componenti e l'abbondanza di stelle delle prime classi spettrali, l'ammasso viene considerato un'associazione OB a tutti gli effetti ed è noto anche con la sigla Perseus OB3. Secondo alcuni studi, la storia dell'Ammasso di Alfa Persei riveste una certa importanza nell'evoluzione della nostra regione galattica degli ultimi 50 milioni di anni. Secondo dei modelli cinematici elaborati all'inizio degli anni duemila, circa 50 milioni di anni fa a seguito di un esteso episodio di formazione stellare si generarono alcune grandi associazioni OB, fra le quali spicca l'estesa Associazione Cassiopeia-Taurus, ormai completamente dissolta; fra queste associazioni erano compresi lo stesso Ammasso di Alfa Persei e l'associazione Cepheus OB6. L'azione combinata del vento stellare delle stelle più massicce di queste associazioni e della successiva loro esplosione come supernovae generò una potente onda d'urto che avrebbe spazzato via ogni residuo gassoso appartenente all'antica nube molecolare gigante in cui queste stelle si erano originate, accumulandone i resti sul bordo di una gigantesca struttura a superbolla con un raggio compreso fra 650 e 1600 anni luce e formando così un grande anello di gas, chiamato Anello Lindblad. Il gas accumulato iniziò in seguito a collassare in più punti, dando origine a un anello di stelle giovani e brillanti noto come Cintura di Gould, costituito da diverse associazioni OB fra le quali spiccano l'Associazione Scorpius-Centaurus, Orion OB2 e Cepheus OB2. Secondo i dati forniti dal satellite Hipparcos, l'alone dell'Ammasso di Alfa Persei costituirebbe di fatto la regione centrale dell'antica Associazione Cassiopeia-Taurus.

Gli altri oggetti descritti in questa sezione si trovano tutti nella costellazione della Giraffa, la quale, nonostante sia ben poco conosciuta e spesso ignorata del tutto dagli appassionati, ospita alcuni oggetti galattici interessanti. Fra questi vi 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 (BGO 1) è costituita da una stella azzurra di magnitudine 8,05 con una compagna di 11,82, separata da 17".

Circa 7 gradi a nord di Mirfak (α Persei), in un campo stellare fortemente oscurato, si trova l’ammasso aperto King 6, quasi sempre ignorato dagli appassionati pur essendo alla portata anche di strumenti da 80-100 mm, dove appare come un gruppetto di 5-6 stelle di magnitudine 9 e 10 racchiuse in un diametro di 7 minuti d’arco, in cui è però difficile riconoscerci un vero e proprio ammasso stellare. Con telecopi da 200 mm la sua natura di ammasso aperto diviene più chiara, con la presenza di alcune decine di stelle fino alla magnitudine 13,8; appare anche evidente, con forti ingrandimenti, che due delle componenti principali sono doppie facili da risolvere. Anche per quest’oggetto sono stati condotti pochi studi; è nota la sua distanza, che è stimata sui 2800 anni luce ed è pertanto situata sul margine esterno del Braccio di Orione, nella regione di Camelopardalis OB1, così come la sua età, di circa 220 milioni di anni, che lo rende pertanto molto più vecchio della vicina associazione OB e dunque non legato a questa.

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 nei loro pressi si trova un gran numero di oggetti stellari giovani legati all'associazione Camelopardalis OB1, che è 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 diventano molto ben evidenti nelle fotografie a lunga posa come dei tenui ma spessi drappi azzurri circondanti queste due stelle.

La nube vdB 14, in particolare, appare come un drappo allungato posto a sudest della supergigante azzurra HD 21291, la quale è anche nota con la sigla CS Camelopardalis, essendo infatti una variabile di tipo Alfa Cygni con escursioni di luminosità comprese fra 4,29 e 4,34.

La nube vdB 15 è invece più estesa e circonda completamente la stella HD 21389, anch’essa una supergigante azzurra di tipo Alfa Cygni, che presenta escursioni molto contenute fra le magnitudini 4,54 e 4,57 ed è nota anche come CE Camelopardalis.

Fra gli altri ammassi aperti della zona, sempre fortemente oscurati, vi è l’ostico Tombaugh 5, ostico non tanto per il suo contrasto quanto per la debole luminosità della gran parte delle sue componenti. Si trova poco più di 2 gradi a est della già citata stella HD 21389, visibile chiaramente anche a occhio nudo, e sebbene le sue componenti più luminose siano visibili anche con telescopi da 80 mm, la massima parte di queste ha magnitudine compresa fra 13 e 15 ed è pertanto difficile riconoscerci un ammasso con strumenti di diametro inferiore ai 250-300 mm; con strumenti di queste dimensioni l’ammasso diventa chiarissimo e perfettamente riconoscibile come tale, con anche un certo grado di concentrazione specialmente sul suo lato occidentale ed esteso per 17 minuti d’arco. Si tratta di un ammasso molto ricco, studiato solo di recente anche a causa del suo forte oscuramento; la sua età è di circa 200 milioni di anni ed è pertanto in fase evolutiva avanzata, privo di stelle di grande massa. La sua distanza è stimata sui 5700 anni luce ed è pertanto situato sul Braccio di Perseo; si tratta in effetti di uno di quegli oggetti che testimoniano l’esistenza di ricchi campi stellari galattici in direzione della Giraffa, al di là dei fortissimi banchi oscuri che ne mascherano la luminosità.

L’oggetto tuttavia più cospicuo situato nella parte meridionale della Giraffa è senza dubbio l’ammasso aperto NGC 1502, situato all’estremità sudoccidentale di una lunga e famosa concatenazione di stelle nota come 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 Camelopardalis, 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 alla già citata associazione Camelopardalis OB1, 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 già citate nebulose a riflessione vdB 14 e vdB 15.

Un cenno a parte meritano invece le due galassie Maffei 1 e Maffei 2, visibili direttamente a sud della Nebulosa Cuore (IC 1805). Si tratta di due galassie molto vicine al Gruppo Locale, che appaiono molto deboli soltanto perché vengono a trovarsi proprio al centro della cosiddetta “zona di evitamento”, ossia quella fascia di cielo occupata dal piano della Via Lattea dove non è quasi possibile osservare gli oggetti extragalattici a causa del forte oscuramento causato dalle polveri e dai gas galattici; la zona di evitamento presenta il massimo spessore in direzione del centro galattico, ma è presente anche lungo tutto il piano della Via Lattea, anche nella direzione opposta al suo centro, poiché vasti sistemi nebulosi sono presenti anche in questa direzione e anzi proprio la regione fra Perseo e Giraffa ne è una dimostrazione, dato che come visto anche l’osservazione degli stessi ammassi stellari situati a grandi distanze ne risulta fortemente penalizzata.

Il Gruppo di galassie Maffei 1 (conosciuto anche come Gruppo IC 342) è il gruppo di galassie più vicino al nostro Gruppo Locale: probabilmente un tempo ne faceva anche fisicamente parte, ma a un certo punto durante i primi stadi della sua formazione le sue galassie ne sono state espulse in seguito alla violenta interazione con la vicina Galassia di Andromeda (M31). L'elemento principale del gruppo è la galassia a spirale IC 342, ma il gruppo ha preso il nome dalla galassia ellittica gigante Maffei 1, che, insieme a Maffei 2, fu scoperta con filtri infrarossi nel 1968 dall'astronomo italiano Paolo Maffei (1926-2009). Entrambe le galassie si trovano vicino all'equatore galattico nella costellazione di Cassiopea nella zona d'ombra galattica e perciò risultano fortemente offuscate da polveri e gas sulle lunghezze d'onda visibili. Maffei 2 è una galassia a spirale barrata di media grandezza e luminosità, lontana circa 9 milioni di anni luce, mentre la distanza di Maffei 1 è stata stimata intorno ai 10 milioni di anni luce.

Nel dettaglio, Maffei 1 è una galassia ellittica, la galassia ellittica gigante più vicina alla Via Lattea. Inizialmente classificata come oggetto a emissione infrarossa e inclusa nel Catalogo Sharpless con la sigla Sh2-191, la sua natura di galassia ellittica è stata riconosciuta soltanto nel 1971, valutandola come un potenziale membro del Gruppo Locale. Dopo circa un ventennio di studi ne è stata esclusa l'appartenenza, arrivando a definire il nuovo gruppo di galassie che da essa prende nome. Può essere osservata solo con telescopi di diametro superiore ai 300 mm sotto un cielo ottimale, dove appare per altro come una macchia molto confusa in mezzo a dei ricchi campi stellari. Data la sua vicinanza, se non si trovasse in direzione del piano galattico, sarebbe una delle galassie più luminose e ben conosciute del cielo, visibile anche con un semplice binocolo 10x50 e forse anche ad occhio nudo, con un diametro apparente pari ai 3/4 della Luna piena. La sua classificazione nella sequenza di Hubble è E3, ossia una galassia ellittica intermedia leggermente schiacciata, con l’asse minore pari al 70% dell’asse maggiore; le sue dimensioni reali sarebbero, pur con qualche incertezza, pari a 75.000 anni luce, mentre la sua magnitudine assoluta è molto simile a quella della Via Lattea. Si ritiene che il suo nucleo abbia sperimentato una recente ondata di formazione stellare, come è testimoniato dalla presenza di idrogeno ionizzato nei suoi pressi. Data la sua natura di galassia ellittica, è lecito aspettarsi che possieda una grande popolazione di ammassi globulari, forse fino a un migliaio di oggetti; tuttavia, a causa del forte oscuramento, finora sono noti solo alcune decine di oggetti che sono stati catalogati come potenziali ammassi globulari molto massicci, visibili specialmente in direzione del suo nucleo. Maffei 1 possiede anche due galassie satelliti, catalogate come MB 1 e MB 2 e individuate nel 1995.

La compagna Maffei 2 è invece una galassia spirale intermedia attraversata da una barra centrale; è più debole della compagna ed è pertanto anche più difficile osservarla. Anche questa galassia è stata classificata inizialmente come un oggetto a emissione infrarossa, tanto da essere stata inclusa nel Catalogo Sharpless con la sigla Sh2-197. Possiede un nucleo brillante attraversato da una lunga barra, dalla cui estremità partono due bracci di spirale, di cui uno, quello meridionale, sembrerebbe essere molto più sviluppato.

L’intero gruppo di galassie cui appartengono si trova fra le costellazioni di Cassiopea e della Giraffa e quasi tutte giacciono proprio in direzione del piano galattico; fra le altre componenti di spicco del gruppo vi sono le due galassie Dwingeloo 1 e Dwingeloo 2, la prima una spirale barrata e la seconda irregolare e satellite della prima, entrambe situate in direzione del bordo meridionale della Nebulosa Anima (IC 1848). La loro distanza è stimata rispettivamente sui 9 e 10 milioni di anni luce. L’unica galassia di questo gruppo osservabile con facilità anche con telescopi più comuni è la IC 342, una spirale intermedia fra il tipo barrato e non barrato visibile quasi di faccia e distante 10,7 milioni di anni luce. Numerose altre galassie potrebbero far parte di questo gruppo, sebbene la loro appartenenza è incerta proprio a causa della loro grande difficoltà di studio; fra queste quasi tutte si trovano nella parte meridionale della Giraffa, nei pressi del piano galattico, oppure nella parte settentrionale di Perseo.


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