Differenze tra le versioni di "Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/L’Arco della Carena"

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Con un binocolo 20x80 è possibile godere di una visione d’insieme molto appagante: possono essere distinti 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 mm200mm 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.
 
==La Nebulosa della Carena e i dintorni==
[[File:Carina Nebula by Harel Boren (151851961, modified).jpg|300px|thumb|left|La Nebulosa della Carena è visibile anche aad occhio nudo ed è la nebulosa più brillante dell’intera volta celeste.]]
[[File:Keyhole in the Carina Nebula (eso0905a crop).jpg|300px|thumb|left|Dettaglio della nebulosa attorno alla stella Eta Carinae, che mostra la regione scura soprannominata “Buco della Serratura”.]]
[[File:Regioni celesti scelte - CarinaNebula.png|300px|thumb|left|Carta di dettaglio della Nebulosa della Carena.]]
[[File:IC2602large.png|300px|thumb|left|Le Pleiadi del Sud (IC 2602) è uno degli ammassi aperti più brillanti del cielo ed è già risolvibile a occhio nudo.]]
[[File:NGC 3114 DSS.jpg|300px|thumb|left|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 aad 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 120mm 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 siache reali, sono superiori a quelle della ben nota Nebulosa di Orione eed 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: nelle sue regioni centrali 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 aad un intenso fenomeno di formazione stellare. Osservazioni condotte invece su larga scala mostrano che questa nebulosa possieda 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 siache 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 eed 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 80mm 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 siache 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 80mm 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.
Circa 25’ a nordovest di questo complessi 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 80-100mm 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 intravedereintravvedere 2-3 stelle al limite della visibilità molto vicine alla già citata V399 Carinae, più altre tre più distanziate a ovest; telescopi da 80mm 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 ne 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 120-150mm. 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.
==Dalla Carena al Centauro==
 
La Via Lattea aad 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 aad 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 aad ovest, meno ricco e dominato da due stelle di ottava magnitudine, e quello aad est, dominato da una stella doppia di settima. A sudest è ben visibile la stella di quarta grandezza x Carinae. Attraverso un telescopio da 80mm 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 oltre 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 dal 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.
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 200mm 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, dominate da 5 stelle di magnitudine 9, per cui un telescopio di grande diametro (da 200mm 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 80mm 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 fotografia 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 stelle 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.
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 aad 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 aad 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 aad 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; quest’ultima conta una trentina di componenti stellari di grande massa; di queste, una quindicina sono stelle di classe O, in prevalenza sulla sequenza principale, e una decina sono di classe B, in prevalenza giganti e supergiganti. Si aggiungono infine alcune stelle massicce di classi diverse, come una supergigante gialla, una bianca e alcune supergiganti rosse.
 
'''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. Crucis 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 Crucis 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 aad 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 Serpentis 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 aad 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 150mm 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==
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 aad 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 80mm sono visibili una decina di stelle disposte in concatenazioni quasi parallele; un 150mm lo risolve completamente; con strumenti da 200mm 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 100-120mm 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.
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 aad 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; aad occhio nudo sono distinguibili alcune stelline minute aad 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 aad 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 aad 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 me un telescopio da 80-100mm, 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 aad occhio nudo nelle notti più oscure e nitide; la caratteristica principale è la divisione netta che intercorre fra l'arco di stelle visibile aad est, formato da tre stelle di quinta magnitudine più altre meno luminose, e il gruppo aad 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 80-100mm; 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 aad 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 150mm 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 200mm 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 siache 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.
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