Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/L'Arco di Cassiopea: differenze tra le versioni

Con un telescopio da 150mm150 mm di diametro è possibile risolvere in stelle buona parte degli ammassi di questa regione e inizia ad essere visibile anche qualche nebulosa; se poi la montatura permette di muovere lo strumento liberamente, come nel caso dei Dobson, vale la pena di esplorare alla cieca l’intera zona di cielo, che si mostra particolarmente ricca di campi stellari, con svariate concatenazioni molto ben marcate e tendenzialmente orientate in senso nordest-sudovest.

Una delle nebulose più interessanti e famose di questa regione galattica è la '''Sh2-155''', nota anche col nome Nebulosa Grotta per via della sua forma arcuata che ricorda l’antro di una cavità nella roccia. Può essere individuata circa 4° a SSE della stella ι Cephei, nei pressi di un campo molto ricco di stelle di magnitudine 7 e 8. Invisibile con piccoli strumenti, può essere notata con un telescopio da 200mm200 mm di diametro se la notte è particolarmente buona, sebbene con qualche difficoltà e limitatamente alla parte che contiene l’arco che delinea la “grotta”; un filtro UHC potrebbe essere d’aiuto in questo senso per aumentarne leggermente il contrasto. Nelle fotografie invece è molto ben evidente. Questa nebulosa appare come un insieme disomogeneo di parti brillanti e di nebulose oscure: la parte settentrionale è la meno oscurata e mostra nelle foto i caratteristici colori rossastri tipici delle regioni HII; la parte meridionale è invece interessata da locali oscuramenti ad opera di banchi di polveri non illuminate; in questa zona la nebulosa oscura più notevole, quella che conferisce alla nebulosa il suo aspetto di Grotta, si trova nell'angolo ad ovest. A breve distanza da questa vi è una piccola nebulosa a riflessione, nota come LBN 524, che circonda un gruppo di stelle di nona magnitudine. La distanza del complesso nebuloso è stimata sui 2400 anni luce.

Circa otto gradi a nord della stella Caph (β Cassiopeiae) si estende il vasto sistema nebuloso che comprende una zona centrale di forma più o meno triangolare nota con la sigla '''Ced 214''' e una fascia allungata a nord nota con la sigla '''NGC 7822'''; si trovano in un tratto di Via Lattea che appare fortemente oscurato da gas e polveri interstellari e assieme formano la regione di formazione stellare legata all’associazione Cepheus OB4, situata sul Braccio di Orione alla distanza di circa 2700 anni luce. Il complesso è apparentemente dominato da una stella arancione di magnitudine 5,68, nota come HD 225216; tuttavia questa non ne fa parte, trovandosi in primo piano alla distanza di 302 anni luce circa. Per poter osservare qualche dettaglio di questa nube complessa occorrono telescopi di diametro molto grande, essendo infatti fuori dalla portata della maggior parte degli strumenti in possesso degli appassionati, anche di grande apertura come i 300-400mm400 mm; in ogni caso, l’aiuto di filtri potrebbe rivelarsi utile. Nelle fotografie a grande campo invece appare ben evidente, soprattutto per quanto riguarda la struttura nastriforme che delimita il complesso a nord e che è più propriamente catalogata come NGC 7822. Al centro del complesso, nella sezione identificata come Ced 214, si trova il giovane ammasso aperto '''Berkeley 59''', visibile anche con un telescopio da 100mm100 mm come un piccolo e compatto gruppetto di stelle di magnitudine compresa fra la 9 e la 13 poco a nord della già citata HD 225216; fra le sue componenti ci sono nove stelle blu con classi spettrali comprese fra la O7 e la B3, fra le quali spicca, nella parte a nord dell’ammasso, BD+66 1673, una delle stelle più calde situate entro un raggio di 3000 anni luce dal Sole: si tratta di una binaria a eclisse (con sigla V747 Cephei) di magnitudine 10 in cui la stella primaria, di classe O5V, ha una temperatura superficiale pari a 45.000 K e una luminosità di 100.000 luminosità solari. L'intensa radiazione ultravioletta di queste stelle si rende responsabile della ionizzazione dei gas dell'intera nebulosa e produce un fronte di ionizzazione che si estende sulla superficie di due dense nubi molecolari vicine; la compressione che ne deriva destabilizza l'equilibrio delle nubi stesse, facendole collassare in più punti. Per questa ragione, il complesso di Ced 214 è un importante teatro per lo studio dei processi di formazione di stelle di piccola massa stimolati dall'azione delle vicine stelle di grande massa.

Sul bordo nordoccidentale del complesso, poco a nord della stella azzurra HD 223274 di magnitudine 5,05, si trova l’ammasso aperto '''NGC 7762''', che sebbene si trovi apparentemente legato alle nubi, si troverebbe a una distanza leggermente maggiore, sui 2900 anni luce. È un oggetto piuttosto ostico a causa della bassa luminosità delle sue componenti principali, di magnitudine 14 e 15; con un telescopio da 200mm200 mm di diametro appare come un leggero alone chiaro sotto cieli ottimali e in assenza di inquinamento luminoso, Per notare le sue stelle occorrono strumenti di almeno 300-350mm350 mm di diametro, con cui è anche possibile risolverlo in decine di componenti deboli. Si tratta di un ammasso piuttosto vecchio, con un’età che oscilla sui 2,5 miliardi di anni e dunque in nessun modo legato al complesso nebuloso; la metallicità delle sue componenti è simile a quella del Sole, con l’eccezione del bario, che appare meno abbondante in quest’ultimo. Alcuni studi lo mettono in relazione, come età all’ammasso NGC 6774, situato nel Sagittario a una distanza di circa 980 anni luce dal Sistema Solare.

'''NGC 7510''' è visibile a pochi minuti d’arco dalle zone centrali della nebulosa e a differenza di quest’ultima è discretamente visibile come una piccola macchia chiara anche con un binocolo 10x50, mentre ad alti ingrandimenti con un telescopio da 80mm80 mm di diametro, dove appare come un piccolo addensamento compatto di stelle di magnitudine 10 e 11 allungato in senso est-ovest; una risoluzione ottimale fino alle componenti di magnitudine 13 è possibile con telescopi da 150mm150 mm, mentre con diametri molto grandi si possono contare componenti fino alla magnitudine 15. Come parte dell’associazione Cassiopeia OB2, quest’ammasso è formato da stelle giovani e massicce, con un’età stimata inferiore ai 10 milioni di anni; la stella dominante sarebbe una gigante di classe spettrale O6.

L’ammasso '''Mrk 50''' è invece l’oggetto dominante nelle regioni centrali della nebulosa Sh2-157; le sue dimensioni sono racchiuse in appena due minuti d’arco ed è pertanto difficile da scorgere con un binocolo; a forti ingrandimenti è però visibile con un telescopio da 80mm80 mm, con cui si possono scindere alcune stelle di magnitudine 10. Un telescopio da 200mm200 mm di diametro, sempre con forti ingrandimenti, è in grado di mostrare fino a una dozzina di stelle fino alla magnitudine 13, molte delle quali disposte in coppia. Come visto, Mrk 50 è l’oggetto più giovane di questa regione, dove i processi di formazione stellare sono più recenti; quest'ammasso è composto da alcune stelle di grande massa molto vicine fra loro, fra le quali spicca HD 219460, una supergigante facente parte della classe delle Wolf-Rayet catalogata anche come WR 157: si tratta di una stella binaria la cui compagna secondaria è una gigante brillante di classe spettrale B1II, con un periodo orbitale di circa due giorni.

L’ammasso aperto '''NGC 7380''' invece è visibile anche direttamente all’osservazione visuale e appare dominato ad ovest da una stella doppia di magnitudine 7,6. Con un binocolo 10x50 la sua risoluzione è parziale e limitata a poche stelle, per altro sparse e facilmente confondibili coi campi stellari circostanti, mentre attraverso un telescopio da 100mm100 mm sono evidenti alcune decine di stelle fino alla magnitudine 12 formanti un blando addensamento; con uno strumento da 150mm150 mm di apertura è possibile rivelare tutte le sue componenti, compresa la già citata variabile DH Cephei, una delle sue componenti più studiate. L'ammasso contiene numerose stelle massicce, racchiuse in un diametro di circa 20 anni luce; il corpo principale ha una forma allungata, cui si connette una sorta di coda di stelle: quest'aspetto particolare potrebbe essere dovuto in parte al residuo della nube molecolare originaria da cui l'ammasso si è formato. Entrambi gli oggetti ricadono entro i confini della costellazione di Cefeo.

Proseguendo invece verso Cassiopea, a est di Sh2-157, si trova '''NGC 7635''', la famosa '''Nebulosa Bolla''', il cui nome è dato della sua caratteristica struttura quasi perfettamente circolare visibile sul suo lato meridionale. Con telescopi di grande apertura e a bassi ingrandimenti appare quasi nello stesso campo visivo del vicino ammasso aperto M52; tuttavia è da notare che questa nebulosa resta invisibile coi telescopi più diffusi presso gli appassionati, come quelli con 150mm150 mm o i 200mm200 mm di diametro. La sua caratteristica principale è una "bolla" di vuoto circondata da una nebulosa, ben evidente nelle foto a lunga posa, causata dal vento stellare della giovane stella centrale, di magnitudine 8,7 e distante da noi circa 11.000 anni luce. Questa stella è una gigante di colore blu, avendo classe spettrale O6III, è denominata SAO 20575 (o anche BD +60°2522) ed è uno dei membri più luminosi e massicci dell’associazione Cassiopeia OB2; il suo vento stellare raggiunge la velocità di 2000 km/s, mentre la sua intensa radiazione è responsabile della ionizzazione della nebulosa stessa, che emette luce propria.

A breve distanza, circa mezzo grado a nordest, si trova il famoso ammasso aperto '''M52''', indubbiamente uno degli oggetti più notevoli e facili dell’intero settore di Via Lattea. Si individua con molta facilità sia per la sua brillantezza, sia tramite il proseguimento dell'allineamento fra le stelle α Cassiopeiae e β Cassiopeiae, per la stessa distanza delle due stelle. È già ben visibile anche con un binocolo come un 8x30 o un 10x50, sebbene siano identificabili solo poche delle sue stelle membri, dominate da una stella giallognola di magnitudine 8,26, nettamente più luminosa delle altre, situata sul lato occidentale dell’ammasso; con un telescopio da 120-150mm150 mm di apertura sono invece già visibili fino a una cinquantina di componenti molto deboli e vicine fra loro fino alla magnitudine 13, mentre con un 250mm250 mm diventano oltre 150, fino alla magnitudine 14. M52 è un ammasso molto ricco e ben contrastato rispetto ai campi stellari di fondo grazie alla sua compattezza, con centinaia di stelle concentrate entro un diametro apparente di 12 minuti d’arco e una densità media stimata di circa 3 stelle per parsec cubico, che sale addirittura fino a 50 stelle per parsec cubico nella zona centrale. Per la sua distanza esatta esistono varie stime, che vanno dai 3900 ai 4900 anni luce, ma viene accettato un valore sui 4500 anni luce; queste differenze di valori sono dovute principalmente al forte assorbimento interstellare che la sua luce incontra nella nostra direzione, che complica notevolmente il raggiungimento di una stima precisa. Comunque sia, tutte queste stime lo collocano a una distanza nettamente inferiore rispetto ai complessi nebulosi visibili sull’Arco di Cassiopea e solo poche centinaia di anni luce al di là delle associazioni OB visibili in Cefeo e appartenenti al Braccio di Orione.

Il più notevole è '''NGC 7790''', grazie soprattutto al suo maggiore contrasto rispetto ai campi circostanti. Si può scorgere anche attraverso un binocolo 10x50, sebbene con qualche difficoltà, e appare come una macchia chiara di dimensioni ridotte e sicuramente non risolvibile in stelle; attraverso un telescopio da 100mm100 mm si scorgono alcune stelline su uno sfondo che permane nebuloso, due delle quali hanno rispettivamente magnitudine 10 e 11; con un telescopio da 150mm150 mm la risoluzione è quasi completa, mentre lo è del tutto con strumenti da 250mm250 mm e forti ingrandimenti, con cui si scorgono non più di una trentina di componenti fino alla magnitudine 14. NGC 7790 è un ammasso piccolo ma relativamente ricco situato a circa 9600 anni luce di distanza, corrispondente a una zona centrale del Braccio di Perseo, uno dei due bracci di spirale maggiori della Via Lattea, nei pressi dell'associazione OB Cassiopeia OB4. Anche accettando le stime con valori di distanza più grandi, ossia fino a 10.800 anni luce, l’ambiente galattico resta abbastanza simile, trovandosi fisicamente adiacente agli altri ammassi visibili nelle vicinanze, in particolare a NGC 7790 e Harvard 21. La sua età è stata stimata sui 60-80 milioni di anni al massimo. Al suo interno sono state identificate alcune stelle variabili, fra le quali spiccano ben tre variabili cefeidi; due di queste sono disposte in coppia e fanno parte di un sistema binario, così da aver ricevuto le designazioni CEa e CEb Cassiopeiae. L'altra delle tre è invece nota come CF Cassiopeiae.

A soli 15 minuti d’arco verso nordovest si trova '''NGC 7788''', che sembra leggermente più esteso solo perché nella sua direzione si osserva un gruppetto di stelle di magnitudine 9 non legate però fisicamente all’ammasso stesso. Con un binocolo 10x50 in effetti si apprezzano soltanto queste stelle di campo, più una leggera piccola macchia chiara fra di queste osservando con grande attenzione. Con un telescopio da 120mm120 mm è possibile notare alcune stelle di magnitudine dalla 11 alla 13 su un fondo che però appare ancora debolmente nebuloso. Strumenti maggiori ne consentono una completa risoluzione fino alla magnitudine 14. NGC 7788 appare come un ammasso piuttosto concentrato, anche se relativamente povero di stelle, specie se confrontato con altri ammassi vicini; una stella di magnitudine 9,55, relativamente brillante se confrontata con le componenti reali, rende più difficoltoso distinguere le stelle delle sue regioni centrali. Al suo interno sono state identificate diverse stelle di pre-sequenza principale, che si presentano distribuite in modo uniforme, senza evidenze di concentrazione. Uno studio del luglio 2013 basato sulla fotometria di 113 stelle membri ha permesso di definire una distanza di 7800 anni luce e un'età di 93 milioni di anni.

'''Harvard 21''' è invece piuttosto difficile da inquadrare, perché è poco concentrato e si confonde facilmente coi ricchi campi stellari di fondo; le sue componenti più luminose sono di magnitudine 11 e formano un piccolo trapezio invisibile sia con binocoli 10x50 che con piccoli telescopi da 60-70mm70 mm di apertura. L’assenza di concentrazione invece lo rende di difficile osservazione anche con telescopi in grado di risolverlo completamente, come i grandi riflettori da 250mm250 mm e oltre.

Altri ammassi aperti si osservano nei dintorni, sebbene siano più difficili ancora da individuare: più a nord vi è '''King 12''', formato da alcune stelle di magnitudine 12 e 13 la cui visione è disturbata da una stella di magnitudine 10 posta in primo piano; '''Berk 58''', situato a sudest di NGC 7790 e visibile con telescopi da oltre 250mm250 mm di diametro come un discreto addensamento di stelle di magnitudine 14 e 15 abbastanza ben contrastato; infine, separato rispetto alla catena delineata da questi ammassi, vi è '''Florov 1''', blando e molto difficile da staccare da fondo cielo.

Fra questi, il più notevole è probabilmente '''NGC 129''', situato quasi esattamente a metà strada fra le brillanti stelle β e γ Cassiopeiae; la sua caratteristica più evidente anche attraverso un binocolo è un piccolo triangolo di stelle di magnitudine 8 e 9, situate proprio al centro dell'ammasso. Attraverso un telescopio da 120mm120 mm di apertura è possibile scorgere alcune decine di stelle sparse fino alla magnitudine 12, formanti un addensamento poco risaltato rispetto ai campi stellari circostanti, di per sé molto ricchi; con telescopi da 200mm200 mm di apertura la risoluzione è ottimale già a bassi ingrandimenti. Quest'ammasso risulta essere studiato estensivamente per via della presenza al suo interno di alcune variabili cefeidi, in particolare per la coppia di stelle costituenti il sistema binario noto come DL Cassiopeiae; con una magnitudine media attorno a 8,84 è di fatto la stella più luminosa dell'ammasso, tuttavia le sue pulsazioni la fanno oscillare fra le magnitudini 8,64 e 9,26. La curva della sua oscillazione fa ritenere che si tratti di una binaria spettroscopica. Oltre a questa sono note altre quattro stelle che mostrano segni di variabilità. L’età dell’ammasso è relativamente giovane ed è stimata sui 77 milioni di anni; indice di ciò è anche la presenza di alcune stelle massicce di classe spettrale B. Dista circa 5300 anni luce.

Poco più di un grado a nord si trova il piccolo ammasso '''NGC 103''', la cui sigla non va confusa con quella del più appariscente ammasso M103, situato sempre in Cassiopea una decina di gradi più ad est; giace in un ricco campo stellare ed è circondato da numerosi altri piccoli ammassi aperti. Non è apprezzabile attraverso un binocolo 10x50 se non con difficoltà, sia per via delle sue ridotte dimensioni che per la sua luminosità; con un telescopio da 120mm120 mm è possibile notarlo come una macchia chiara molto pallida su cui si sovrappongono alcune deboli stelline. Una buona risoluzione in stelle è possibile soltanto con uno strumento da almeno 200mm200 mm di apertura, attraverso cui sono evidenti alcune decine di stelle fino alla magnitudine 13, molte delle quali disposte lungo un allineamento in senso nord-sud. NGC 103 è un ammasso aperto moderatamente ricco e di ridotte dimensioni, assai poco studiato; la sua distanza è stimata attorno ai 9900 anni luce e potrebbe trovarsi nei pressi dell'associazione OB Cassiopeia OB4. A questa distanza, le sue dimensioni reali sono pari a circa 5,9 anni luce; la presenza di componenti azzurre di classe spettrale B è indice della giovane età delle sue stelle. Studi fotometrici hanno premesso di individuare oltre un centinaio di componenti reali, fra le quali vi sono alcune stelle variabili.

Circa mezzo grado a NNW della stella κ Cassiopeiae si trova una coppia di deboli ammassi che tuttavia possono essere distinti senza troppe difficoltà osservando con telescopi di grande diametro. Il primo di questi è '''NGC 133''', in realtà individuabile anche con strumenti di 80mm80 mm come una piccola sequenza di stelle di magnitudine 9 molto vicine fra loro; ingrandimenti spinti lo mostrano come un gruppo di meno di una decina di stelle fino alla magnitudine 11 disposte a formare una sorta di Y con la gambetta rivolta verso nord. NGC 133 è un ammasso aperto poco appariscente e di debole concentrazione, nonché scarsamente studiato; la sua distanza è stimata attorno ai 2100 anni luce ed è quindi situato all'interno del Braccio di Orione, più o meno in direzione della parte meridionale dell'associazione Cepheus OB4. La sua età è molto giovane ed è stimata sui 10 milioni di anni; indice di ciò è anche la presenza di alcune stelle massicce di classe spettrale B. Spesso, proprio a causa della sua bassa concentrazione, è stato considerato un asterismo piuttosto che un reale ammasso aperto, formato da sole cinque stelle e comprendente la stella doppia BD+6293, la cui primaria ha classe spettrale B3; studi fotometrici e di moto proprio hanno messo in evidenza che in realtà in questa direzione sembrerebbe esserci realmente un ammasso, formato forse da una ventina di componenti, di cui 13 fino alla magnitudine 14,5.

'''NGC 146''' è ancora più difficile da individuare, sebbene si trovi a soli 11 minuti d’arco dal precedente; le sue componenti più luminose infatti sono di magnitudine 11. La sua risoluzione è possibile attraverso un telescopio da 120 o 150mm150 mm di apertura, ma appare come un debole addensamento di forma leggermente allungata in senso est-ovest. Stime sulla sua distanza variano da 9900 anni luce fino a 11.400 anni luce; in ogni caso, è evidente che la vicinanza all’ammasso NGC 133 è solo apparente. La sua età risulta essere piuttosto giovane, dell'ordine dei 10 milioni di anni al massimo, come è anche ben evidente dalla presenza di numerose stelle di classe spettrale B di sequenza principale e dall'assenza di supergiganti evolute, oltre che dall'esistenza di una popolazione di stelle di pre-sequenza principale; fra le sue stelle più massicce vi sono due stelle Be di Herbig.

A metà strada fra le stelle γ e κ Cassiopeiae, in direzione di un campo stellare molto ricco di stelle deboli, si trova '''NGC 225'''. Può essere individuato anche con un binocolo 10x50, attraverso cui si presenta come una macchia chiara nella quale sono evidenti diverse stelle poco appariscenti; con un telescopio da 100mm100 mm si notano una ventina di componenti fino alla magnitudine 11 ben separate fra loro e disperse su un diametro di 12'. I campi stellari verso nord appaiono fortemente oscurati da dense nubi di polveri; nelle foto a lunga esposizione si evidenzia in questa direzione la nebulosa a riflessione vdB 4. NGC 225 è un ammasso aperto poco concentrato la cui distanza è stimata attorno ai 2100 anni luce, in una zona interna al Braccio di Orione a breve distanza dall'ammasso NGC 133 e dalla regione di Cepheus OB4; lungo la sua linea di vista si estende un sistema di nebulosità situate in primo piano, su cui spiccano la nebulosa oscura LDN 1297 e la nebulosa a riflessione vdB 4. La sua età è stimata sui 120-130 milioni di anni al massimo ed è limitata verso l'alto dalla presenza di una stella di classe spettrale B6.5 ancora nella fase di sequenza principale; sono note 28 componenti fino alla magnitudine 16,1, cui si aggiunge una possibile stella fuggitiva. La massa totale dell'ammasso è stimata fra le 59 e le 88 masse solari.

Un’altraUn'altra stella notevole è la '''γ Cassiopeiae''', che porta anche il nome proprio '''Cih''' (o '''Tsih'''). Si tratta di una variabile eruttiva, con cambiamenti irregolari della sua luminosità tra le magnitudini 2,15 e 3,40, ed è il prototipo delle stelle variabili Gamma Cassiopeiae. La magnitudine media di questa stella è stata di 2,2 nel 1937, 3,4 nel 1940, 2,9 nel 1949, 2,7 nel 196, mentre attualmente è circa 2,15. Negli anni dal 1935 al 1940 la sua luminosità è variata dalla magnitudine 1,6 alla 3,0, con il massimo avvenuto nell'aprile del 1937. Alla massima luminosità γ Cassiopeiae è la stella più luminosa della costellazione. La sua distanza è di circa 550 anni luce.

Circa un grado e mezzo a nordest di γ Cassiopeiae si trova il debole ammasso '''NGC 366''', le cui componenti più brillanti sono solo di magnitudine 11; individuarlo può risultare difficoltoso, in quanto si presenta come un piccolissimo addensamento di stelle parzialmente risolvibile anche con telescopi da 200-250mm250 mm, sul bordo di un campo stellare molto ricco. Oltre alle tre stelle di magnitudine 11, le restanti componenti sono solo di magnitudine 14 e 15. Si tratta di un ammasso poco studiato, la cui distanza è stimata sui 5800 anni luce.

'''NGC 436''' è ben più facile da individuare, sebbene non sia comunque un ammasso luminoso; è visibile poco meno di due gradi a sudovest di δ Cassiopeiae e si può individuare con un telescopio da 120mm120 mm come una piccola macchietta risolvibile con difficoltà dominato da alcune stelle di magnitudine 11. Molte delle sue componenti sono però di magnitudine 13 e per risolverlo bene occorrono strumenti da 200-250mm250 mm. Si tratta di un ammasso relativamente compatto, formato da alcune decine di componenti, con un’età stimata sui 63 milioni di anni; la sua distanza è stimata sugli 8500 anni luce, venendosi così a trovare in una regione esterna del Braccio di Perseo.

'''NGC 457''' ('''C13'''), soprannominato '''Ammasso Civetta''' per via del suo aspetto, è uno degli ammassi più famosi di Cassiopea. È un ammasso di facile individuazione e osservazione; si trova quasi 2 gradi a sud della stella δ Cassiopeiae (Ruchbah) ed è visibile anche con un binocolo 10x50 o, meglio, 15x80, attraverso i quali si presenta già parzialmente risolto in stelle. Un telescopio da 150mm150 mm è tra i migliori strumenti per l'osservazione di quest'oggetto celeste, che alle latitudini medie boreali si presenta circumpolare; già a bassi ingrandimenti è un oggetto ben risolto che occupa buona parte del campo visivo. Strumenti di apertura superiore permetteranno di notare che molte delle sue componenti più luminose, tra le quali la stella φ Cassiopeiae, sul bordo meridionale dell'ammasso, sono doppie. Si tratta di un ammasso dall’aspetto molto caratteristico: la sua forma particolare lo ha reso noto con il nome di Ammasso Civetta: infatti è dominato da due stelle di sesta magnitudine (una delle quali è φ Cassiopeiae), da cui parte una concatenazione di astri che ricordano bene le ali di un uccello in volo; le due stelle di sesta sono gli "occhi" della civetta. In realtà, le stelle più brillanti dell'ammasso, come φ Cassiopeiae, sarebbero molto più vicine a noi, e si mostrano in direzione dell'ammasso per un effetto prospettico. NGC 457 è composto da una sessantina di componenti stellari accertate fino alla quattordicesima magnitudine e dista dal Sole quasi 8000 anni luce. Come la gran parte degli ammassi brillanti situati in direzione di Cassiopea, anche questo presenta un'età piuttosto giovane, stimata attorno ai 21 milioni di anni. Nella sua direzione sono note diverse decine di stelle variabili, molte delle quali sono in realtà fisicamente separate dall'ammasso; fra le variabili accertate come appartenenti a NGC 457 vi è la V466 Cassiopeiae, una gigante rossa evoluta appartenente alla classe delle variabili pulsanti, e V765 Cassiopeiae, una binaria a eclisse di classe spettrale B5, cui se ne aggiungono altre quattro con diversi gradi di probabilità di appartenenza. Fra le stelle situate sulla stessa linea di vista ma sicuramente non appartenenti all'ammasso, vi sono diverse variabili cefeidi e alcune variabili RR Lyrae.

Molto più piccolo ma ugualmente appariscente è '''NGC 559''' ('''C8'''); si individua 2,5 gradi a WSW della stella ε Cassiopeiae (Segin) e appare come un piccolissimo e concentrato gruppo di stelline, le più brillanti delle quali sono di magnitudine 10. La magnitudine complessiva dell'ammasso è invece pari a 9,5, rendendolo un po' difficile da scorgere con un semplice binocolo; attraverso un telescopio da 150mm150 mm è possibile iniziarne una risoluzione soddisfacente, che si completa comunque con strumenti di 200-250mm250 mm di apertura. L'ammasso appare discretamente compatto e ricco, con dei bordi irregolari, e contiene circa 150 stelle, una quarantina delle quali sono di dodicesima grandezza; la sua distanza è stimata attorno ai 4100 anni luce e appare molto concentrato, con un diametro spaziale di circa 10 anni luce. Le componenti più massicce, con una massa pari o superiore a 1,4 masse solari appaiono più concentrate nelle regioni centrali rispetto alle stelle meno massicce, mostrando così tracce evidenti di segregazione di massa. Poco a nordovest dell'ammasso è presente un resto di supernova, indicato con la sigla G127.1+0.5: quest'oggetto, che possiede una forma quasi perfettamente sferica ed emette onde radio, è stato studiato allo scopo di determinare eventuali legami con l'ammasso; se i due oggetti sono legati, tale resto si estenderebbe per oltre 50 anni luce di diametro. Tuttavia, una correlazione fra i due oggetti sembra essere improbabile, dato che il resto di supernova sembra avere un'età di 18.000 anni, ossia 100.000 volte più giovane dell'ammasso, che secondo alcune stime avrebbe invece un'età stimata in 1,8 miliardi di anni. Uno studio del 2002 basato su indagini fotometriche fornisce tuttavia un'età dell'ammasso pari a 400 milioni di anni, decisamente inferiore alle stime precedenti.

'''NGC 609''' si individua due gradi a WNW della stella ε Cassiopeiae; è estremamente debole, ma essendo anche piuttosto compatto è visibile anche con strumenti da 150mm150 mm come una macchia indistinta e nebulosa estesa per due minuti d’arco, tuttavia irrisolvibile. La sua componente più luminosa è di magnitudine 13,8, mentre tutte le altre hanno magnitudine dalla 15. Sebbene non sia considerato un ammasso ricco, è molto ben definito e contrastato, grazie all’assenza di campi stellari importanti nei dintorni; la regione di cielo in cui si trova è infatti fortemente oscurata. La sua distanza è stimata sui 10.000 anni luce almeno ed è pertanto anche al di là del Braccio di Perseo; si tratta di un ammasso di età avanzata, stimata sui 200 milioni di anni, e intrinsecamente luminoso, le cui componenti principali avrebbero una magnitudine assoluta pari a -0,5. Il suo diametro reale sarebbe pari a 9 anni luce.

Molto più brillante, anche se meno ricco, è l’ammasso '''NGC 637''', visibile poco più di un grado a WNW di ε Cassiopeiae; si individua anche con strumenti da 80mm80 mm, con cui appare come una piccola macchietta su cui si risolvono tre stelline di magnitudine 10. Con strumenti da 150mm150 mm la risoluzione è completa, in particolare a forti ingrandimenti. Si tratta di un ammasso molto giovane, la cui età è stimata sui 5-15 milioni di anni; la sua distanza è di oltre 7000 anni luce e viene dunque a trovarsi in una regione remota del Braccio di Perseo, mentre il suo diametro reale è stimato sui 10 anni luce.

'''NGC 654''' si individua 2,5 gradi a nordest della stella δ Cassiopeiae, sulla linea che la congiunge a ε Cassiopeiae; è un ammasso di dimensioni molto piccole, individuabile solo con un 20x80 o un piccolo telescopio. Le componenti principali si trovano nella parte meridionale, e sono una supergigante gialla di magnitudine 7,3 (HD 10494) e una supergigante blu di 9,6, catalogata come HIP 8074 e circondata dalla nebulosa a riflessione vdB 6. Le restanti non raggiungono la magnitudine 10 e possono essere osservate con strumenti da almeno 100-120mm120 mm di apertura. L'ammasso contiene una sessantina di stelle, fra le quali ve ne sono diverse di pre-sequenza principale; queste sembrano avere un'età di circa 10 milioni di anni o anche meno, mentre le restanti stelle dell'ammasso hanno un'età che si aggira sui 15-20 milioni di anni, e ciò sarebbe indice del fatto che la formazione stellare sarebbe andata avanti anche dopo la formazione delle stelle principali dell'ammasso. Le componenti con massa pari o superiore a 1,7 masse solari, ossia, in questo caso, una magnitudine apparente pari a 17, avrebbero invece già raggiunto la fase di sequenza principale. Il mezzo interstellare all'interno di NGC 654 appare particolarmente vuoto, come testimoniato dallo scarso arrossamento osservato nelle stelle centrali dell'ammasso, a differenza di quelle poste nelle regioni periferiche; ciò farebbe pensare che i gas residui sarebbero stati spazzati via o dall'azione del forte vento stellare delle stelle più massicce, oppure dall'esplosione di una supernova. L'ammasso e la nebulosa associata vdB 6 fanno parte dell'associazione OB Cassiopeia OB8, che si estende in direzione del settore più centrale della costellazione di Cassiopea; con una distanza stimata sui 7900 anni luce, viene a trovarsi nel Braccio di Perseo fra le vicine associazioni Cassiopeia OB1 e Perseus OB1.

A breve distanza si trova anche '''NGC 659''', circa 2° e 20' a ENE della stella δ Cassiopeiae. È facilmente individuabile anche con un binocolo 10x50, dove appare come una macchia chiara non risolvibile in stelle; con un telescopio da 120mm120 mm di apertura e medi ingrandimenti è possibile scorgere alcune componenti di magnitudine 11, su cui domina una stella di magnitudine 10,55. Con strumenti da 200mm200 mm la risoluzione è pressoché completa. NGC 659 è un ammasso aperto di piccole dimensioni e piuttosto concentrato; la sua distanza è stimata attorno ai 6300 anni luce e giace sul Braccio di Perseo, a breve distanza da alcune brillanti associazioni OB, in particolare Cassiopeia OB8 e Cassiopeia OB1. Secondo altre stime tuttavia la distanza di quest'ammasso va ricondotta fino a quasi 16000 anni luce; se queste ultime stime sono corrette, NGC 659 verrebbe a trovarsi sul Braccio del Cigno, in una zona remota e periferica della Via Lattea. La sua età è stimata sui 35 milioni di anni ed è dunque piuttosto giovane.

Infine, '''NGC 663''' ('''C10''') si individua due gradi a nordest di δ Cassiopeiae; è visibile con un binocolo 10x50 come un alone chiaro circondato su quattro lati da stelle di ottava e nona magnitudine. Per risolvere la parte centrale dell'oggetto occorrono strumenti più potenti, in grado di rilevare stelle di undicesima e dodicesima magnitudine; con un telescopio amatoriale da 100-120mm120 mm è possibile risolverlo completamente e già a 70x si evidenziano diverse decine di componenti. Con strumenti ancora maggiori la risoluzione è ottimale e le componenti appaiono anche abbastanza separate. L'ammasso conta un centinaio di componenti; le stelle più luminose si concentrano sul lato nord, in particolare due stelle di ottava grandezza e due di nona, da cui partono due "grappoli" distinti di stelle meno appariscenti. Nelle sue regioni centrali sono presenti alcune stelle variabili di classe spettrale B; queste stelle si pensa che ruotino ad alta velocità e che possiedano una forma schiacciata ai poli, similmente a come si verifica per Vega e per Achernar. Una di queste componenti è anche una sorgente di raggi X, il che potrebbe indicare una relazione con una stella di neutroni. Fra le stelle di NGC 663 sono note alcune variabili, fra le quali una binaria a eclisse di tipo EA e una di tipo EB, una variabile Beta Cephei, e diverse stelle di classe spettrale B con forti linee di emissione; a queste si aggiungono due variabili RR Lyrae, le quali sarebbero però stelle di campo probabilmente non legate fisicamente all'ammasso. Entro un raggio di 30' dal centro dell'ammasso sono note 25 stelle Be, fra le quali alcune presentano una lieve variabilità. NGC 663 fa parte dell'associazione OB Cassiopeia OB8. L'età media dell'ammasso è stata stimata attorno ai 13-15 milioni di anni, sebbene alcune stime indichino età leggermente maggiori, attorno ai 20-25 milioni di anni.