Guida alle costellazioni/Aquario, Balena e il Polo Galattico Sud/Aquario

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Aquario, Balena e il Polo Galattico Sud

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Pesce Australe

La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti
Parte II - Le 88 costellazioni
Parte III - Carte stagionali
Appendici
Dettagli costellazione
Nome latino Aquarius
Genitivo del nome Aquarii
Abbreviazione ufficiale Aqr
Area totale 980 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21 15 ottobre
Stelle più luminose della mag. 3,0 2
Stelle più luminose della mag. 6,0 101

Stelle più luminose
Sigla Nome Magn.
β Aquarii Sadalsuud 2,90
α Aquarii Sadalmelik 2,95
δ Aquarii Skat 3,27
ζ1 Aquarii Sadaltager 3,65
c2 Aquarii 3,68
λ Aquarii Hydor 4,73
ε Aquarii Al Bali 4,78
γ Aquarii Sadalchbia 5,86

L'Aquario, scritto talvolta anche Acquario, è una costellazione dello zodiaco, oltre che una delle più antiche costellazioni conosciute; si trova fra il Capricorno a sudovest e i Pesci a nordest.

Caratteristiche[modifica]

L'Aquario è una costellazione di grandi dimensioni, attraversata dal Sole da fine febbraio a metà marzo; è formata da un vasto insieme di stelle poco luminose, specialmente nella parte orientale, caratteristica che avrebbe suggerito l'idea di un'autentica "cascata" di stelline, che in effetti rappresentano l'acqua che scende a fiotti da un'urna. La parte più settentrionale della costellazione giace sull'equatore celeste, mentre gran parte di essa si trova nell'emisfero australe; nonostante ciò, è osservabile con facilità da quasi tutte le aree popolate della Terra. Nell'emisfero nord è una figura tipica dei cieli autunnali, mentre a sud dell'equatore la sua presenza nel cielo dopo il tramonto indica l'avvicinarsi della stagione estiva.

L'Aquario contiene stelle relativamente poco luminose nonostante la sua estensione, le più brillanti delle quali sono dislocate nella parte nordoccidentale; la parte sudorientale viene a trovarsi al centro di una regione di cielo povera di stelle appariscenti, così dalle aree urbane appare come una zona di cielo "vuota". Sotto un cielo buio sono invece osservabili fino a un centinaio di stelle deboli, per lo più di quinta grandezza, molte delle quali disposte in concatenazioni non rettilinee di tre.

Dall'Aquario si originano due sciami meteorici: le Eta Aquaridi (4 maggio) e le Delta Aquaridi (28 giugno), entrambi composti da circa 20 meteore all'ora.

Nelle carte celesti l'Aquario è un giovanetto che versa acqua da una brocca, anche se nel suo Fasti Ovidio sostenne si trattasse di una mistura di acqua e nettare, la bevanda degli dèi. Il liquido va a finire in bocca al Pesce Australe. La credenza più popolare identifica questo personaggio con Ganimede, che era ritenuto il più bel ragazzo esistente sulla faccia della Terra. Era il figlio del re Troo, da cui Troia prese il nome. Un giorno, mentre Ganimede faceva la guardia alle pecore del padre, Zeus si invaghì del pastorello e si lanciò sulla pianura di Troia sotto forma di aquila, ghermì Ganimede e se lo portò sull'Olimpo (o, secondo un'altra versione, mandò un'aquila vera e propria a fare il lavoro per lui). L'Aquila è ricordata nella costellazione vicina.

Secondo un'altra versione del mito, Ganimede fu prima rapito da Eos, la dea dell'aurora, che aveva una passione per i giovanetti, e solo in un secondo tempo Zeus glielo rubò. Ganimede divenne il mescitore di vino degli dèi, colui che dispensava il nettare dalla sua coppa, con grande fastidio della moglie di Zeus, Era. Robert Graves racconta che questo mito divenne molto popolare nell'antica Grecia e a Roma dove fu ritenuto un significativo avallo divino dell'omosessualità. La corruzione latina del nome Ganimede, Catemitus, diede origine alla parola «catamite», che indica un ganimede, un amasio. Mito di poca consistenza questo dell'Aquario, probabilmente a causa del fatto che i Greci hanno voluto imporre una loro storia a una costellazione di provenienza straniera. Sembra infatti che la costellazione dell'Aquario originariamente rappresentasse il dio egiziano del Nilo.

Molte delle stelle dell'Aquario hanno nomi che iniziano con «Sad». In arabo antico, sa'd significa «fortuna». Alfa dell'Aquario si chiama Sadalmelik, da sa'd al-malik, tradotta solitamente come «le stelle fortunate del re». Beta dell'Aquario si chiama Sadalsuud, da sa'd al-su'ud, che dovrebbe significare «la più fortunata delle fortunate». Gamma dell'Aquario è Sadalchbia, da sa'd alakhbiya, con il possibile significato di «stelle fortunate delle tende». L'esatto significato di questi nomi è andato perduto anche presso gli Arabi, secondo quanto sostiene l'esperto tedesco di nomi di stelle, Paul Kunitzsch.

Stelle doppie[modifica]

Principali stelle doppie
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Separazione
(secondi d'arco)
Colore
A. R.
Dec.
A B
1 Aquarii AB 20h 39m 25s +00° 29′ 11″ 5,44 12,3 59,7 ar + b
1 Aquarii AC 20h 39m 25s +00° 29′ 11″ 5,44 12,5 69,8 ar
12 Aquarii 21h 04m 05s -05° 49′ 23″ 5,89 7,31 2,7 g + b
β Aquarii AB 21h 31m 34s -05° 34′ 16″ 2,91 10,8 36,5 ar + b
β Aquarii AC 21h 31m 34s -05° 34′ 16″ 2,91 11,5 58,5 ar + b
41 Aquarii 22h 14m 18s -21° 04′ 29″ 5,32 6,9 5,1 ar + v
53 Aquarii 22h 26m 35s -16° 44′ 33″ 6,35 6,57 3,3 g + g
ζ1 Aquarii 22h 48m 50s -00° 01′ 12″ 4,42 4,59 1,8 g + g
94 Aquarii 23h 19m 07s -13° 27′ 17″ 5,08 7,5 13,9 g + ar
HD 220436 23h 23m 45s -08° 27′ 36″ 7,1 8,1 4,0 ar + b
107 Aquarii 23h 46m 01s -18° 40′ 42″ 5,65 6,65 6,6 g + g

La costellazione dell'Aquario abbonda di stelle doppie, grazie al gran numero di stelle visibili, molte delle quali sono risolvibili anche con piccoli strumenti; altre ancora sono invece disposte a formare coppie o terzetti risolvibili con facilità anche a occhio nudo.

Fra i terzetti visibili a occhio nudo vi sono ψ1 - ψ2 - ψ3 Aquarii, non lontano dal confine coi Pesci, ω1 - ω2 Aquarii e una terza stella di quinta grandezza, sul confine con la Balena, più b1 -b2 -b3 Aquarii, nella parte meridionale verso lo Scultore. In tutti i casi si tratta di stelle di magnitudine compresa fra la 4 e la 5.

La stella più semplice da risolvere è la β Aquarii; si tratta in realtà di un sistema a tre astri, dove la primaria è una gigante arancione di magnitudine 2,91, mentre le compagne sono di decima e undicesima grandezza, dunque visibili almeno con dei piccoli telescopi.

La 1 Aquarii è un'altra stella tripla, composta da un astro arancione di quinta magnitudine e due di dodicesima, anche in questo caso separabili con facilità con un piccolo telescopio.

Il sistema di 41 Aquarii è composto invece da due stelle di quinta e sesta grandezza, separate da 5".

La stella 94 Aquarii è più facile della precedente; la primaria è di quinta magnitudine e la secondaria è di settima, ma sono separate da quasi 14".

Stelle variabili[modifica]

Principali stelle variabili
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Periodo
(giorni)
Tipo
A. R.
Dec.
Max. Min.
R Aquarii 23h 43m 49s -15° 17′ 04″ 5,8 12,4 389,96 Mireide
S Aquarii 22h 57m 07s -20° 20′ 36″ 7,6 15,0 279,27 Mireide
T Aquarii 20h 49m 56s -05° 08′ 47″ 7,2 14,2 202,10 Mireide
V Aquarii 20h 46m 49s +02° 26′ 15″ 7,6 9,4 244: Semiregolare pulsante
W Aquarii 20h 46m 25s -04° 05′ 01″ 8,4 14,9 381,10 Mireide
X Aquarii 22h 18m 39s -20° 54′ 04″ 7,51 14,8 311,65 Mireide
Y Aquarii 20h 44m 25s -04° 50′ 01″ 8,4 15,3 382,34 Mireide
DV Aquarii 20h 58m 42s -14° 28′ 59″ 5,89 6,25 1,5755 Eclisse
DX Aquarii 22h 02m 26s -16° 57′ 52″ 6,37 6,78 0,9450 Eclisse
EP Aquarii 21h 46m 32s -02° 12′ 46″ 6,37 6,82 55: Semiregolare
ER Aquarii 23h 05m 26s -22° 29′ 13″ 7,14 7,81 - Irregolare
IQ Aquarii 20h 49m 17s -00° 33′ 48″ 6,02 6,58 - Semiregolare pulsante
λ Aquarii 22h 52m 37s -07° 34′ 47″ 3,70 3,80 - Irregolare
ο Aquarii 22h 03m 19s -02° 09′ 19″ 4,68 4,89 - Gamma Cassiopeiae
π Aquarii 22h 25m 17s +01° 22′ 39″ 4,42 4,70 - Gamma Cassiopeiae
χ Aquarii 23h 16m 51s -07° 43′ 35″ 4,90 5,06 - Irregolare

L'Aquario contiene un gran numero di stelle variabili, molte delle quali visibili anche con piccoli strumenti essendo le loro variazioni molto ampie oppure piuttosto luminose.

Fra le Mireidi spicca R Aquarii, una stella dal colore rosso vivo che in oltre un anno oscilla fra la quinta e la dodicesima magnitudine; questa stella è circondata da un involucro gassoso in espansione di forma lenticolare, catalogato come Ced 211, formato da materiale espulso dalla stella circa sette secoli fa. Fra le altre Mireidi vi è la T Aquarii, che in 202 giorni oscilla fra la settima e la quattordicesima grandezza; la X Aquarii ha oscillazioni molto simili in termini di ampiezza, ma il periodo è di 312 giorni circa.

Fra le variabili a eclisse la più notevole è la DV Aquarii, che oscilla fra la quinta e la sesta grandezza in 1,6 giorni.

Fra le variabili irregolari, spiccano due variabili Gamma Cassiopeiae, entrambe di quarta magnitudine, ο Aquarii e π Aquarii; altre variabili irregolari solo la λ Aquarii e la χ Aquarii, rispettivamente di terza e di quinta grandezza.

Oggetti del profondo cielo[modifica]

Principali oggetti non stellari
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Tipo Magn.
Dimensioni
(primi d'arco)
Nome proprio
A. R.
Dec.
M72 20h 53m 28s -12° 32′ : Ammasso globulare 9,3 5,9
M73 20h 58m 54s -12° 38′ : Asterismo 8,9 9,6
NGC 7009 21h 04m 11s -11° 22′ : Nebulosa planetaria 12,8 25 Neb. Saturno
M2 21h 33m 27s -00° 49′ : Ammasso globulare 6,3 16
NGC 7293 22h 29m 39s -20° 50′ : Nebulosa planetaria 7,6 25 Neb. Elica
NGC 7606 23h 19m 05s -08° 29′ : Galassia 10,8 5,8
NGC 7727 23h 39m 54s -12° 18′ : Galassia 10,8 4,7 x 3,5
Il piccolo e facilmente osservabile asterismo M73 ripreso dal 2 Micron All Sky Survey (2MASS).
L’ammasso globulare M2, di fatto l’oggetto più cospicuo dell’intera costellazione, facilmente visibile anche con piccoli strumenti.
L’ammasso globulare M72 è uno dei meno appariscenti fra tutti gli oggetti del catalogo di Messier.
La Nebulosa Elica (NGC 7293) è una delle nebulose planetarie più famose e fotografate del cielo, nonostante la sua luminosità superficiale sia piuttosto bassa.
La Nebulosa Saturno (NGC 7009), debole e di piccole dimensioni, ma famosa per via del suo aspetto.
La galassia spirale NGC 7606 è una delle più luminose a facilmente osservabili della costellazione.

Sebbene la densità di oggetti del profondo cielo cospicui sia relativamente bassa, le grandi dimensioni della costellazione fanno sì che entro i suoi confini si possano osservare un discreto numero di questi oggetti. Tre di questi sono stati osservati anche da Charles Messier e inseriti nel suo famoso catalogo.

Fra i gruppi stellari vi è M73, un gruppo di quattro stelle ravvicinate considerato inizialmente un ammasso aperto. Si trova nell'estremità occidentale della costellazione, 1,5° ad est di un altro oggetto Messier, M72; si individua con un binocolo 10x50 in nottate limpide e con l'oggetto moderatamente alto sull'orizzonte, in cui si mostra come un piccolo raggruppamento di quattro o cinque stelline. Un telescopio di piccolo diametro è sufficiente per capire appena la natura dell'oggetto, che si limita a quelle quattro stelle visibili anche al binocolo. M73 a volte è stato trattato come un potenziale ammasso aperto poco popolato, che consiste di stelle che sono fisicamente associate nello spazio così come nel cielo. La questione se queste stelle fossero un asterismo o un ammasso aperto, ha generato un piccolo ma interessante dibattito. In uno studio del 2000 sui colori e la luminosità delle stelle attorno a M73 si conclude che le quattro stelle centrali e le altre stelle vicine seguono un rapporto colore-luminosità che è seguito da stelle facenti parte di un ammasso aperto (come si può notare in un diagramma HR). Secondo questi studi, M73 era quindi un antico ammasso aperto che misurava 9 minuti d'arco. Nello stesso anno tuttavia un altro studio conclude che le stelle di quella regione non seguono nessun rapporto colore-luminosità, per cui si tratterebbe di un asterismo. La controversia fu risolta nel 2002 quando un’approfondita analisi sulle sei stelle principali dell'ammasso hanno dimostrato che queste si trovano a distanze molto diverse dalla Terra e che si stanno muovendo in direzioni differenti. Di conseguenza, hanno concluso che le quattro stelle sono soltanto un asterismo.

Fra gli ammassi globulari ve ne sono due catalogati dal Messier; il più cospicuo è M2, che si individua piuttosto facilmente, trovandosi vicino ad α e β Aquarii (Sadal-melik e Sadalsuud). È situato circa 5 gradi a nord di β Aquarii, alla stessa declinazione di α Aquarii. Data la sua magnitudine apparente, M2 è un oggetto difficile da osservare a occhio nudo, visibile solo in un cielo in condizioni ottimali, ma è un obiettivo semplice anche per ausili ottici minimi come binocoli da teatro, che mostrano una piccola stella avvolta da luce nebbiosa, in un campo privo di altre compagne. Con un telescopio da 8 pollici si ottiene una parziale risoluzione delle stelle dell'ammasso; telescopi più grandi, da 250mm in su, permettono una visione completa. Una particolare traccia scura interseca l'orlo di M2 a nordest; telescopi da 400mm in su mostrano molti altri vuoti e regioni più scure e meno prominenti. M2 dista 37.500 anni luce dal Sole e circa 33.500 anni luce dal centro della Via Lattea. Ha un diametro pari a 175 anni luce e una notevole ellitticità (tipo E1); contiene all'incirca 150.000 stelle ed è uno dei più ricchi e compatti ammassi globulari, come indicato dalla sua appartenenza alla seconda classe di densità (su di una scala di dodici gradini). M2 si estende visualmente per 6-8 minuti d'arco con un angolo di posizione di 135 gradi. Ha una magnitudine di 6,5, con una regione centrale densa e brillante di circa 5'. Le normali fotografie mostrano un'estensione totale di circa 12,9', ma riprese più accurate rivelano un diametro fino a 16,0'. La magnitudine assoluta dell'ammasso è pari a -9,02, 500.000 volte più luminoso del Sole, che alla stessa distanza apparirebbe come una stella di magnitudine 20,7. Come la maggior parte degli ammassi globulari, la parte centrale di M2 è molto compressa: il denso nucleo è largo soltanto 0,34' o 20", corrispondente a 3,7 anni luce. Metà della sua massa totale si raccoglie in soli 0,93' (56" o 10 anni luce linearmente). D'altra parte, il suo raggio di influenza gravitazionale è grande: 21,45', corrispondenti a un raggio di 233 anni luce, oltre il quale le sue stelle sfuggono a causa delle forze di marea della Via Lattea. Le stelle più brillanti di M2 sono giganti rosse e gialle di magnitudine 13,1, mentre le sue stelle di braccio orizzontale hanno una luminosità apparente di 16,1. Il tipo spettrale nel suo complesso è F0, il suo indice di colore -0,06; fonti più recenti indicano un tipo spettrale F4 e B-V pari a 0,66. Studiando il suo diagramma colore-magnitudine, nel 1962 Halton Arp stimò l'età di M2 in circa 13 miliardi di anni, all'incirca la stessa degli ammassi globulari M3 e M5. Delle sue 21 stelle variabili conosciute, le prime due sono state scoperte da Bailey nel 1895 e otto individuate prima del 1897. La maggior parte di esse appartiene alle cosiddette "variabili degli ammassi" o stelle di tipo RR Lyrae, con un periodo inferiore alle 24 ore. Tre delle ventuno sono Cefeidi classiche di tipo II (stelle W Virginis) di tredicesima magnitudine, con un periodo rispettivamente di 15,57, 17,55 e 19,30 giorni. Queste stelle sono state studiate da Halton Arp (1955) e G. Wallerstein (1970). Una delle variabili più brillanti è una stella RV Tauri, scoperta nel 1897 dall'astrofilo francese A. Chèvremont, che si trova a nord del bordo orientale dell'ammasso; la sua magnitudine varia da un minimo di 14,0 a un massimo di 12,5 in un periodo di 69,09 giorni.

Un secondo ammasso globulare, molto più debole del precedente, è M72. Si trova nell'estremità occidentale della costellazione, 1,5° ad ovest dal già citato M73, e circa 3° ad ovest-sudovest da NGC 7009; si individua con un po’ di difficoltà anche con un binocolo 10x50 in nottate limpide e con l'oggetto moderatamente alto sull'orizzonte, ma essendo uno degli ammassi globulari più difficili da risolvere in stelle, permane di aspetto nebuloso. Un telescopio di piccolo diametro non migliora la sua osservazione; le prime stelle iniziano a mostrarsi solo in un telescopio da 250mm di apertura e con forti ingrandimenti. M72 si trova a circa 54.000 anni luce dalla Terra, alla quale si avvicina a una velocità di circa 255 km/s, è uno degli oggetti del catalogo di Messier più lontani dal centro galattico; il suo diametro sarebbe di circa 90 anni luce. È considerato come uno degli ammassi più giovani, data la presenza di ben 43 stelle variabili del tipo RR Lyrae, per cui la sua età è stata stimata sui 9,5 miliardi di anni, decisamente inferiore alla media degli altri ammassi globulari, che di solito arrivano a 13 miliardi di anni. La sua massa è stata stimata come pari a 168.000 masse solari e le sue regioni centrali hanno una densità stellare che irradia 2,26 volte la luminosità solare per parsec cubico. Fra i globulari catalogati dal Messier è in ogni caso il più debole e fra i più piccoli.

Fra le nebulose planetarie ve ne sono due particolarmente notevoli e famose; la più grande è la NGC 7293, molto meglio nota col suo nome proprio di Nebulosa Elica e talvolta indicata con la sigla del Catalogo Caldwell C63. Si tratta di una delle planetarie più estese del cielo ed è anche una delle più conosciute e fotografate, grazie alla sua forma regolare. Si individua nella parte meridionale della costellazione, poco a ovest della stella υ Aquarii, in una zona povera di stelle di fondo; la sua grande estensione di poco inferiore a quella della Luna piena la renderebbe un oggetto facilmente individuabile anche con un binocolo, ma la sua bassa luminosità superficiale di fatto la rende osservabile con difficoltà anche con grandi strumenti. Per poterla osservare in visuale occorre un cielo estremamente buio e l’ausilio di strumenti non molto piccoli e possibilmente con corta focale, in modo da ottenere ingrandimenti molto bassi e poterla staccare dal fondo cielo. Un filtro OIII potrebbe anche essere d’aiuto. Nelle fotografie a lunga esposizione appare invece estremamente luminosa ed estesa, con diversi particolari evidenti e la sua forma ad anello perfettamente marcata. La Nebulosa Elica è un esempio di nebulosa planetaria formatasi alla fine della vita di una stella di tipo solare. Gli strati gassosi esterni della stella espulsi nello spazio appaiono dal nostro punto di vista come se guardassimo dall'alto un'elica. Ha un aspetto molto simile alla nebulosa Anello ed è anche simile per dimensione, età e caratteristiche fisiche alla Nebulosa Manubrio; le significative differenze nell'aspetto sono conseguenza della relativa vicinanza e del diverso angolo da cui la vediamo. Il nucleo centrale della stella, destinato a diventare una nana bianca, risplende così intensamente da rendere fluorescente il gas precedentemente espulso. La nebulosa si trova a circa 650 anni luce dalla Terra e ha una dimensione di circa 2,5 anni luce. Sulla base della velocità di espansione, pari a circa 31 km/s, si stima che la sua età sia di circa 10.600 anni. Le fotografie più recenti e spettacolari della Nebulosa Elica sono delle composizioni di nuove immagini ottenute dallo strumento Advanced Camera for Surveys (ACS) del Telescopio Spaziale Hubble.

Una seconda nebulosa planetaria ben nota è la Nebulosa Saturno, catalogata come NGC 7009 o anche con la sigla del Catalogo Caldwell C55; si trova nella parte occidentale della costellazione, nei pressi dei due oggetti di Messier M72 e M73, dai quali se ne distacca per alcuni gradi, e a circa 1° a ovest della stella ν Aquarii. Benché sia un oggetto famoso, la sua osservazione è piuttosto difficoltosa ed è ben al di là della portata di piccoli strumenti, pur osservando con l’oggetto alto nel cielo e in una notte buia e in condizioni atmosferiche ottimali. Può essere osservata con una certa facilità con un telescopio da 200mm di diametro, a forti ingrandimenti e con l’ausilio di un filtro OIII per aumentarne il contrasto e poter scorgere qualche dettaglio; strumenti da 300mm offrono una visione ancora più appagante, sebbene non si possano logicamente notare i dettagli che l’hanno resa famosa specialmente dopo l’arrivo delle immagini catturate dal Telescopio Spaziale Hubble. Ciò nonostante, la sua luminosità superficiale aiuta a distinguerla con più facilità dal fondo cielo. Il suo nome proprio deriva dai suoi getti laterali che ricordano gli anelli del pianeta Saturno; questi getti furono notati per la prima volta da Lord Rosse attorno al 1840 e fu egli stesso a chiamare così questa nebulosa. La sua stella centrale, responsabile della formazione della nebulosa, era in origine una stella di piccola massa e adesso è una nana bianca la cui magnitudine è pari a 11,5; la sua temperatura superficiale è di circa 55.000 K, mentre la sua magnitudine assoluta è pari a 1,5, che corrisponde a circa 20 volte la luminosità solare. La sua forte radiazione ultravioletta è responsabile del caratteristico colore verde fluorescente della nebulosa, dovuta all’ossigeno ionizzato. La Nebulosa Saturno ha una morfologia molto complessa e contiene diverse sottostrutture morfologiche e cinematiche estese sulle tre dimensioni; include un alone, i due getti sopra citati, involucri multipli e anse, oltre a filamenti gassosi e nodi di piccole dimensioni. Le anse sono in espansione in modo non radiale dalla sua stella centrale e sono state osservate anche in altre nebulose planetarie, come la NGC 3242 e la NGC 6543. La distanza dal sistema solare non è nota con esattezza; alcune fra le stime più recenti la indicano come pari a 5200 anni luce, mentre in precedenza era stata stimata sui 3900 anni luce, con un diametro reale di 0,5 anni luce. La sua magnitudine totale è pari a 8, mentre la sua velocità radiale la pone in avvicinamento alla Terra.

Grazie alla notevole estensione della costellazione e alla lontananza dal piano della Via Lattea, l’Aquario contiene diverse galassie, sebbene gran parte di queste siano sostanzialmente deboli. Alcune sono tuttavia facilmente osservabili anche con piccoli strumenti.

Fra queste spicca la NGC 7606, una galassia spirale situata meno di un grado a nord della stella ψ2 Aquarii e perciò individuabile con facilità; può essere osservata anche con strumenti di 150mm di diametro, dove appare come una macchia chiara allungata. Si tratta di una grande galassia le cui dimensioni sarebbero 1,5 volte maggiori rispetto alla Via Lattea, mentre il suo spessore sarebbe ben tre volte superiore; possiede un nucleo piuttosto piccolo circondato da bracci di spirale ben avvolti attorno ad esso, sui quali sono state osservate due supernovae, una nel 1965 e una nel 1987. La sua distanza è stata stimata sui 104 milioni di anni luce ed è pertanto ben oltre il “vicinato” galattico.

Una seconda galassia di facile osservazione è la NGC 7727, dalla morfologia peculiare; si individua circa 2° a nord della stella ω1 Aquarii ed è osservabile, come la precedente, anche con strumenti da 150mm di diametro, dove appare come di aspetto rotondeggiante. Si ritiene che la sua morfologia sferica con esili bracci di spirale amorfi sia dovuta alla fusione fra due galassie a spirale, avvenuta circa un miliardo di anni fa, un processo che si ritiene la condurrà ad assumere in futuro una forma ellittica, con presenza ridotta di nubi gassose e un tasso di formazione stellare estremamente ridotto. Per queste caratteristiche la galassia è inclusa nel catalogo di Arp della galassie peculiari, con numero 222.