Guida alle costellazioni/Arturo, Spica e il Polo Galattico Nord/Chioma di Berenice

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Guida alle costellazioni

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Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli costellazione
Nome latino	Coma Berenices
Genitivo del nome	Comae berenices
Abbreviazione ufficiale	Com
Area totale	386 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	15 maggio
Stelle più luminose della mag. 3,0	0
Stelle più luminose della mag. 6,0	38

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
β Comae berenices		4,23
α Comae berenices		4,32
γ Comae berenices	Diadem	4,35
11 Comae berenices		4,72
36 Comae berenices		4,76
12 Comae berenices		4,78
23 Comae berenices		4,80
41 Comae berenices		4,80

La Chioma di Berenice è una piccola ma interessante costellazione, stretta fra il Leone e il Boote, la cui figura era nota anche nell’antichità, sebbene non venisse considerata propriamente una costellazione a sé stante. Generalmente, la si attribuisce all’astronomo Tycho Brahe.

Caratteristiche[modifica]

La Chioma di Berenice è una costellazione di facile individuazione, nonostante non contenga alcuna stella luminosa; può essere scorta a nordest del Leone, ad ovest della brillante stella Arturo e a nord della Vergine. La sua caratteristica principale, che ha dato origine al nome della costellazione stessa, è una "chioma" di stelle di quarta e quinta magnitudine ben visibile in una notte non eccessivamente inquinata, che costituisce in realtà un gruppo di stelle fisicamente legato fra loro, un ammasso aperto in via di dissoluzione. Oltre a questo gruppo, la Chioma di Berenice comprende altre stelle di magnitudine 4, in particolare sul lato orientale; la stella più brillante è la β Comae Berenices.

Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va marzo ad agosto; nell'emisfero boreale è una figura tipica del cielo primaverile e dell'inizio dell'estate, quando si presenta molto alta nel cielo. Dall'emisfero australe si mostra mediamente più bassa sull'orizzonte settentrionale, ma non essendo una costellazione dalla declinazione fortemente boreale è ben visibile da tutte le aree popolate della Terra.

Sebbene i Greci conoscessero questo gruppo di stelle, non lo classificarono mai come costellazione a sé, poiché lo consideravano parte del Leone. Eratostene si riferì a questa massa di stelle come alla chioma di Arianna sotto la voce "Corona Boreale", ma sotto la voce "Leone" disse che si trattava della Chioma della Regina Berenice II d'Egitto, e con questo nome è giunta a noi. Tolomeo la definì «una massa nebulosa, chiamata il ricciolo» (di capelli) nel suo Almagesto del 150 d.C., ma il gruppo divenne una costellazione ufficiale solo nel 1551 ad opera del cartografo olandese Gerardus Mercator, e nel 1602 Tycho Brahe la incluse nel suo importante catalogo stellare.

Berenice era una persona realmente esistita, che nel III secolo a.C. sposò suo fratello, Tolomeo III Evergete, come era tradizione nella famiglia reale egiziana. Berenice era ritenuta una brava guerriera e si era già distinta in battaglia. Igino, che tratta di questo gruppo di stelle sotto la voce Leone nel suo Poetica astronomica, racconta la storia che segue. Sembra che pochi giorni dopo le nozze Tolomeo mosse guerra all'Asia; Berenice fece voto di tagliarsi i capelli in segno di gratitudine verso gli dèi se il marito fosse tornato vittorioso. Quando Tolomeo tornò sano e salvo, Berenice rasserenata mantenne la promessa e depose i suoi capelli nel tempio dedicato alla madre Arsinoe (identificata con Afrodite dopo la sua morte) a Zefirio, vicino alla moderna Aswan. Ma il giorno dopo le trecce non c'erano più. Cosa sia realmente capitato loro non si sa, ma Conone di Samo, un matematico e astronomo che lavorava ad Alessandria, indicò il gruppo di stelle vicino alla coda del leone e disse al re che i capelli di Berenice erano andati a unirsi alle costellazioni. Il mito fu raccolto nella celebre opera Chioma di Berenice (Callimaco) ed in una serie di altre opere poetiche che attraversarono l'antichità greco-romana.

Mappa e immagine

Stelle doppie[modifica]

Principali stelle doppie
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Separazione (secondi d'arco)	Colore
Nome	A. R.	Dec.	A	B	Separazione (secondi d'arco)	Colore
2 Comae berenices	12^h 04^m 17^s	+21° 27′ 33″	6,1	7,5	3,6	g + g
HD 107398	12^h 20^m 41^s	+27° 03′ 17″	7,1	7,6	8,5	g + g
12 Comae berenices	12^h 22^m 30^s	+25° 50′ 46″	6,78	8,0	66,1	g + g
24 Comae berenices	12^h 35^m 08^s	+18° 22′ 37″	5,02	6,56	20,2	ar + b
HD 110932	12^h 45^m 26^s	+14° 22′ 25″	6,6	8,3	34,1	b + b
HD 111844/5	12^h 51^m 54^s	+19° 10′ 20″	7,4	7,9	16,0	b + g
32-33 Comae berenices	12^h 52^m :	+17° 04′ :	6,5	6,9	195	r + g
35 Comae berenices AB	12^h 53^m 18^s	+21° 14′ 42″	5,24	7,41	1,0	ar + g
35 Comae berenices AB-C	12^h 53^m 18^s	+21° 14′ 42″	5,10	9,0	28,7	ar + g
α Comae berenices	13^h 10^m 00^s	+17° 31′ 45″	5,04	5,07	0,6	g + g

Grazie alla presenza dell'ammasso stellare della Chioma, sono numerose le stelle che si presentano accoppiate fra di loro, anche se non necessariamente formano delle doppie fisiche.

Fra queste vi è la coppia 32-33 Comae Berenices; si tratta di due stelle dai colori contrastanti di sesta magnitudine risolvibili anche con un binocolo, dato che la loro separazione è pari a oltre 3 primi d'arco. La 35 Comae Berenices è una stella multipla in cui le due componenti principali sono molto vicine fra loro, risolvibili dunque solo con un potente telescopio, mentre una terza compagna si trova a quasi 29" ed è dunque individuabile anche con un piccolo strumento.

La HD 110932 è una stella di sesta magnitudine con una compagna di ottava grandezza situata alla distanza angolare di 34", dunque risolvibile con un piccolo telescopio.

La stella 12 Comae Berenices è una doppia facile, dato che le due stelle sono separate da oltre 1'; le loro magnitudini sono rispettivamente 6,7 e 8,0.

La 24 Comae Berenices è anch'essa relativamente semplice, sebbene occorra l'ausilio di un telescopio per la sua risoluzione; le due componenti sono di quinta e sesta grandezza e sono separate da circa 20".

Stelle variabili[modifica]

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
R Comae berenices	12^h 04^m 15^s	+18° 46′ 57″	7,1	14,6	362,82	Mireide
FS Comae berenices	13^h 06^m 23^s	+22° 36′ 58″	5,30	6,1	48:	Semiregolare pulsante
GK Comae berenices	12^h 00^m 05^s	+19° 25′ 10″	6,84	7,13	50:	Semiregolare
AI Comae berenices	12^h 28^m 55^s	+25° 54′ 46″	5,23	5,40	5,0633	Pulsante

Le stelle variabili degne di nota della costellazione sono molto poche, poiché la gran parte di esse sono piuttosto deboli.

Una delle più facili è la FS Comae Berenices, una variabile semiregolare che in un mese e mezzo circa varia fra le magnitudini 5,3 e 6,1; in fase di massima è ben visibile ad occhio nudo nelle notti non inquinate, mentre al minimo è al limite della visibilità in una notte in condizioni meteo perfette.

Fra le Mireidi, la più brillante è la R Comae Berenices, che in fase di massima è solo di magnitudine 7,1.

Oggetti del profondo cielo[modifica]

Principali oggetti non stellari
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
Nome	A. R.	Dec.	Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
M98	12^h 13^m 48^s	+14° 54′ :	Galassia	11,0	9,8 x 2,8
M99	12^h 18^m 50^s	+14° 25′ :	Galassia	10,4	5,4 x 4,7
NGC 4274	12^h 15^m 06^s	+33° 12′ :	Galassia	10,4	6,8 x 2,5
NGC 4278	12^h 20^m 06^s	+29° 17′ :	Galassia	10,2	4,2 x 3,8
NGC 4293	12^h 21^m 12^s	+18° 23′ :	Galassia	10,5	5,6 x 2,6
NGC 4314	12^h 22^m 30^s	+29° 54′ :	Galassia	10,5	4,2 x 3,7
M100	12^h 22^m 55^s	+15° 49′ :	Galassia	10,1	7,4 x 6,3
Mel 111	12^h 22^m :	+26° :	Ammasso aperto	1,8:	270	Ammasso stellare della Chioma
M85	12^h 25^m 24^s	+18° 11′ :	Galassia	10,0	7,1 x 5,5
NGC 4414	12^h 26^m 30^s	+31° 13′ :	Galassia	10,7	3,6 x 2,0
NGC 4450	12^h 28^m 30^s	+17° 05′ :	Galassia	10,3	5,2 x 3,9
NGC 4459	12^h 29^m 00^s	+13° 59′ :	Galassia	10,4	3,8 x 2,8
NGC 4473	12^h 29^m 48^s	+13° 26′ :	Galassia	10,1	4,5 x 2,5
NGC 4477	12^h 30^m 00^s	+13° 38′ :	Galassia	10,4	3,8 x 3,5
NGC 4494	12^h 31^m 24^s	+25° 47′ :	Galassia	9,7	4,8 x 3,5
M88	12^h 31^m 59^s	+14° 25′ :	Galassia	10,4	6,9 x 3,7
M91	12^h 35^m 26^s	+14° 30′ :	Galassia	11,0	5,4 x 4,4
NGC 4559	12^h 36^m 00^s	+27° 58′ :	Galassia	9,8	10,7 x 4,4
NGC 4565	12^h 36^m 18^s	+26° 00′ :	Galassia	9,7	15,8 x 2,1
NGC 4725	12^h 50^m 24^s	+25° 30′ :	Galassia	9,2	10,7 x 7,6
NGC 4789A	12^h 54^m 05^s	+27° 08′ 59″	Galassia	13,94	3,0 x 2,2
M64	12^h 56^m 44^s	+21° 41′ :	Galassia	9,4	10,0 x 5,4	Galassia Occhio Nero
M53	13^h 12^m 55^s	+10° 10′ :	Ammasso globulare	7,6	12,6
NGC 5053	13^h 16^m 30^s	+17° 42′ :	Ammasso globulare	9,0	11

M88 è una brillante galassia spirale di facile osservazione.

M98 è una galassia spirale vista di taglio.

La grande galassia M64, soprannominata Occhio Nero a causa della banda di polveri oscure che l’attraversa.

La costellazione contiene un gran numero di galassie, grazie alla presenza di grandi raggruppamenti galattici relativamente vicini al Gruppo Locale; il polo nord galattico si trova inoltre in questa costellazione, il che favorisce l’osservazione degli oggetti extragalattici.

Ciò nonostante, la Chioma di Berenice ospita anche alcuni oggetti appartenenti alla Via Lattea. Il più importante di tutti è il grande ammasso aperto Mel 111, che di fatto coincide con la costellazione stessa. L'ammasso è composto da alcune decine di stelle sparse su un'area di alcuni gradi, molte delle quali sono ben visibili ad occhio nudo in un cielo limpido e non inquinato; tali stelle sono disposte a formare una sorta di cono o di "chioma" (da cui deriva il nome della costellazione) e alcune di esse formano delle coppie molto larghe. Lo strumento ideale per la sua osservazione è il binocolo, con cui è possibile contenerlo nella visuale dell'oculare e in cui sono visibili decine di componenti. Un telescopio, anche se di piccole dimensioni, offre ingrandimenti troppo forti e pertanto diventa impossibile apprezzarne la natura di ammasso. Mel 111 è formato da una sessantina di componenti fino alla magnitudine 7, tutte ben visibili con un semplice binocolo, il quale si rivela essere pure lo strumento ideale per la sua osservazione; il numero totale delle sue stelle è invece pari a circa 270, dunque non appare essere un ammasso particolarmente ricco, essendo circa un quarto del numero di stelle dell'ammasso delle Pleiadi. Si sospetta inoltre che la sua concentrazione sia sufficientemente bassa da permettere alle stelle di più piccola massa, come le nane rosse, di sfuggire alla sua attrazione gravitazionale per disperdersi nel campo stellare del nostro braccio di spirale. Si tratta inoltre di un oggetto relativamente giovane, con un'età stimata fra i 400 e i 600 milioni di anni. La sua massa è inferiore alle 100 masse solari, mentre la densità è pari a dieci stelle per parsec; il suo diametro reale sarebbe invece di 22,5 anni luce. Non sono presenti stelle di grande massa, mentre alcune delle stelle più massicce si stanno evolvendo verso la fase di gigante rossa. Fra le sue stelle si possono osservare un gran numero di galassie esterne. La sua distanza è stimata sui 280 anni luce ed è quindi uno degli ammassi aperti più vicini.

La costellazione contiene anche alcuni ammassi globulari, nonostante si trovi in direzione del polo nord galattico; fra questi il più luminoso è M53, abbastanza facile da localizzare grazie alla sua posizione appena 1° a nordest della stella binaria α Comae Berenices; la sua luminosità è relativamente bassa, per cui non può essere osservato ad occhio nudo, mentre un binocolo si rivela sufficiente se la notte è buona. Un telescopio amatoriale come un classico 114mm è già in grado di risolvere parzialmente quest'ammasso, mentre un 150 mm consente di vedere tutto l'alone. A 200 ingrandimenti si possono già osservare circa 200 componenti, mentre la regione centrale permane di aspetto nebuloso e indistinto. M53 è uno degli ammassi globulari più lontani da noi, infatti si trova a circa 58.000 anni luce dal Sistema Solare e a 60.000 anni luce dal centro galattico; il suo diametro angolare, di poco più di 10', corrisponde ad un'estensione lineare di circa 150 anni luce. Quest'ammasso contiene circa una cinquantina (47 accertate) di variabili, in maggioranza del tipo RR Lyrae; il suo moto proprio è di circa 80 km/s in avvicinamento.

Le galassie brillanti osservabili nella Chioma di Berenice sono numerosissime, tanto che molte di queste sono state anche catalogate dal Messier; la gran parte di queste galassie si concentra nella parte meridionale della costellazione, al confine con la Vergine; fra le galassie principali, le più brillanti sono M88, M91, M98, M99 e M100. Tutte queste si trovano in una regione di cielo quasi del tutto priva di stelle di riferimento e si concentrano poco a nord della linea ideale che congiunge le due stelle Denebola (nel Leone) e Vindemiatrix (nella Vergine); la loro distanza è compresa mediamente fra i 50 e gli 80 milioni di anni luce.

La prima di queste galassie è M88, la cui luminosità è al limite della visibilità con un binocolo di media potenza, mentre con un telescopio da 80 mm di apertura si presenza come una chiazza chiara leggermente allungata; in un 150 mm appare come un'ellisse allungata in senso SE-NW, con un nucleo centrale più luminoso. Telescopi da 200 o 300 mm mostrano un alone esteso in cui si evidenziano tracce dei bracci di spirale. M88 appartiene all'Ammasso della Vergine; la sua inclinazione rispetto alla nostra linea di vista è di circa 30°, sufficiente perché siano visibili le strutture dei bracci di spirale, che appaiono ben marcati; le sue dimensioni sono pari a 130.000 anni luce, dunque superiori a quelle della Via Lattea, così come la sua massa, stimata in circa 200 miliardi di masse solari. La distanza sarebbe di circa 50 milioni di anni luce. Secondo le stime sulla sua velocità radiale, la galassia retrocede da noi alla velocità di 2285 km/s; nel maggio del 1999 è stata osservata una supernova classificata come SN 1999cl, che raggiunse una magnitudine apparente pari a 13,6.

La galassia M91 è uno degli oggetti di Messier più difficili in assoluto da individuare: la sua luminosità è al limite della visibilità con un binocolo di media potenza, ma la sua sfuggevolezza lo rende un oggetto piuttosto difficile da osservare anche in strumenti come un telescopio da 80 mm; la caratteristica più evidente è la sua barra centrale, visibile solo come una macchia allungata in senso ENE-WSW anche in un telescopio da 150 mm di apertura. Il suo alone, esteso a nord e a sud, si evidenzia nelle foto digitali o a lunga posa, oppure con strumenti da 200 a 300 mm di apertura. M91 possiede un diametro pari a circa 80.000 anni luce, dunque sarebbe più piccola della nostra Via Lattea; anche la sua massa, pari a 90 miliardi di masse solari, è inferiore. La classificazione secondo la sequenza di Hubble è SBb, ossia una galassia spirale barrata di tipo intermedio; la sua distanza è stimata sui 63 milioni di anni luce. La sua velocità radiale è di 400 km/s in recessione: ciò vuol dire che, rispetto all'ammasso della Vergine, M91 ha un considerevole moto di avvicinamento rispetto a noi (700 km/s). La velocità di recessione rispetto a noi dell'ammasso della Vergine, infatti, è di circa 1100 km/s. Nei suoi bracci di spirale non sono mai state osservate supernovae.

M98 è una galassia spirale visibile circa sei gradi ad est della stella Denebola. La galassia è alla portata di un binocolo potente o di un piccolo telescopio amatoriale; in strumenti da 150 mm si mostra come una macchia dalla forma molto allungata in senso nord-sud per circa 7'. Il nucleo, evidente maggiormente con un 200 mm, ha una forma che appare lenticolare, mentre l'alone permane nebuloso anche con un telescopio da 300 mm di apertura; dettagli maggiori si possono osservare tramite la visione distolta o in strumenti superiori. Questa galassia fu per lungo tempo creduta come non appartenente all'Ammasso della Vergine, a causa della sua velocità radiale, che la indicava in avvicinamento di 125 km/s; tuttavia in uno studio condotto negli anni novanta viene avanzata l'ipotesi che appartenga allo stesso sottogruppo di M99, che appartiene all'Ammasso della Vergine, alla distanza di circa 55 milioni di anni luce. La massa della galassia sarebbe pari a 170 miliardi di masse solari e il suo diametro sarebbe di 150.000 anni luce, dunque la galassia sarebbe più grande della nostra Via Lattea. La sua magnitudine assoluta è pari a -21,7.

M99 è un'altra galassia spirale, visibile circa sette gradi a est di Denebola. Ha una luminosità al limite estremo della portata di un binocolo di media potenza, mentre è visibile con un piccolo telescopio amatoriale come una macchia chiara quasi perfettamente circolare; con strumenti da 150 mm appare una distinzione fra la regione del nucleo, luminosa, e quella dell'alone, molto pallida ed estesa. Con strumenti da 250-300 mm si iniziano ad intravedere i primi segni della sua struttura a spirale, sebbene con grosse difficoltà. M99 è una delle galassie più brillanti dell'Ammasso della Vergine; possiede dei bracci ben sviluppati orientati in senso orario, sebbene siano asimmetrici forse a causa di un'interazione con un'altra galassia, forse la vicina M98. Un altro indizio che questa galassia possa essere stata disturbata deriva dalla sua velocità radiale: infatti la galassia sembra recedere rispetto a noi alla velocità di 2407 km/s, che equivale ad un movimento di 1200 km/s rispetto al centro dell'ammasso di cui fa parte, la più alta fra tutte le galassie osservate dal Messier. Il diametro della galassia è di 87.000 anni luce e la sua massa sarebbe pari a circa 130 miliardi di masse solari; nei suoi bracci sono state osservate tre supernovae.

M100 è un'altra galassia spirale, visibile in posizione frontale. La sua luminosità fa sì che questa galassia sia però al limite estremo della visibilità con un binocolo di media potenza, come un 10x50; una debole condensazione centrale più luminosa circondata da un alone si evidenzia solo con un telescopio da 80 mm o anche con un potente binocolo. Qualche dettaglio in più, come delle chiazze scure sull'alone, possono essere osservate in un 150 mm, mentre un 200 mm è in grado di rilevare, solo in condizioni atmosferiche ottimali, due bracci di spirale che appaiono come dei rinforzi di luminosità sui lati est e ovest del nucleo. M100 ha due grandi bracci costituiti da stelle più brillanti, e molte altre più deboli; in questi bracci sono state osservate ben cinque supernovae. Questa galassia è anche uno dei membri più importanti dell’Ammasso della Vergine entro i confini della Chioma di Berenice; la sua massa è di 100 miliardi di masse solari, mentre la sua magnitudine assoluta è pari a -21.8. Il suo diametro reale è di 120.000 anni luce, dunque di poco superiore rispetto a quello della Via Lattea; diverse stime indicano che la galassia si allontana da noi alla velocità di 720 km/s.

Un po’ in disparte rispetto alle zone centrali dell’ammasso si trova M85, una galassia lenticolare posta alcuni gradi più a nord delle altre. Quasi invisibile in un 10x50, diventa simile ad un pallino luminoso con un 20x80; nonostante sia una delle galassie più appariscenti del gruppo di cui fa parte, per poterne apprezzare l'alone occorre un telescopio da 80 mm di apertura. Con un 140 mm è visibile come un oggetto allungato in senso nord-sud e con un alone del diametro di 4' x 2'; in un 200 mm tuttavia questo alone permane privo di particolari. M85 è una galassia di forma ellittica molto schiacciata o lenticolare, senza traccia di strutture a spirale; come parte dell'Ammasso della Vergine, la sua distanza è pari a circa 60 milioni di anni luce. La sua massa è di 400 miliardi di masse solari e la sua magnitudine assoluta è stata stimata di -21,9; il diametro sarebbe invece di 115.000 anni luce, dunque leggermente più grande della nostra Via Lattea. Si allontana da noi alla velocità di 729 km/s ed è in interazione con la galassia spirale NGC 4394 e la piccola galassia ellittica catalogata come MCG 3-32-38.

Più facile e luminosa delle altre è la grande galassia M64, soprannominata Galassia Occhio Nero a causa della banda di polveri oscure attorno al suo nucleo. Può essere reperita con discreta facilità: si trova circa 3° a sudest del bordo del grande ammasso stellare della Chioma, o in alternativa 10° a nord della stella Vindemiatrix. La galassia è al limite della visibilità con un binocolo 10x50 nelle notti più limpide e buie, mentre per iniziare a distinguere una traccia di struttura, come il nucleo brillante, occorre un telescopio amatoriale da 80 mm di apertura; strumenti da 150 mm sono sufficienti per mostrarla come una chiazza ovaleggiante di 9' x 5' di diametro, con un lato del nucleo oscurato al bordo da una banda oscura e un alone debole e di aspetto nebuloso. A prima vista M64 sembra assomigliare alle normali galassie girandola a spirale, oscurata in più punti da fitte nebulose oscure; tuttavia, recenti analisi dettagliate hanno portato alla scoperta che i gas interstellari delle regioni esterne ruotano in direzione contraria rispetto ai gas e le stelle nelle regioni interne. Alcuni astronomi ritengono che la rotazione contraria avrebbe avuto inizio quando M64 assorbì una propria galassia satellite, che sarebbe entrata in collisione con essa probabilmente più di un miliardo di anni fa. Nelle regioni di contatto tra le opposte rotazioni i gas collisero e si compressero contraendosi, dando vita pertanto a una zona di formazione stellare molto attiva. La sua distanza è di circa 17 milioni di anni luce.

Vicino al centro dell’ammasso aperto della Chioma si trova NGC 4494, una galassia ellittica di facile osservazione grazie alla sua luminosità; può essere notata facilmente anche con un telescopio di 80 mm di apertura sotto un cielo molto buio; il suo aspetto permane tuttavia indistinto, come spesso accade per le galassie ellittiche, anche con telescopi di diametro molto superiore, con cui si può al più rilevare il luminoso nucleo. Nonostante il suo aspetto apparentemente sferoidale che la fa collocare fra le galassie ellittiche, potrebbe anche trattarsi di una galassia lenticolare vista di faccia; al suo centro è presente un buco nero supermassiccio con una massa stimata di alcune decine di milioni di masse solari. Un anello di polveri con semiasse maggiore pari a 200 anni luce circonda il nucleo della galassia; la sua forma simmetrica lascia intendere che si sia generato a seguito della fusione con un'altra galassia molto ricca di gas interstellare. La sua distanza è stimata sui 45 milioni di anni luce e fa parte di un gruppo di galassie cui appartengono anche le vicine NGC 4565 e NGC 4725, assieme ad altre galassie minori.

Appena 2,5 gradi a sudest di γ Comae Berenices si trova NGC 4565 (nota anche come C38), una galassia spirale vista perfettamente di taglio individuabile anche con piccoli strumenti, seppur con qualche difficoltà; è invece ben visibile con un telescopio di 150 mm di diametro, mentre con strumenti dai 200 mm in su è evidente con facilità la banda scura che l’attraversa. Nelle foto o con strumenti di grande diametro si nota facilmente una banda scura che l’attraversa in senso longitudinale. Questa galassia è più luminosa della Galassia di Andromeda, in termini assoluti; la natura del suo bulge centrale è oggetto di dibattito, essendo di difficile studio a causa dell’angolo di posizione con cui è visibile: sembrerebbe infatti, data la sua forma e le rivelazioni effettuate con telescopio Spitzer, che sia presente una barra centrale, che di fatto renderebbero questa galassia una spirale barrata; è tuttavia presente anche uno “pseudobulge”, ossia un bulge simile a un disco in cui le stelle non mostrano orbite casuali ma in modo ordinato, sullo stesso piano delle stelle del disco. NGC 4565 possiede almeno due galassie satelliti, di cui una è in fase di interazione; la sua popolazione di ammassi globulari consiste di circa 240 oggetti, dunque più di quelli della Via Lattea. Fra le galassie del Gruppo Coma I, questa è una delle più luminose. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata sui 52 milioni di anni luce, simile a quella della maggior parte delle galassie di questa regione.

Sempre nella parte settentrionale della costellazione si trova NGC 4725, una delle galassie più brillanti della Chioma di Berenice; si individua 5 gradi a sudovest della stella γ Comae Berenices; si tratta di una galassia spirale barrata, di notevoli dimensioni reali: sarebbe grande oltre il doppio della Via Lattea e sembra superi in grandezza pure la Galassia di Andromeda. Per individuarla in cielo è sufficiente un binocolo 11x80, nel quale si presenta come una chiazza allungata in senso nordest-sudovest; un piccolo telescopio consente di notare, ai lati estremi, due formazioni simili a "parentesi", fra le quali si trova il nucleo, molto brillante. Questa galassia è una spirale barrata di grandi dimensioni e possiede una struttura ad anello prominente all’interno del suo disco; si tratta anche di una galassia di Seyfert, con un nucleo attivo, al cui centro si trova un buco nero supermassiccio. La sua distanza è stimata attorno ai 40 milioni di anni luce e fa parte, come le due galassie precedenti, del grande Gruppo Coma I.

Un'altra galassia molto luminosa è NGC 4559 (nota anche con la sigla di Caldwell C36), visibile con facilità 2 gradi ad est della stella γ Comae Berenices; è ben visibile anche con un potente binocolo, come un 20x80, dove appare come una chiazza chiara allungata ma senza dettagli; la vista diventa interessante con un telescopio da 200 mm di apertura, nel quale si potrà distinguere il nucleo e un alone chiaro. Sembra non far parte di alcun gruppo di galassie vicine, trovandosi in posizione intermedia tra quello di NGC 4631, più prossimo a noi, e quello di NGC 4565. Questa galassia appartiene alla classe morfologica SAB(rs)cd, ossia a una classe intermedia fra le spirali semplici e quelle barrate, mentre rs sta a indicare che i bracci più interni formano una struttura ad anello che circonda il nucleo; cd indica che i bracci tendono ad essere molto aperti nelle regioni periferiche. NGC 4559 è una galassia di notevoli dimensioni reali, con un diametro di circa 100.000 anni luce, simile dunque a quello della Via Lattea; la sua massa sarebbe però inferiore, essendo probabilmente di circa 40 miliardi di masse solari; i suoi bracci di spirale presentano diverse regioni H II, segno che sono attivi processi di formazione stellare molto diffusi. Fra i bracci sono state osservate anche alcune supernovae, la più importante delle quali, nel 1941, raggiunse la magnitudine 13. La distanza di questa galassia è stimata sui circa 29 milioni di anni luce ed è membro del Gruppo Coma I.

Un'altra galassia debole ma interessante è la NGC 4889 (nota anche con la sigla C35 o anche come Coma B), visibile 3,5° a ovest di β Comae Berenices e situata presso il centro dell’Ammasso della Chioma (Abell 1656); è un’ellittica gigante di classe E4 visibile solo con telescopi da almeno 120 mm di diametro; data la sua posizione centrale all’interno del suo ammasso di galassie, con telescopi di grande diametro si possono osservare nelle immediate vicinanze anche altre galassie. Situata a 310 milioni di anni luce di distanza, NGC 4889 contiene un buco nero supermassiccio con una massa di 10 miliardi di masse solari. Questa galassia è probabilmente la più grande e la più massiccia fra quelle situate entro un diametro di 100 megaparsec (326 milioni di anni luce) dalla Via Lattea: il suo diametro apparente di circa 6 minuti d’arco corrisponde a un diametro reale di 240.000 anni luce, più di quello della Galassia di Andromeda, la quale è però una galassia a spirale, quindi piatta e non sferica; inoltre il suo alone si estende fino a quasi 18 minuti d’arco, circa metà del diametro apparente della Luna piena, che corrisponde a un diametro reale di ben 1,3 milioni di anni luce. Date queste enormi dimensioni, NGC 4889 è anche estremamente massiccia, con stime sulla sua massa che arrivano a indicare anche valori attorno ai 15 mila miliardi di masse solari, ma potrebbe anche essere ben superiore a questa stima a causa della massa non espressa in stelle. Galassie così grandi si ritiene che siano il risultato di numerose fusioni fra galassie più piccole all’interno di ammassi di galassie; oggi non restano che tracce del materiale interstellare che in origine costituiva le nebulose da cui le stelle si sono formate, così questa galassia è dominata da stelle vecchie di popolazione II, che percorrono orbite casuali in tutte le angolazioni possibili, le quali conferiscono l’aspetto sferico o ovoidale a questa (come anche ad altre) galassia ellittica gigante. NGC 4889 si trova, come visto, nell’Ammasso della Chioma, al centro del sottogruppo A; l’ammasso conta circa 2000 galassie, fra le quali la vicina NGC 4874, un'altra ellittica gigante nota anche come Coma A, che appare però meno appariscente e visibile solo con telescopi di grande diametro. La massa totale dell’ammasso è dell’ordine di 4x1015 masse solari e si trova al centro del Superammasso della Chioma, che è uno dei superammassi di galassie più vicini al Superammasso Locale.

Con un telescopio di diametro pari o superiore ai 200 mm è possibile individuare, presso il confine con la Vergine, numerose altre galassie oltre a quelle catalogate da Messier o incluse nel Catalogo Caldwell. Molte di queste sono ellittiche e si presentano come delle macchie di forma sferoidale o ovaleggianti. Fra queste, una delle più appariscenti è la NGC 4473, visibile anche con piccoli telescopi e dalla morfologia ellittica, allungata però in senso est-ovest. Si trova nella parte meridionale della costellazione, al confine con la Vergine, e si trova nei pressi dell’estremità orientale della famosa Catena di Markarian, una brillante sequenza di galassie in gran parte compresa nella vicina Vergine. NGC 4473 si trova nel mezzo dell’Ammasso della Vergine e fa parte di un sottogruppo al quale appartengono anche le galassie NGC 4459 e NGC 4477; la sua distanza è stimata attorno ai 53 milioni di anni luce.

Anche NGC 4477 è visibile con telescopi di piccolo-medio diametro, come un 120 mm, sebbene per rilevarne i dettagli servano telescopi molto grandi; si tratta di un relativamente raro esempio di galassia lenticolare barrata, la cui barra, molto ben sviluppata, è immersa in un involucro molto esteso di forma lenticolare. Quest’involucro è a sua volta circondato da due larghi archi diffusi e incompleti. Costituisce l’estremità orientale della Catena di Markarian ed è anche la più settentrionale del gruppo; la sua distanza è stimata sui 55 milioni di anni luce.

Numerose altre galassie si trovano sparse nella costellazione e diventano molto ben evidenti specie nelle foto a grande campo, dove ne possono emergere a centinaia di varie dimensioni. Vale la pena di riprendere quest’area di cielo, specialmente al confine con la costellazione della Vergine.