Guida alle costellazioni/Fra Orsa Maggiore e Leone/Orsa Maggiore

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Cani da Caccia

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 Ursa Major
Genitivo del nome Ursae Majoris
Abbreviazione ufficiale UMa
Area totale 1280 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21 20 aprile
Stelle più luminose della mag. 3,0 6
Stelle più luminose della mag. 6,0 123

Stelle più luminose
Sigla Nome Magn.
ε Ursae Majoris Alioth 1,76
α Ursae Majoris Dubhe 1,81
η Ursae Majoris Alkaid 1,85
ζ Ursae Majoris Mizar 2,23
β Ursae Majoris Merak 2,34
γ Ursae Majoris Phecda 2,41
ψ Ursae Majoris Ta Tsun 3,00
μ Ursae Majoris Tania Australis 3,06

L'Orsa Maggiore è probabilmente la costellazione più caratteristica in assoluto dei cieli boreali; le sue sette stelle più luminose, raggruppate nel famoso asterismo del Grande Carro, sono visibili per tutto l'anno nelle notti boreali e la loro luminosità le rende facilmente identificabili anche dai centri urbani.

Il riferimento all'asterismo come un orso (le quattro stelle orientali) inseguito da tre cacciatori (le tre di coda) è probabilmente il più antico mito a cui l'umanità faccia ancora riferimento. In altre parti del mondo vengono usati nomi diversi: in Nord America è il Grande mestolo, nel Regno Unito è l'Aratro; Septem triones, cioè i sette buoi, è invece il termine con cui gli antichi Romani definivano le sette stelle dell'Orsa Maggiore, descrivendone il loro lento movimento attorno alla stella polare. Da qui l'origine del termine settentrione, cioè nord.

Caratteristiche[modifica]

Le stelle del Grande Carro sono chiamate, in ordine da ovest ad est, Dubhe, Merak, Phecda, Megrez, Alioth, Mizar e Alkaid (o talvolta Benetnasch), e sono state assegnate loro le lettere greche da α ad η, nello stesso ordine, nonostante questo non sia l’ordine di luminosità. Mizar ha una stella compagna chiamata Alcor, appena visibile ad occhio nudo, che è un tradizionale test della vista. Entrambe le stelle sono in realtà doppie, e sono state, rispettivamente, la prima binaria visuale e la prima binaria spettroscopica scoperte.

La Stella Polare può essere trovata disegnando una linea tra Dubhe e Merak, all'estremo del Grande Carro, e prolungandola di cinque volte. Altre stelle come Arturo (α Bootis) e Spica (α Virginis) possono essere trovate prolungando invece il lato lungo.

Escludendo Dubhe e Alkaid, le stelle del Grande Carro hanno tutte lo stesso moto proprio, che le porta verso un punto comune nel Sagittario; questo gruppo, noto come Associazione dell'Orsa Maggiore (Cr 285), del quale sono stati identificati alcuni altri membri, formava in passato un ammasso aperto. Da allora le stelle dell'ammasso si sono disperse in una regione di circa 30 per 18 anni luce, posta a circa 75 anni luce di distanza, che è quindi il più vicino oggetto simile ad un ammasso. Altre 100 stelle circa, inclusa Sirio, formano una "corrente" che ha lo stesso moto proprio, ma la loro relazione con l'ex-ammasso non è chiara. Il nostro Sistema Solare si trova sul bordo esterno di questa corrente, ma non ne fa parte, avendo un'età 40 volte superiore.

L’Orsa Maggiore però non si limita a queste sette stelle, ma si estende considerevolmente specialmente in direzione ovest e sud, fino a lambire il Leone; essa comprende una vasta regione di cielo povera di stelle di fondo ma estremamente ricca di galassie. Tre coppie di stelle di magnitudine 3 e 4 costituiscono le varie zampe dell’orsa e presso la cultura araba venivano raggruppate in un asterismo chiamato Salto della gazzella.

Fra le stelle dell’Orsa vi è anche Lalande 21185, una nana rossa di magnitudine 7,47 che con una distanza di 8,29 anni luce è la quarta stella più vicina al Sole.

L'identificazione delle sette stelle principali con la figura di un orso è presente in diverse e distanti civiltà e, non avendo questo insieme di stelle alcuna particolare somiglianza con l'animale, una convergenza culturale casuale è altamente improbabile. Gli abitanti del Nord America condividevano questo mito prima dell'arrivo dei colonizzatori europei, probabilmente portandolo con sé fin dai primi esseri umani che colonizzarono il continente circa 14.000 anni fa. Molti studiosi considerano comunque questo mito ancora più antico, retrodatabile all'Europa di 30.000 anni fa, quando, come diversi ritrovamenti testimoniano, era diffuso un culto dell'orso.

Secondo la mitologia classica, una delle compagne di Artemide, Callisto, perse la sua verginità con Zeus, che si era avvicinato sotto le spoglie della stessa Artemide. Arrabbiata, la dea Era la trasformò in un orso. Il figlio di Callisto, Arcas, quasi uccise la madre mentre stava cacciando, ma Zeus e Artemide lo fermarono e posero entrambi in cielo, come l'Orsa Maggiore e l'Orsa Minore. Hera non era contenta del fatto che fossero stati assunti in cielo, e perciò chiese aiuto a Teti. Questa, una dea marina, rivolse alle costellazioni una maledizione perché esse fossero costrette a girare per sempre in tondo nel cielo e a non riposarsi mai sotto l'orizzonte, spiegando così il fatto che queste costellazioni sono circumpolari.

Stelle doppie[modifica]

Principali stelle doppie
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Separazione
(secondi d'arco)
Colore
A. R.
Dec.
A B
ι Ursae Majoris 08h 59m 12s +48° 02′ 32″ 3,12 10 2 b + r
σ2 Ursae Majoris 09h 10m 23s +67° 08′ 03″ 4,8 8,3 4 g + g
α Ursae Majoris 11h 03m 43s +61° 45′ 04″ 1,81 7 378 ar + b
ξ Ursae Majoris 11h 18m 11s +54° 55′ 18″ 3,79 4,41 2,9 g + g
ζ Ursae Majoris 13h 23m : +54° 55′ : 2,23 3,95 14,4 b + b

L'Orsa Maggiore contiene alcune stelle doppie, sebbene non siano numerose in considerazione delle notevoli dimensioni della costellazione. Alcune di esse sono particolarmente famose e semplici da risolvere.

La coppia Mizar e Alcor, sebbene non sia una coppia fisicamente legata, costituisce una delle doppie ottiche più famose del cielo, essendo osservabili anche a occhio nudo se il cielo è limpido e chi osserva è dotato di buona vista. Mizar tuttavia è a sua volta una doppia, stavolta reale, con componenti di magnitudine 2,2 e 3,9 separate da 14", dunque risolvibili con un telescopio di piccolo diametro; in realtà il sistema di Mizar è composto da ben quattro componenti, invisibili con strumenti amatoriali.

La α Ursae Majoris (Dubhe) è una coppia facile da sciogliere, essendo formata da una stella di seconda e una di settima separate da alcuni primi, dunque risolvibile anche con un binocolo; le due componenti sono di colore arancione (la primaria) e biancastra (la secondaria).

La ι Ursae Majoris ha componenti di terza e decima magnitudine, dai colori fortemente contrastanti (bianca e rossa) ma risolvibile solo con ingrandimenti relativamente forti; la difficoltà della risoluzione è data anche dalla grande differenza di magnitudine delle due stelle.

Stelle variabili[modifica]

Principali stelle variabili
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Periodo
(giorni)
Tipo
A. R.
Dec.
Max. Min.
R Ursae Majoris 10h 44m 38s +68° 46′ 32″ 6,7 13,4 302 Mireide
S Ursae Majoris 12h 43m 57s +61° 05′ 36″ 7,1 12,7 225,87 Mireide
T Ursae Majoris 12h 36m 24s +59° 29′ 13″ 6,6 13,5 256,60 Mireide
W Ursae Majoris 09h 43m 45s +55° 57′ 09″ 7,9 8,6 0,33 Eclisse
Y Ursae Majoris 12h 40m 21s +55° 50′ 48″ 7,7 9,8 168: Semiregolare
Z Ursae Majoris 11h 56m 30s +57° 52′ 17″ 6,6 9,1 196 Semiregolare
RY Ursae Majoris 12h 20m 27s +61° 18′ 35″ 6,68 8,3 310: Semiregolare
ST Ursae Majoris 11h 27m 50s +45° 11′ 06″ 6,4 7,5 81 Semiregolare
TV Ursae Majoris 11h 45m 35s +35° 53′ 39″ 7,1 8,2 50 Semiregolare
TX Ursae Majoris 10h 45m 20s +45° 33′ 58″ 7,0 8,8 306 Eclisse
VW Ursae Majoris 10h 59m 02s +69° 59′ 21″ 6,85 7,71 610: Semiregolare
VY Ursae Majoris 10h 45m 04s +67° 24′ 40″ 5,87 7,0 Irregolare

Le dimensioni della costellazione favoriscono statisticamente la presenza di diverse stelle variabili; alcune di esse sono visibili anche con un semplice binocolo.

La più interessante di queste è senz’altro la W Ursae Majoris, una variabile a eclissi di un tipo particolare, di cui questa stella è la capostipite. Questo tipo di binarie sono caratterizzate da due stelle così a stretto contatto tra loro da condividere gli strati atmosferici più esterni; per questo motivo questo tipo di sistemi sono chiamati anche binarie a contatto. Le componenti hanno la forma di "goccia", in quanto ognuna delle due è allungata in direzione della compagna; gli strati più esterni vengono a contatto reciproco e si generano moti convettivi comuni alle due stelle. Dal 1903, data della scoperta, pare che il periodo orbitale sia cambiato; questo potrebbe dipendere dal trasferimento di massa occorso tra le due stelle e dai campi magnetici presenti, peraltro comuni in binarie di questo tipo. A differenza di altre binarie a eclisse non c'è un momento preciso di inizio e fine delle eclissi, a causa dell'estrema vicinanza delle due componenti. Si riscontrano tuttavia due minimi in un periodo di 8 ore e 23 secondi; un calo di 0,73 magnitudini quando è eclissata la primaria e di 0,68 quando è la secondaria ad essere eclissata.

Fra le variabili del tipo Mira spicca R Ursae Majoris, che in circa 10 mesi compie un ciclo in cui scende dalla magnitudine 6,7 fino alla tredicesima, sparendo così dalla portata anche dei piccoli telescopi.

Z Ursae Majoris ha invece un periodo di circa 6 mesi e mezzo; si tratta di una variabile semiregolare le cui oscillazioni la portano, quando è al massimo, al limite estremo della visibilità ad occhio nudo, mentre quando è al minimo è al limite estremo per un binocolo 10x50.

VY Ursae Majoris è una variabile irregolare che oscilla fra la quinta e la sesta grandezza; le sue escursioni possono essere apprezzate anche ad occhio nudo nel corso del tempo se si dispone di buoni cieli.

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.
NGC 2768 09h 11m 38s +60° 02′ 14″ Galassia 9,2 7,1 × 3,8
NGC 2841 09h 22m 03s +50° 58′ 35″ Galassia 10,0 8,1 × 3,5
M81 09h 55m 42s +69° 04′ 00″ Galassia 6,8 26 × 14 Gal. di Bode
M82 09h 55m 52s +69° 40′ 47″ Galassia 9,3 11,2 × 4,3 Gal. Sigaro
NGC 3077 10h 03m 20s +68° 44′ 01″ Galassia 9,8 4,5 × 4,1
NGC 3184 10h 18m 17s +41° 25′ 27″ Galassia 9,6 6,9 × 6,8
M108 11h 11m 31s +55° 40′ 24″ Galassia 10,0 8,3 × 2,5
M97 11h 14m 48s +55° 01′ 00″ Nebulosa planetaria 9,9 3,4 × 3,3 Neb. Civetta
NGC 3953 11h 53m 48s +52° 19′ 30″ Galassia 9,8 6,9 × 3,6
NGC 5308 13h 47m 00.4s +60° 58′ 23″ Galassia 12,31 3,7 × 0,7
NGC 5322 13h 49m 15.3s +60° 11′ 26″ Galassia 11,14 5,9 × 3,9
M109 11h 57m 36s +53° 23′ 28″ Galassia 9,8 7,6 × 4,9
M101 14h 03m 12s +54° 20′ 00″ Galassia 8,3 28,8 × 26,9 Gal. Girandola
La Nebulosa Civetta (M97) deve il suo nome proprio alle due aree scure che la fanno assomigliare agli occhi di una civetta.
La galassia M81, una delle più luminose del cielo, ripresa col telescopio spaziale Hubble; è soprannominata Galassia di Bode in onore del suo scopritore. Si tratta di una delle pochissime galassie osservabili anche con un semplice binocolo.
M82 ha un aspetto irregolare, dovuto alla sua interazione con M81 e al conseguente intenso processo di formazione stellare su larga scala.
M101 è una grande galassia spirale vista di faccia, con un lato fortemente deformato a seguito dell’interazione con un’altra galassia vicina.
La galassia M108 è vista di taglio e possiede una struttura ricca di gas e polveri.
La galassia M109 mostra nelle fotografie a lunga posa una barra centrale molto ben marcata.
La galassia NGC 3184.

La costellazione dell'Orsa Maggiore giace lontano dalla Via Lattea e dai suoi ricchi campi stellari, dunque entro i suoi confini non sono visibili ammassi stellari.

L’unico oggetto appartenente alla Via Lattea è M97, una nebulosa planetaria osservata e catalogata da Charles Messier. A causa del suo aspetto è stata soprannominata Nebulosa Civetta o Nebulosa Gufo. M97 è al limite estremo della visibilità con un binocolo, anche se si osserva nelle notti più propizie; le sue piccole dimensioni apparenti e la sua relativamente bassa luminosità fanno in modo che gli strumenti minimi richiesti per la sua individuazione senza difficoltà siano dei telescopi con almeno 70-80mm di apertura. Un telescopio da 150mm di apertura è in grado, con degli oculari di corta focale, di mostrare alcuni dettagli, sebbene i due punti scuri che rappresentano gli "occhi" del gufo si mostrino solo a ingrandimenti maggiori. La sua posizione è facilmente reperibile, grazie alla vicinanza con la stella Merak (β Ursae Majoris). M97 è una delle più grandi nebulose planetarie conosciute, in termini assoluti: si estende per un diametro di quasi 3 anni luce e la sua magnitudine apparente è pari a 9,9; la stella centrale invece è una nana bianca estremamente calda, di quattordicesima magnitudine, la cui temperatura superficiale si aggira sugli 85.000 K e la sua massa sarebbe pari a 0,7 masse solari. La distanza dell'oggetto è stata stimata attorno ai 2600 anni luce. La massa totale della nebulosa è di 0,15 masse solari e la sua densità è estremamente bassa, circa un decimo di quella media delle altre planetarie; ciò sarebbe indice dell'elevata età della nebulosa, dato che col tempo si è notevolmente espansa e i suoi gas si sono rarefatti. L'età sarebbe dunque sui 6000 anni. Il suo aspetto particolare sarebbe invece dovuto alla sua forma a toro o a cilindro torico, visto da una prospettiva obliqua.

Innumerevoli sono invece le galassie osservabili entro i suoi confini, delle quali ben cinque sono state osservate dal Messier. Fra queste spicca la coppia formata da M81 (una delle più brillanti del cielo) e M82, distanti rispettivamente 11,8 e 11,4 milioni di anni luce, appartenenti al gruppo di galassie dell'Orsa Maggiore, uno dei gruppi più vicini al nostro Gruppo Locale.

M81 è la più luminosa delle due, nonché la più brillante dell’intera costellazione, grazie alla sua vicinanza. Se la notte è particolarmente adatta all'osservazione astronomica, può essere individuata anche con un semplice binocolo; uno strumento come un telescopio rifrattore da 60-80mm la mostra come una macchia chiara senza particolari estesa per alcuni primi e allungata in direzione NNW-SSE. Un telescopio più grande, sui 140-150mm, consente di poter notare la struttura del nucleo, molto più brillante rispetto alle regioni periferiche, le quali sembrano sfumare gradualmente nel buio del fondo cielo; con strumenti da 250-300mm si evidenziano pure le prime strutture della spirale, sotto forma di variazioni della luminosità dell'alone attorno al nucleo. Si stima che M81 contenga approssimativamente 250 miliardi di stelle, è quindi leggermente più piccola della nostra Via Lattea. La sua distanza è ben nota ed è stata stimata in 12 milioni di anni luce, grazie alla scoperta di un gran numero di variabili Cefeidi, molte delle quali sono state osservate per la prima volta grazie al Telescopio Spaziale Hubble.

A breve distanza verso nord si può osservare M82; anche questa può essere individuata con un semplice binocolo; attraverso un telescopio da 60-80mm appare come una macchia chiara molto allungata, estesa per alcuni primi e allungata in direzione ENE-SWS. Con un telescopio con aperture sui 150mm si nota la struttura del nucleo e un gran numero di irregolarità specie in direzione sud, le quali diventano molto più evidenti con strumenti da 250-300mm. M82 subisce gli effetti gravitazionali della sua galassia vicina, la più grande M81; queste forze mareali hanno deformato M82 fin da circa 100 milioni di anni fa, causando anche un forte aumento dei fenomeni di formazione stellare. Qualche centinaio di milioni di anni fa infatti questa galassia ha avuto un incontro ravvicinato con M81; come risultato di ciò, una gran quantità di gas si è riversata su M82 e in particolare nelle sue regioni centrali. Il più recente incontro fra queste due galassie si è avuto circa 250 milioni di anni fa e ha causato un forte picco della formazione stellare in entrambe le galassie, come è testimoniato dalla distribuzione e dall'età degli ammassi aperti delle due galassie. In seguito sono avvenuti altri due potenti fenomeni di starburst, l'ultimo dei quali circa 4-6 milioni di anni fa, causando la formazione di superammassi stellari. La distanza che separa le due galassie è di circa 300.000 anni luce.

M81 e M82 fanno parte del Gruppo di galassie di M81, che conta 34 galassie situate nella costellazione dell'Orsa Maggiore, fra le quali la vicina NGC 3077; la distanza media di questo gruppo è di circa 11,7 milioni di anni luce, rendendolo così uno dei sottogruppi di galassie più vicini al nostro Gruppo Locale.

Un’altra galassia di grandi dimensioni è M101, nota anche come Galassia Girandola. In condizioni eccellenti M101 può essere osservata anche con un semplice binocolo; infatti, grazie alla sua estensione e alla sua relativa vicinanza a noi, M101 è una delle galassie più brillanti del cielo, benché la sua luminosità superficiale sia piuttosto bassa, motivo per cui occorre un cielo molto buio e limpido per poterla scorgere facilmente. Individuare la sua posizione in cielo è facile, grazie alla presenza di un'appariscente concatenazione di stelle di sesta e settima magnitudine ad est della brillante stella Mizar. Le sue dimensioni impongono l'uso di ingrandimenti abbastanza bassi per la sua osservazione; occorre comunque un telescopio di almeno 250 mm per iniziare a distinguere il nucleo, più brillante, e i frammenti dei bracci a spirale. Gli stessi bracci offrono, in buone condizioni, un bello spettacolo con un telescopio da 400 mm a largo campo. M101 è una galassia di notevole estensione se comparata con la Via Lattea; secondo diversi studi la sua massa sarebbe di circa 16 miliardi di masse solari, ma sembrerebbe essere un valore troppo basso, forse dovuto alla bassa luminosità superficiale della galassia; secondo le nuove scoperte, che comprendono l'individuazione di regioni H II e una forte velocità di rotazione, la massa di M101 sarebbe compresa fra 100 e 1000 miliardi di masse solari. Da un lato la galassia presenta un'asimmetria, che si crede si sia formata in tempi astronomicamente recenti a causa dell'interazione con un'altra galassia, che ne ha deformato i bracci a causa delle potenti forze mareali. Inoltre, questo incontro ha amplificato le onde di densità del bracci della galassia, che ha causato a sua volta la compressione del mezzo interstellare con conseguente aumento dell'attività di formazione stellare. La sua distanza è stimata sui 23,8 milioni di anni luce.

A breve distanza dalla stella Merak (β Ursae Majoris) si può osservare M108, visibile anche con un grande binocolo in una notte buia e limpida; la sua individuazione è facilitata notevolmente dalla presenza di questa stella, una dei due puntatori del Grande Carro che consentono di individuare la Stella Polare. In un telescopio da 60mm di apertura è visibile come un fuso piuttosto allungato in senso est-ovest, mentre con uno strumento da 150mm si mostrano alcune condensazioni più luminose; in ambo i casi comunque la galassia resta poco contrastata rispetto al fondo cielo. Le irregolarità maggiori si rinvengono in direzione est, come pure la parte più luminosa del fuso. M108 è una galassia spirale vista quasi perfettamente di taglio: la sua inclinazione è pari a 81° rispetto alla nostra linea di vista; i suoi bracci sono fortemente oscurati da grandi complessi di nebulose oscure e polveri interstellari, che rendono visibile con difficoltà anche il nucleo galattico. Sono note anche alcune regioni H II, in cui hanno sede fenomeni di formazione stellare. La massa totale della galassia sarebbe di 125 milioni di masse solari, dunque meno di quella della Via Lattea, mentre nel suo alone ci sarebbero circa 300 ammassi globulari; il telescopio Chandra ha individuato al suo interno 83 sorgenti di raggi X, di cui una situata nel nucleo; la più brillante di queste sorgenti coinciderebbe con un buco nero di massa intermedia con un disco di accrezione. La distanza di M108 si aggira sui 45 milioni di anni luce.

La galassia M109 è leggermente meno luminosa della precedente, ma è anch’essa facile da individuare, poiché si trova appena 1° a sudest della brillante e ben nota stella Phecda (γ Ursae Majoris), parte dell'asterismo del Grande Carro; sebbene non sia visibile con un binocolo e nei cercatori da 50 o 60mm di apertura, è facilmente rintracciabile direttamente al telescopio partendo dalla stella γ. La sua luminosità è piuttosto bassa e la luce della vicina stella infastidisce un po' la sua osservazione se si osserva con un oculare a grande campo; la struttura maggiormente visibile è il nucleo, da cui parte la barra centrale, a cui sono legati due bracci di spirale. Questa galassia dista circa 55 milioni di anni luce e possiede un diametro reale di circa 130.000 anni luce; ha inoltre tre galassie satelliti, ma probabilmente ve ne sono anche altre più piccole. Su di esse sono state condotte numerose osservazioni nella linea di emissione dell'idrogeno neutro. La distribuzione delle regioni H I di M109 è regolare, con un'estensione radiale di basso livello all'esterno del disco galattico, mentre nella regione della barra è presente un buco nella distribuzione dell'idrogeno neutro. La galassia possiede inoltre almeno tre galassie satelliti di una certa rilevanza, catalogate con le sigle UGC 6923, UGC 6940 e UGC 6969, cui se ne potrebbero aggiungere altre ancora non identificate come tali.

M109 è la galassia principale di un gruppo di galassie noto come Gruppo di M109, situato alla distanza media di 55 milioni di anni luce; il gruppo comprende una trentina di galassie maggiori, alcune delle quali osservabili anche con grandi strumenti, comuni fra gli appassionati, cui se ne aggiungono diverse meno appariscenti, nonché alcune candidate membri. Il gruppo fa parte del grande Ammasso dell’Orsa Maggiore, a sua volta parte del Superammasso della Vergine.

Fra le altre galassie spicca NGC 3184, visibile meno di un grado a ovest della stella μ Ursae Majoris; può essere notata anche con un telescopio da 80mm di diametro, sebbene occorrano strumenti da almeno 150mm per osservare alcune sue caratteristiche. Si tratta di una galassia spirale vista perfettamente di faccia, fra gli oggetti più brillanti della costellazione, con due bracci principali ben avvolti e altri minori che si diramano da essi, molto ricchi di gas e polveri interstellari; il nucleo è piccolo e luminoso. Fra i suoi bracci di spirale sono state osservate ben quattro supernovae solo nel XX secolo, cui se ne aggiungono due notate nel 2008 e nel 2010; nel caso di quest’ultima, sono disponibili immagini d’archivio del telescopio Hubble che sembrano mostrare quella che potrebbe essere la stella progenitrice di questa supernova. Un’altra caratteristica peculiare delle sue stelle è la relativamente abbondante presenza di elementi pesanti. La sua distanza è stimata sui 40 milioni di anni luce.

NGC 3953 è una galassia spirale barrata, anch’essa facilmente osservabile anche con piccoli strumenti; si trova circa un grado e mezzo a sud di Phecda, a breve distanza anche da M109. Con un telescopio da 150mm di apertura appare come un macchia chiara leggermente allungata in senso nord-sud con un nucleo luminoso al centro. Fa parte del gruppo di galassie di M109 e si trova alla distanza di 60 milioni di anni luce. Con un diametro di circa 120.000 di anni luce, possiede delle dimensioni molto simili a quelle della Via Lattea; altre analogie sono la struttura della barra centrale, che appare circondata da un anello brillante, e soprattutto la struttura dei bracci, molto ramificati e con numerosi speroni, in cui sono attivi importanti processi di formazione stellare.

Un’altra galassia notevole, sebbene meno luminosa delle precedenti, è NGC 2841; si trova circa un grado e mezzo a sudovest della stella θ Ursae Majoris e può essere individuata con un telescopio da 120mm di diametro, sotto un cielo buio. Questa galassia è il prototipo delle cosiddette "galassie flocculenti", ossia galassie i cui bracci a spirale sono brevi e frammentati; in particolare quelli della galassia NGC 2841 ospitano molte stelle giovani e calde, con un basso tasso di formazione stellare. Inizialmente si riteneva che questa galassia distasse circa 36 milioni di anni luce; uno studio effettuato nel 2001 dal Telescopio spaziale Hubble sulle variabili Cefeidi della galassia ha invece permesso di stimarne accuratamente la distanza, che è stabilita sui 46 milioni di anni luce. Una nuova stima della distanza, più precisa, è stata ottenuta nel 2013 utilizzando una supernova di tipo Ia esplosa nel 1999, portando il valore a 48 milioni di anni luce. Data la dimensione angolare apparente, la galassia ha un diametro di almeno 112.000 anni luce (secondo le stime che la collocano a una distanza minore), leggermente superiore a quello della Via Lattea, ma le stime superiori (ottenute con diametri angolari meno restrittivi) la pongono a circa 150.000 anni luce, quindi più simile alla Galassia di Andromeda. La sua classificazione morfologica è di tipo SA(r)b, ovvero una galassia spirale (SA) con un anello centrale (r) in cui il contributo del nucleo e del disco si equivalgono (b). Inoltre NGC 2841 è classificata come galassia LINER, ovvero una galassia che presenta una bassa ionizzazione rispetto alle galassie "normali" nella regione nucleare.

La galassia NGC 2768 è una grande galassia ellittica, o più probabilmente lenticolare, situata nella parte occidentale della costellazione, circa 5 gradi a est della stella ο Ursae Majoris; può essere individuata come una piccola macchia di forma ovale con un telescopio da 150mm di diametro. Strumenti più grandi la rendono più staccata dal fondo cielo, ma non aggiungono particolari dettagli, come spesso accade per le galassie di questo tipo. Si tratta di una galassia attiva di tipo Seyfert, con al centro un buco nero supermassiccio; il nucleo è circondato da una struttura di polveri densa che forma una struttura da anello, che si estende perpendicolarmente rispetto al piano della galassia, allungandosi fino all’esterno; le sue polveri formano un’intricata struttura di noduli e di filamenti. Dal centro si dipartono due sottili getti simmetrici a forma di S, segno di un nucleo galattico particolarmente attivo. Uno studio del 2012 incentrato sulle caratteristiche strutturali e dinamiche della galassia ha permesso di individuare 315 nebulose planetarie e 112 ammassi globulari; nel 2000 è stata inoltre osservata una supernova. La distanza di NGC 2768 è stata stimata attorno ai 63-65 milioni di anni luce; fa parte di un piccolo gruppo di galassie, le quali sono visibili nelle vicinanze, ma appaiono più deboli.

La NGC 3077, già citata in quanto membro del Gruppo di M81, è una galassia peculiare visibile a est da M81, alla stessa distanza angolare che separa M81 e M82, ma con un’angolazione di circa 110°. È visibile co strumenti da 150mm di diametro come una debole macchia chiara priva di dettagli. Nonostante il suo aspetto la faccia somigliare a prima vista a una galassia ellittica, è classificata fra le galassie peculiari per due ragioni: la prima è legata all’aspetto granuloso e sfrangiato dei suoi bordi, con nubi interstellari diffuse che sono probabilmente il risultato di un’intensa interazione gravitazionale con le galassie vicine, similmente a quanto si osserva in M82; inoltre, questa galassia possiede un nucleo attivo, che la fece classificare in un primo momento fra le galassie di Seyfert. Tuttavia, sebbene sia una galassia con linee di emissione notevoli, oggi non è più classificata come tale, ma come una semplice galassia attiva. La sua distanza è stimata sui 13 milioni di anni luce, simile dunque a quella delle due galassie principali M81 e M82.

Numerose altre galassie si osservano specialmente a sudest del Grande Carro, verso il confine con la costellazione dei Cani da Caccia, ma appaiono generalmente troppo deboli per essere alla portata dei più comuni telescopi presso gli astrofili; è tuttavia possibile evidenziarle nelle foto astronomiche, specie quelle a grande campo.

L’Orsa Maggiore contiene infine due galassie nane sferoidali, entrambe satelliti della Via Lattea. La prima è nota come Ursa Major I, che misura solo poche migliaia di anni luce di diametro. Ad oggi è la seconda galassia meno luminosa conosciuta (se si escludono le galassie oscure). La sua magnitudine assoluta è pari a solo -6,75, ciò significa che è meno luminosa perfino di alcune stelle singole della Via Lattea. La sua luminosità è infatti comparabile a quella della stella Rigel. La sua distanza è stimata sui 330.000 anni luce dalla Terra.

La seconda è nota invece come Ursa Major II ed è la galassia meno luminosa conosciuta, con una magnitudine assoluta pari a solo -3,8, ossia meno anche della stella Canopo e paragonabile a quella di Bellatrix. Le sue dimensioni sono di 810 x 405 anni luce appena e dista solo 97.800 anni luce dalla Terra. A causa della loro bassissima luminosità, entrambe le galassie sono state scoperte solo nei primi anni duemila.

Da segnalare che nella costellazione c’è un altro oggetto ancora più piccolo, un remotissimo ammasso globulare isolato noto come Palomar 4, distante circa 360.000 anni luce e anch’esso orbitante attorno alla Via Lattea.