Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/L'Arco di Cassiopea

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La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Copertina

Regioni celesti scelte

Curiosità galattiche

Carte di dettaglio dei principali ammassiGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Carte di dettaglio dei principali ammassi

BibliografiaGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Bibliografia

CassiopeaDGenerale.png

La Via Lattea fra Cassiopea e Cefeo, pur essendo povera di stelle particolarmente luminose, è caratterizzata dall’altissimo numero di ammassi aperti e di nebulose di ogni tipo, dalle tenui nebulose a riflessione alle grandi regioni di idrogeno ionizzato.

Questo tratto di cielo appare molto alto nei cieli boreali verso il finire dell’estate, quando nelle prime ore della notte il brillante Triangolo Estivo lascia progressivamente spazio al Quadrato di Pegaso.

Caratteristiche[modifica]

Fra Cefeo e Cassiopea, e in particolare fra le stelle α Cephei (Alderamin) e β Cassiopeiae (Sadr), è compreso uno dei tratti di Via Lattea più ricchi in assoluto di nebulose; in questa direzione infatti si possono osservare diverse regioni di formazione stellare sovrapposte una dietro l’altra lungo la nostra linea di vista, dalle più vicine, che appartengono al nostro Braccio di Orione, fino alle più lontane, sul Braccio di Perseo e oltre ancora.

Gran parte delle nebulose qui visibili appartengono però al Braccio di Orione e formano un imponente arco di regioni di formazione stellare che attraversa l’intera costellazione di Cefeo; sono tuttavia parzialmente oscurate da polveri interstellari, che le rendono meno appariscenti di quanto potrebbero apparire.

La particolare disposizione delle nubi oscure fra Cefeo e Cassiopea fa assumere a questo tratto di Via Lattea la forma di uno stretto arco chiaro, dominato da svariati ammassi aperti appartenenti al Braccio di Perseo su cui spicca il famoso M52: questa conformazione viene chiamata Arco di Cassiopea ed è molto ben evidente sotto cieli limpidi e cristallini.

Numerosi ammassi stellari si osservano anche nei pressi della famosa W delineata dalle stelle principali di Cassiopea, fino al confine con Perseo e oltre.

Sebbene le nebulose siano in massima parte fuori dalla portata dei telescopi più diffusi presso gli appassionati, molti degli ammassi aperti sono invece osservabili anche con strumenti di piccolo diametro e alcuni persino con un binocolo 10x50, come il già citato M52; sempre con un binocolo si possono apprezzare i ricchi campi stellari dell’Arco di Cassiopea e delle regioni centrali di Cefeo.

Con un telescopio da 150 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.

Chi invece è dotato di apparecchiatura astrofotografica troverà molto interessante e appagante riprendere le numerose nebulose qui presenti, che mostrano svariate morfologie e accostamenti di colori laddove le rosse nebulose di idrogeno ionizzato lasciano il posto alle nebulose a riflessione, spesso di colore azzurro a causa della vicina presenza di diverse stelle giovani e massicce.


L'associazione Cepheus OB4[modifica]

Il grande complesso nebuloso di Ced 214 e NGC 7822, costituente un’importante regione di formazione stellare.

Come visto in precedenza, la costellazione di Cefeo sembra a prima vista priva di oggetti di rilievo: non vi sono infatti ammassi particolarmente appariscenti e molte delle sue nebulose non sono visibili con piccoli strumenti. Tuttavia nelle fotografie emerge un gran numero di nubi che nascondono giovani gruppi stellari; la maggior parte di queste si trova sul Braccio di Orione a distanze comprese fra 2300 e 3200 anni luce e sono state descritta nella sezione sulla Via Lattea di Cefeo.

L'associazione Cepheus OB4 si trova nella parte orientale di Cefeo, vicino al confine con Cassiopea. Le sue componenti più luminose sono di magnitudine visuale 9 e si confondono facilmente con quelle dei campi stellari di fondo, né possono essere individuate ad occhio nudo; è comunque sufficiente un binocolo per poterle notare, nella regione attorno alla grande nebulosa Ced 214. La più brillante, BD+66 1675, è di magnitudine 9,05. L'associazione è centrata attorno all'ammasso aperto Berkeley 59, costituito da una ventina di stelle di magnitudine compresa fra la 9 e la 13. Cepheus OB4 è composta da 42 giganti blu, poste alla distanza di 2740 anni luce dal Sole; esiste inoltre una correlazione fra la luminosità e l'arrossamento di queste componenti: infatti le sue stelle di classe spettrale O e B sembra che si trovino solo nelle regioni interne alla nube, mentre le componenti di classe B più tendenti al bianco pare siano poste al di fuori, anche se ciò potrebbe essere dovuto soprattutto dell'incompletezza dei rilevamenti condotti in questa regione. L'età dell'associazione sarebbe compresa fra 0,6 e 6 milioni di anni. Cepheus OB4, così come le vicine Cepheus OB2 e Cepheus OB3, consiste in due aree con proprietà dinamiche ed evolutive differenti: la più antica e più dispersa si estende in un'area di 15' (pari a 15 anni luce) di diametro ed è situata sul bordo meridionale di una struttura nebulosa circolare chiamata Cepheus Loop (Anello di Cefeo); tramite il moto proprio delle sue componenti si è individuato il suo possibile punto di formazione, situato presso il centro di quello che è ora il Cepheus Loop, il quale sarebbe stato originato dal vento stellare delle stelle dell'associazione Cepheus OB2 e dall'esplosione di una o più supernovae in essa contenute, espandendosi in seguito fino a raggiungere altre nubi molecolari; dall'esito di questi scontri si sarebbe poi formato l'ammasso aperto Berkeley 59.

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 300-400 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 100 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 200 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 300-350 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.

L'Arco di Cassiopea[modifica]

La nebulosa Sh2-142, talvolta soprannominata “Nebulosa Mago”, ospita l’ammasso aperto NGC 7380.
La nebulosa NGC 7635 è soprannominata Nebulosa Bolla a causa della sua struttura causata dal vento stellare della sua stella più massiccia, una gigante blu.

L’Arco di Cassiopea in senso stretto è un sottile ponte di campi stellari, ammassi e nebulose la cui luminosità viene evidenziata ed esaltata da due addensamenti di polveri che oscurano la Via Lattea a nord e a sud; ha origine apparentemente a est di δ Cephei e termina fra κ e β Cassiopeiae. L’Arco è dominato dalla grande nebulosa Sh2-157, situata al suo centro; all’osservazione visuale è ben fuori dalla portata dei più comuni telescopi, avendo una bassa luminosità superficiale, ma è molto ben chiara nelle foto astronomiche a lunga esposizione, in cui si mostra come una vasta e tenue nebulosità diffusa, con delle regioni più luminose al centro e un grande arco in direzione nord. Si estende per circa un grado: la parte settentrionale possiede una forma ad anello, causata dall'azione del vento stellare di diverse stelle giganti, mentre il settore meridionale appare eccitato dalla radiazione luminosa delle stelle di classe spettrale O. Sh2-157 si trova sul Braccio di Perseo, uno dei bracci di spirale principali della Via Lattea, a una distanza di 11.000 anni luce e in cui sono situate anche le principali associazioni OB visibili nella costellazione di Cassiopea, come Cassiopeia OB5 e Cassiopeia OB2; in particolare, Sh2-157 si osserva in direzione di quest’ultima. La nebulosa è associata a un gran numero di stelle giovani, come è tipico delle regioni H II, fra le quali la brillante WR 57, una stella di Wolf-Rayet dall'età stimata in 7,5 milioni di anni, situata all'interno dell'ammasso Mrk 50, che è posto nella parte settentrionale della nube. I modelli evoluzionistici della regione suggeriscono che i processi di formazione stellare attraverso questa regione del Braccio di Perseo abbiano dapprima interessato la regione da cui ha avuto origine l'associazione Cas OB2 e che poi si sia estesa alla formazione dell'ammasso NGC 7510 e infine di Mrk 50, che risulta dunque il prodotto dell'ultima generazione di stelle della regione.

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 80 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 150 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 80 mm, con cui si possono scindere alcune stelle di magnitudine 10. Un telescopio da 200 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.

Circa 5 gradi a sudovest si trova un altro complesso nebuloso, legato questa volta all’associazione Cepheus OB1, sempre sul Braccio di Perseo: si tratta della nebulosa Sh2-142, talvolta indicata col soprannome di Nebulosa Mago per via delle sue protuberanze che lo farebbero rassomigliare, nelle foto a lunga esposizione e in alta risoluzione, a un mago coperto con un mantello che gesticola. Per individuarne la posizione si può fare riferimento alle stelle ζ Cephei e δ Cephei, dalla prima alla seconda e prolungandone la direzione deviando poco verso sud. Non è visibile all’osservazione diretta attraverso un telescopio, ma come tante altre nebulose situate nei dintorni è invece ben evidente nelle fotografie a lunga posa; la sua distanza è stimata sui 11.300 anni luce e appare legata all’ammasso aperto NGC 7380. Talvolta questa sigla viene erroneamente utilizzata anche per indicare la nebulosa, in luogo della più appropriata Sh2-142. La stella responsabile della ionizzazione dei suoi gas è la binaria a eclisse DH Cephei, formata da due stelle di classe spettrale O6 e situata all’interno dell’ammasso citato. La massa ionizzata si stima che sia pari a 4000 masse solari, ma associata ad essa si trova anche una nube molecolare contenente almeno il doppio di questa massa e forse fino a 15.000 masse solari.

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 100 mm sono evidenti alcune decine di stelle fino alla magnitudine 12 formanti un blando addensamento; con uno strumento da 150 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 150 mm o i 200 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 120-150 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 250 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.

La catena di ammassi aperti visibili a nordovest di β Cassiopeiae: sopra, immagine reale; sotto, a colori invertiti e mappata.

All’estremità orientale dell’Arco di Cassiopea, circa 2 o 3 gradi a nordovest della stella Caph (β Cassiopeiae), si trova un’interessante concatenazione di ammassi aperti orientata in senso nordovest-sudest; sebbene gran parte di questi oggetti siano sfuggenti o scarsamente contrastati, ce ne sono due che sono osservabili con relativa facilità.

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 100 mm si scorgono alcune stelline su uno sfondo che permane nebuloso, due delle quali hanno rispettivamente magnitudine 10 e 11; con un telescopio da 150 mm la risoluzione è quasi completa, mentre lo è del tutto con strumenti da 250 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 120 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 60-70 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 250 mm e oltre.

Tutti e tre sono ammassi relativamente giovani, anche se presentano alcune caratteristiche differenti: in particolare NGC 7790 non possiede un alone di stelle giovani blu, presente invece negli altri due: ciò potrebbe indicare che, sebbene essi possano aver avuto origine nella stessa regione di formazione stellare, si siano formati in tempi diversi e da differenti nubi molecolari.

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 250 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.

Circa 2 gradi più a nord si osserva invece il debole anello nebuloso di CTB 1, coincidente con un antico resto di supernova.

Oltre l'Arco di Cassiopea[modifica]

L’ammasso aperto NGC 225 è situato apparentemente a contatto con la nebulosa vdB 4; in realtà la nebulosa è in primo piano.
La galassia nana irregolare IC 10.
Gamma Cassiopeiae e le nubi che l’accompagnano: IC 59 e IC 63.

La sezione di Via Lattea posta subito a est dell’Arco di Cassiopea, e in particolare fra le stelle Caph (β Cassiopeiae) e Cih (γ Cassiopeiae), contiene un gran numero di ammassi e gruppi stellari racchiusi in un diametro di appena 5 gradi; tuttavia, si tratta in gran parte di oggetti molto deboli o difficili da staccare dai ricchi campi stellari circostanti. Quasi tutti questi ammassi si trovano sul Braccio di Perseo, a distanze superiori ai 5000 anni luce.

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 120 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 200 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 120 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 200 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 80 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 150 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 100 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.

Poco meno di 1,5 gradi a est di Caph (β Cassiopeiae) è infine da segnalare la galassia IC 10, che sebbene ovviamente non sia un oggetto appartenente alla Via Lattea, si trova in direzione dei suoi ricchi campi stellari e di polveri, venendone per altro parzialmente oscurata. Classificata inizialmente come un oggetto appartenente alla nostra Galassia, intorno agli anni 1930 si è avanzata l'ipotesi che si trattasse di un oggetto extragalattico. Edwin Hubble suggerì che poteva trattarsi di un oggetto appena al di fuori del Gruppo Locale, ma la questione venne risolta solo nel 1996, quando, a seguito della scoperta di variabili Cefeidi al suo interno, se ne stabilì l'esatta distanza. Oggi si sa che IC 10 si trova alla stessa distanza della Galassia del Triangolo rispetto alla Galassia di Andromeda: questo può suggerire che si tratti dunque di una galassia appartenente al sottogruppo di M31. È anche dell'unica galassia starburst nota all'interno del Gruppo Locale; ha una notevole densità di stelle del tipo Wolf-Rayet, se paragonata alle Nubi di Magellano (a questo proposito si può dire che le sue dimensioni sono inferiori a quelle della Piccola Nube di Magellano, sebbene la sua magnitudine assoluta sia paragonabile a quella di quest'ultima). Il livello elevato dell'ossigeno nella galassia, confrontato con quello della Piccola Nube, suggerisce che l'attività di formazione stellare è continuato per un periodo di tempo più lungo e continua tuttora a ritmo discreto, dato che ogni anno si formano al suo interno oltre 50.000 stelle. L'idrogeno ionizzato qui forma regioni H II molto estese, in particolare verso il centro.

Una nota finale meritano alcune delle stelle variabili visibili in questo tratto di cielo fra Cefeo e Cassiopea: qui vi sono infatti alcune fra le variabili più famose e studiate dell’intera volta celeste.

La prima è la famosa δ Cephei, ben visibile nella parte meridionale della costellazione di Cefeo. Questa stella è il prototipo di una classe di stelle variabili molto importanti, le Cefeidi, nonché una delle variabili di questa classe più vicine al Sole. La sua variabilità venne scoperta da John Goodricke nel 1784 e fu la seconda variabile di questo tipo ad essere stata individuata, dopo la stella η Aquilae, la cui variabilità fu riconosciuta tale da Edward Pigott all'inizio dello stesso anno. Per la sua luminosità e per l'ampiezza delle fluttuazioni, δ Cephei è una delle stelle più semplici per astrofili e astronomi dilettanti che iniziano a dedicarsi allo studio delle stelle variabili, perché la stella è sempre visibile nelle ore notturne di gran parte dell'emisfero boreale. La variabilità di δ Cephei è dovuta a delle pulsazioni della stella; essa varia dalla magnitudine 3,48 a 4,37 in un periodo di 5,36634 giorni, anche se impiega meno tempo a raggiungere il massimo della luminosità, mentre necessita di più tempo per arrivare al minimo; nello stesso arco di tempo varia anche la sua classe spettrale, da F5 a G3. Si ritiene che stelle di questo genere si formino con una massa 3–30 volte superiore a quella solare, e che abbiano già da tempo passato la fase di sequenza principale come stelle di Classe B. Dopo aver esaurito il loro combustibile nucleare, l'idrogeno, presente nel nucleo, queste stelle instabili passano ora attraverso gli ultimi stadi della loro evoluzione. La δ Cephei emette circa 2.000 volte la luminosità del Sole, producendo un forte vento stellare, che, in combinazione con le pulsazioni stellari, producono un'espulsione di massa al tasso di circa 1,0±0,8×10–6 masse solari all'anno, equivalente a una massa solare circa ogni milione di anni. Questa materia confluisce verso l'esterno ad una velocità di circa 35 km/s. Il risultato di questo gas espulso è la formazione di una nebulosa di circa un parsec di diametro, centrata su δ Cephei, e contenente 0,07-0,21 masse solari di idrogeno neutro. Grazie alla correlazione periodo-luminosità e alla grande precisione con cui viene misurato il periodo delle pulsazioni, le variabili Cefeidi possono essere usate come candele standard per determinare la distanza degli ammassi globulari e delle galassie in cui sono contenute. Poiché la relazione periodo-luminosità può essere calibrata con grande precisione usando le stelle Cefeidi vicine, le distanze trovate con questo metodo sono tra le più accurate disponibili.

Altra variabile di rilievo è la stella VV Cephei, famosa per essere una delle stelle più grandi conosciute. Si tratta in realtà di una stella binaria, formata da una supergigante rossa e da una stella bianco-azzurra probabilmente di sequenza principale. Le due stelle si trovano a circa 3000 anni luce di distanza dalla Terra; inizialmente erano state considerate far parte dell'associazione stellare Cepheus OB2, ma da recenti studi parrebbe non ci sia relazione tra VV Cephei e quest'associazione OB. La magnitudine apparente media totale del sistema è pari a 4,9. Come visto, la componente principale, nota come VV Cephei A, è una delle stelle più grandi conosciute. È di tipo spettrale M2 e il suo raggio era stato stimato fino a 1900 volte quello del Sole; tuttavia, come per altre grandi stelle, non è sempre facile misurare le reali dimensioni di stelle in questo stato: l'essere circondata da gusci opachi nell'estesa atmosfera, l'oscuramento del bordo, la luminosità instabile ed altri fattori concorrono nel rendere difficile la stima del raggio stellare. Nel 2010 il diametro angolare di VV Cephei è stato misurato con metodi astrometrici ed è risultato essere di 0,00638 secondi d'arco, che alla distanza alla quale si trova la stella, corrisponde un raggio di circa 1050 volte quello del Sole, una stima nettamente inferiore a quelle mostrate in studi precedenti ma sostanzialmente simile a quella ottenuta con metodi spettroscopici in un altro studio del 2008. Anche la sua massa è stata ridimensionata ed è oggi indicata sulle 64 masse solari, dalle 100 inizialmente stimate. VV Cephei A non ha forma sferica, bensì ha forma di goccia dovuta alle forze mareali prodotte dal campo gravitazionale della vicina e calda compagna, la quale viene pesantemente oscurata da un disco di materia che la fredda supergigante cede. È anche una variabile pulsante semiregolare; si conoscono periodi di 58, 118 e 349 giorni, oltre a uno più lungo di 13,7 anni. Una stella con queste caratteristiche quasi certamente finirà la propria esistenza esplodendo in supernova, evento che potrebbe espellere la compagna convertendola in una stella fuggitiva.

Un'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.

Nelle foto a lunga posa si evidenziano a nord di questa stella due piccoli addensamenti nebulosi di forma più o meno triangolare: si tratta delle nubi IC 59 e IC 63, facenti parte del più vasto sistema catalogato come Sh2-185. Questo sistema si trova alla stessa distanza di γ Cassiopeiae e riceve l’intensa radiazione di questa stella, subendo la ionizzazione dei suoi gas. IC 63 mostra una struttura filamentosa, mentre IC 59 è più irregolare.

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Ammassi sul lato orientale[modifica]

NGC 457, soprannominato Ammasso Civetta per via del suo aspetto, risolvibile con un piccolo rifrattore.
L’ammasso aperto M103 è piuttosto piccolo, ma è ben risolvibile anche con piccoli strumenti.
L’ammasso aperto NGC 654.
L’ammasso aperto NGC 663 è facile e brillante, con visibili diverse decine di stelle anche con piccoli strumenti.

Numerosi altri ammassi aperti giacciono nella parte centro-orientale di Cassiopea; la quasi totalità di questi giace sul Braccio di Perseo.

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 200-250 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.

A breve distanza angolare si trova NGC 381, che sebbene sia più esteso ed appariscente del precedente, si individua comunque con difficoltà, sia a causa della debolezza delle sue componenti, sia perché giace in un campo stellare molto ricco e staccarlo diventa arduo; all’osservazione visuale appare come un leggero addensamento sparso di stelle di magnitudine 11 e 12, con altre stelle di fondo nel mezzo. In fotografia è invece molto più evidente. La sua distanza è stimata sui 3300 anni luce e ricade nel Braccio di Perseo, presentandosi anche parzialmente oscurato; si tratta tuttavia di un ammasso piuttosto ricco, con 350 stelle possibili membri. La sua età è stimata sui 320 milioni di anni.

Leggermente più facile da localizzare è invece il piccolo ammasso NGC 433, lungo la linea che congiunge le stelle γ Cassiopeiae e δ Cassiopeiae; il suo aspetto è abbastanza ben definibile ed è dominato da una stella arancione di magnitudine 7,9, sul lato orientale, mentre il centro dell’ammasso è formato da un gruppetto di stelle di magnitudine 13 incorniciato da un piccolo triangolo di astri di magnitudine 9 e 10. Non dev’essere confuso con un altro piccolo addensamento di stelle visibile poco più a nord, dominato da due stelle di magnitudine 7 e che non costituisce un ammasso. Si tratta di un ammasso di età molto giovane, considerato in alcuni studi come un’associazione OB in stadio iniziale della sua fase evolutiva e associato a nubi molecolari. La sua distanza è stimata sui 7600 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 120 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 200-250 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 150 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 150 mm è possibile iniziarne una risoluzione soddisfacente, che si completa comunque con strumenti di 200-250 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.

Il famoso M103 è uno degli ammassi meno appariscenti fra quelli di Messier, ma si individua con estrema facilità meno di un grado a nordest della stella δ Cassiopeiae, al punto che la luce di questa stella quasi lo oscura. Appare nello stesso campo visivo in un binocolo 10x50, il quale consente anche una prima parziale risoluzione. Un telescopio da 114mm lo mostra di forma triangolare e dominato da alcune stelline di ottava grandezza; con strumenti superiori l'ammasso è completamente risolto. M103 è uno dei più lontani ammassi aperti elencati nel Catalogo di Messier, trovandosi a circa 9400 anni luce dalla Terra, in un angolo remoto del Braccio di Perseo; esso possiede un diametro apparente di 6 minuti d'arco che, tenendo conto della distanza, corrisponde a un diametro reale di 15 anni luce. Attraverso le misurazioni sul moto proprio sono state individuate 77 componenti fino alla quattordicesima magnitudine facenti sicuramente parte dell'ammasso (con un indice di sicurezza non inferiore all'80%), cui se ne aggiungono 151 la cui probabilità di appartenenza è inferiore; i due membri più brillanti di M103 sono una supergigante di tipo B5Ib ed una gigante di tipo B2III. Fra queste componenti sono note anche alcune stelle variabili, fra le quali due binarie a eclisse, una delle quali con un'oscillazione di oltre una magnitudine, una probabile variabile Gamma Doradus (o forse una variabile pulsante di lungo periodo di classe spettrale B), una stella Be e una gigante rossa pulsante; nello stesso campo visivo, ma non legata fisicamente a M103, si trova un'altra sospetta variabile Gamma Doradus. Estendendo l'indagine alle stelle fino alla diciottesima magnitudine, vengono incluse diverse altre variabili, fra cui sette di tipo Delta Scuti e otto a eclisse. Le stime sull'età dell'ammasso hanno fornito un valore pari a 16±4 milioni di anni. Data quest'età, è piuttosto improbabile che in esso siano ancora presenti delle stelle di pre-sequenza principale.

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 150 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 80 mm, con cui appare come una piccola macchietta su cui si risolvono tre stelline di magnitudine 10. Con strumenti da 150 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 100-120 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 120 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 200 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 100-120 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.