Guida alle costellazioni/Il polo nord celeste/Cassiopea: differenze tra le versioni

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Sebbene la Via Lattea attraversi la costellazione di Cassiopea, in questo tratto non appare molto brillante, a causa delle polveri interstellari che la oscurano; la sua presenza, tuttavia, fa sì che in questa costellazione siano presenti numerosi ammassi stellari, tra i quali due che furono catalogati dal Messier.
 
Fra gli '''''ammassi aperti''''' il più appariscente di questi è '''M52''', un ammasso con un diametro di 12 primi. M52 si trova in una zona di cielo ricca di oggetti, grazie alla presenza della scia della Via Lattea, all'estremità occidentale della costellazione e al confine con Cefeo; si individua tramite il proseguimento dell'allineamento fra le stelle α Cassiopeiae e β Cassiopeiae per la stessa distanza delle due stelle. Può essere osservato 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; un telescopio da 150mm150 mm di apertura mostra fino a una cinquantina di componenti molto piccole e vicine fra loro, mentre in un 250mm250 mm diventano oltre 150. Si tratta di un ammasso estremamente ricco e compatto, con una densità media stimata di circa 3 stelle per parsec cubico, e addirittura fino a 50 stelle per parsec cubico nella zona centrale. Non si conosce la distanza esatta di questo ammasso dal nostro sistema solare: le stime 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.
 
La parte orientale della costellazione è particolarmente ricca di ammassi. Fra questi vi è '''M103''', che 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.
 
Nei pressi di M103 si trova '''NGC 457''' ('''C13'''), soprannominato '''Ammasso Civetta''' per via del suo aspetto. È un ammasso di facile individuazione e osservazione; si trova quasi 2 gradi a sud della stella δ Cassiopeiae (Ruchbah) ed è visibile anche con un binocolo 10x50 o, meglio, 15x80, attraverso i quali si presenta già parzialmente risolto in stelle. Un telescopio da 150mm150 mm è tra i migliori strumenti per l'osservazione di quest'oggetto celeste, che alle latitudini medie boreali si presenta circumpolare; già a bassi ingrandimenti è un oggetto ben risolto che occupa buona parte del campo visivo. Strumenti di apertura superiore permetteranno di notare che molte delle sue componenti più luminose, tra le quali la stella φ Cassiopeiae, sul bordo meridionale dell'ammasso, sono doppie. Si tratta di un ammasso dall’aspetto molto caratteristico: la sua forma particolare lo ha reso noto con il nome di Ammasso Civetta: infatti è dominato da due stelle di sesta magnitudine (una delle quali è φ Cassiopeiae), da cui parte una concatenazione di astri che ricordano bene le ali di un uccello in volo; le due stelle di sesta sono gli "occhi" della civetta. In realtà, le stelle più brillanti dell'ammasso, come φ Cassiopeiae, sarebbero molto più vicine a noi, e si mostrano in direzione dell'ammasso per un effetto prospettico. NGC 457 è composto da una sessantina di componenti stellari accertate fino alla quattordicesima magnitudine e dista dal Sole quasi 8000 anni luce. Come la gran parte degli ammassi brillanti situati in direzione di Cassiopea, anche questo presenta un'età piuttosto giovane, stimata attorno ai 21 milioni di anni. Nella sua direzione sono note diverse decine di stelle variabili, molte delle quali sono in realtà fisicamente separate dall'ammasso; fra le variabili accertate come appartenenti a NGC 457 vi è la V466 Cassiopeiae, una gigante rossa evoluta appartenente alla classe delle variabili pulsanti, e V765 Cassiopeiae, una binaria a eclisse di classe spettrale B5, cui se ne aggiungono altre quattro con diversi gradi di probabilità di appartenenza. Fra le stelle situate sulla stessa linea di vista ma sicuramente non appartenenti all'ammasso, vi sono diverse variabili cefeidi e alcune variabili RR Lyrae.
 
'''NGC 663''' ('''C10''') si individua 2 gradi a nordest di δ Cassiopeiae (Ruchbah); è visibile con un binocolo 10x50 come un alone chiaro circondato su quattro lati da stelle di ottava e nona magnitudine. Per risolvere la parte centrale dell'oggetto occorrono strumenti più potenti, in grado di rilevare stelle di undicesima e dodicesima magnitudine; con un telescopio amatoriale da 100-120mm120 mm è possibile risolverlo completamente e già a 70x si evidenziano diverse decine di componenti. Con strumenti ancora maggiori la risoluzione è ottimale e le componenti appaiono anche abbastanza separate. L'ammasso conta un centinaio di componenti; le stelle più luminose si concentrano sul lato nord, in particolare due stelle di ottava grandezza e due di nona, da cui partono due "grappoli" distinti di stelle meno appariscenti. Nelle sue regioni centrali sono presenti alcune stelle variabili di classe spettrale B; queste stelle si pensa che ruotino ad alta velocità e che possiedano una forma schiacciata ai poli, similmente a come si verifica per Vega e per Achernar. Una di queste componenti è anche una sorgente di raggi X, il che potrebbe indicare una relazione con una stella di neutroni. Le regioni interne all'ammasso appaiono prive di tracce di nebulosità, la quale è stata probabilmente spazzata via dalla forte azione del vento stellare delle stelle più massicce oppure dall'esplosione di alcune di queste come supernovae. Inoltre, fra le componenti stellari di pre-sequenza principale di massa inferiore a 1,7 masse solarisolo un 13% presentano dischi circumstellari o emissioni nella banda dell'Hα. 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, 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. 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. fra le sue componenti di massa medio-piccola vi sono diverse stelle di massa simile a quella solare, le quali, secondo uno studio del 2005, sarebbero sulla sequenza principale. Questo fatto però contrasta con le stime sull'età dell'ammasso, poiché una stella di massa simile al Sole per raggiungere la fase stabile del suo ciclo vitale impiega circa 50 milioni di anni; una possibile spiegazione per questa discrepanza sarebbe che le componenti di massa minore si siano formate durante una precedente ondata di formazione stellare.
 
Molto più piccolo ma ugualmente appariscente è '''NGC 559''' ('''C8'''); si individua 2,5 gradi a WSW della stella ε Cassiopeiae (Segin) e appare come un piccolissimo e concentrato gruppo di stelline, le più brillanti delle quali sono di magnitudine 10. La magnitudine complessiva dell'ammasso è invece pari a 9,5, rendendolo un po' difficile da scorgere con un semplice binocolo; attraverso un telescopio da 150mm150 mm è possibile iniziarne una risoluzione soddisfacente, che si completa comunque con strumenti di 200-250mm250 mm di apertura. L'ammasso appare discretamente compatto e ricco, con dei bordi irregolari, e contiene circa 150 stelle, una quarantina delle quali sono di dodicesima grandezza; la sua distanza è stimata attorno ai 4100 anni luce e appare molto concentrato, con un diametro spaziale di circa 10 anni luce. Le componenti più massicce, con una massa pari o superiore a 1,4 masse solari appaiono più concentrate nelle regioni centrali rispetto alle stelle meno massicce, mostrando così tracce evidenti di segregazione di massa. Poco a nordovest dell'ammasso è presente un resto di supernova, indicato con la sigla G127.1+0.5: quest'oggetto, che possiede una forma quasi perfettamente sferica ed emette onde radio, è stato studiato allo scopo di determinare eventuali legami con l'ammasso; se i due oggetti sono legati, tale resto si estenderebbe per oltre 50 anni luce di diametro. Tuttavia, una correlazione fra i due oggetti sembra essere improbabile, dato che il resto di supernova sembra avere un'età di 18.000 anni, ossia 100.000 volte più giovane dell'ammasso, che secondo alcune stime avrebbe invece un'età stimata in 1,8 miliardi di anni. Uno studio del 2002 basato su indagini fotometriche fornisce tuttavia un'età dell'ammasso pari a 400 milioni di anni, decisamente inferiore alle stime precedenti.
 
Sul lato occidentale di Cassiopea spicca '''NGC 7789''', situato in posizione isolata rispetto ad altri ammassi. Si può individuare facilmente, partendo dalla stella β Cassiopeiae (Caph), spostandosi 2 gradi a sudovest verso la stella arancione ρ Cassiopeiae e infine mezzo grado a sud di quest'ultima. Non è visibile ad occhio nudo, mentre con un binocolo 10x50 si evidenzia come una macchia chiara quasi circolare; un piccolo telescopio è più indicato per la sua osservazione, dato che vi si può tentare la risoluzione in stelle, che però non si completa con strumenti inferiori ai 200mm200 mm di diametro. La componente più luminosa è di decima magnitudine, ma diverse decine di queste sono più brillanti della tredicesima, così un telescopio da 200mm200 mm è di gran lunga lo strumento più adatto per la sua osservazione. Ad ovest l'ammasso è dominato da una stella rossa di magnitudine 9, non appartenente però ad esso. NGC 7789 è un ammasso aperto molto ricco e concentrato, formato da diverse centinaia di componenti; la sua distanza è stimata attorno ai 7600 anni luce, corrispondente a una zona interna al Braccio di Perseo, uno dei due bracci di spirale maggiori della Via Lattea. La sua età è piuttosto avanzata, stimata attorno a 1,7 miliardi di anni o di poco inferiore, pertanto è certamente slegato fisicamente dalle grandi e giovanissime associazioni OB visibili nella sua direzione e presenti in quel tratto del Braccio di Perseo. Numerose sue componenti massicce appartengono al ramo delle giganti rosse, altre sono nella fase di fusione dell'elio nei loro nuclei; le stelle con una massa inferiore sono invece nella sequenza principale. Studi sulla metallicità di queste stelle hanno permesso di rilevare che l'abbondanza del ferro [Fe/H] è relativamente simile a quella solare. In NGC 7789 sono state identificate quasi 700 componenti la cui magnitudine sia più brillante della 15,5. A causa dell'elevata densità delle sue regioni centrali, diverse stelle hanno subito un'interazione tale da essersi fuse fra loro diventando delle blue stragglers. Ammassi di questo tipo sono utili per comprendere diversi meccanismi dell'evoluzione stellare. n studi incentrati sulla ricerca di pianeti extrasolari tramite il metodo del transito sono state individuate 14 stelle mostranti effetti di variazione assimilabili a transiti planetari; in aggiunta a queste vi sarebbero alcune semplici variabili cataclismiche di lungo periodo.
 
Alcuni gradi più a nord si osserva invece l’ammasso '''NGC 7790''', circa 2,5° in direzione nordovest rispetto alla stella Caph (β Cassiopeiae); giace in un campo stellare molto ricco e costituisce l'estremità sudorientale di una concatenazione di tre ammassi aperti comprendente NGC 7788 e Harvard 21. Attraverso un binocolo può essere visto con qualche difficoltà e appare come una macchia chiara di dimensioni ridotte e non risolvibile; attraverso un telescopio da 120mm120 mm è possibile notare alcune stelle di undicesima e dodicesima magnitudine su un fondo ancora debolmente nebuloso. Strumenti maggiori ne consentono una completa risoluzione. NGC 7790 è un ammasso aperto piuttosto ricco, anche se di ridotte dimensioni; la sua distanza è stimata attorno ai 9600 anni luce, 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. Altre stime forniscono per esso una distanza leggermente maggiore, fino a 10.800 anni luce, portandolo in una zona più esterna di questo braccio. La sua età si aggira sui 60-80 milioni di anni al massimo e si trova fisicamente adiacente agli altri due ammassi aperti visibili nelle vicinanze. 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 abbiano avuto origine nella stessa regione di formazione stellare, si siano formati da differenti nubi molecolari. Al suo interno sono state identificate alcune stelle variabili, fra le quali spiccano 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.
 
Nei dintorni di NGC 7790 si trovano, come già anticipato, altri due ammassi aperti: si tratta di '''NGC 7788''' e il più debole '''Harvard 21'''. NGC 7788 è visibile anche con un binocolo, sebbene non mostri dettagli particolari e appaia come una piccolissima macchietta chiara di dimensioni ridotte cui si sovrappongono alcune stelle di magnitudine 9; attraverso un telescopio da 120mm120 mm è possibile notare alcune stelle di undicesima e dodicesima magnitudine su un fondo ancora debolmente nebuloso. Strumenti maggiori ne consentono una completa risoluzione. Si tratta di un ammasso piuttosto concentrato, anche se relativamente povero di stelle, specie se confrontato con altri ammassi vicini, molto più ricchi. 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 molto più sfuggente ed è molto difficile anche staccarlo dai campi stellari di fondo, che in questa direzione appaiono molto ricchi.
 
Un ammasso poco conosciuto nonché piuttosto isolato e lontano dal piano galattico è infine '''Cr 463''', le cui componenti più luminose sono osservabili anche con un binocolo 10x50, sebbene queste appaiano sparse e ben poco concentrate; gli strumenti migliori sono piccoli telescopi da 100-120mm120 mm di apertura, adatti a risolvere stelle fino alla magnitudine 12 e allo stesso tempo mantenendo la possibilità di disporre di un grande campo visivo. È un oggetto poco studiato, la cui età sarebbe di circa 150 milioni di anni e la sua distanza pari a 2100 anni luce; appare molto esteso, sebbene poco concentrato.
 
In Cassiopea vi sono numerose ed estese '''''nebulose diffuse''''', molte delle quali sono però deboli e visibili sono nelle fotografie a lunga posa; tuttavia ve ne sono alcune osservabili anche attraverso un telescopio. Fra queste vi è la '''NGC 281''', nota col nome proprio di '''Nebulosa Pac-Man''' a causa del suo aspetto. Se la notte è buia e limpida può essere individuata anche con un telescopio da 120mm120 mm di apertura, seppure con qualche difficoltà, mentre la sua caratteristica forma si delinea meglio con strumenti di diametro molto grande, mantenendo però bassi ingrandimenti. Al suo centro si trova un piccolo e giovanissimo ammasso aperto, denominato IC 1590, dominato da una stella tripla (HD 5005) di classe spettrale O5, la maggiore responsabile della ionizzazione dei gas della nebulosa. La distanza dell’oggetto è di circa 9500 anni luce.
 
A breve distanza angolare dall'ammasso aperto M52 si trova '''NGC 7635''', nota anche come '''C11''' e chiamata '''Nebulosa Bolla''' per via della sua caratteristica predominante; con telescopi di grande apertura e a bassi ingrandimenti appare quasi nello stesso campo visivo dell’ammasso. la sua caratteristica principale è una "bolla" di vuoto circondata da una nebulosa, visibile con potenti strumenti nella zona meridionale dell'oggetto, causata dal vento stellare della giovane stella centrale, di magnitudine 8,7. Questa stella è di colore blu (classe spettrale O) ed è denominata SAO 20575; il suo vento stellare raggiunge la velocità di 2000 km/s, mentre la sua intensa radiazione è responsabile della ionizzazione della nebulosa, che emette luce propria. La sua distanza dal Sole è stimata sugli 11.000 anni luce.
L’intero sistema nebuloso si trova alla distanza di circa 7500 anni luce.
 
Fra le '''''galassie''''' ve ne sono due appartenenti al Gruppo Locale; si osservano entrambe sul bordo meridionale della costellazione, vicino al confine con Andromeda e sono indicate con le sigle '''NGC 147''' (nota anche come '''C17''') e '''NGC 185''' (nota anche come '''C18'''). Visibili anche con telescopi da 150mm150 mm di apertura, si trovano appena 6° a nord della grande Galassia di Andromeda e infatti le orbitano attorno come galassie satelliti.
 
La prima è la meno luminosa delle due, ma è anche la più estesa, una galassia nana sferoidale di aspetto allungato, situata a circa 2,67 milioni di anni luce; i suoi ultimi processi di formazione stellare sembra che abbiano avuto luogo almeno 3 miliardi di anni fa, periodo nel quale quasi tutti i suoi gas interstellari si sono dissolti.
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