ANDROMEDA (Alpheratz o Sirrah,  2,1 m 120 a.l. B8p)

M31 (NGC224): Galassia a spirale di tipo Sb, di magnit.4,9, dista ca.3 milioni di a.l. e contiene ca. 500 miliardi di stelle. Si avvicina alla nostra Galassia alla velocità di ca. -270 km/s.
Il rigonfiamento centrale è largo c.a. 12.000 a.l. Il nucleo galattico è di 35 a.l. ed è doppio come rivelato dall' H.S.T.; qui si annida probabilmente un buco nero di 50 milioni di masse solari. "3 agosto 1764: Messier la studiò con vari strumenti e non rilevò alcuna stella. Scoperta da S. Marius e osservata da diversi astronomi. M.le Gentil ha eseguito un disegno sulle Memoires dell’Accademia del 1779, riportata sull’inglese Atlas. La galassia di Andromeda è la I finestra sull'Universo "esterno" alla quale l'uomo si sia affacciato. La sua fioca macchia di luce era forse già nota al mondo antico, la cita l'astronomo persiano Al Sufi sulla soglia del fatidico Anno Mille, appare in carta celeste del 1609 disegnata prima dell'applicazione del telescopio all'astronomia. Simon Marius l'astronomo che avrebbe preceduto Galileo nella scoperta dei satelliti medicei di Giove, fu il primo a guardarla attraverso le lenti di un cannocchiale, nel 1611 o 1612. Si conoscono milioni di galassie simili, ma nessuna è accessibile ai nostri studi come quella di M31. E' l'oggetto più lontano visibile ad occhio nudo. L'erronea parola "Nebulosa" è dovuta al fatto che ancora agli inizi del secolo non si poteva stabilire con certezza se M31 fosse piuttosto una nube di gas; W. Herschel sospettava che fosse composta di stelle ma nessun telescopio era riuscito sino ad allora a risolvere M31 in astri distinti. Nel 1923 E.Hubble, con il grande riflettore da 2,5 mt. del Monte Wilson da poco costruito, identificò in M31 alcune stelle Cefeidi, che notoriamente variano la loro luminosità in un periodo tanto più lungo quanto più sono intrinsecamente luminose (legge scoperta da Henrietta Leavitt). Hubble ottenne una distanza di 750.000 a.l.. Negli anni Cinquanta una più corretta calibrazione del rapporto periodo/luminosità delle Cefeidi portò a triplicare la prima valutazione. In ogni caso Hubble era riuscito a stabilire che si trattava di un oggetto extra galattico ed era la I volta che si misurava la distanza di una galassia. La galassia di Andromeda ha una struttura a spirale ben definita, il cui diametro raggiunge i 180.000 a.l. (80% più grande della Via Lattea). Il denso nucleo centrale si estende per 12.000 a.l. e contiene quasi esclusivamente stelle molto vecchie. Il telescopio Hubble ha visto un nucleo doppio con una distanza di 5 a.l. tra i due nuclei. Nei bracci a spirale, invece, brillano giovani stelle giganti azzurre. Attorno alla galassia orbitano lentamente 140 (e probabilmente molti di più) ammassi globulari, e un po' più lontano altre due piccole e compatte galassie ellittiche: M32 e NGC205. Le stelle di M31 formano una specie di girandola a rotazione differenziale: le stelle più interne compiono un giro in 11 milioni di anni, le più periferiche in 200 milioni di anni. Dal 1823 ad oggi, sono state osservate in M31 più di 100 nove. Una nova apparsa nel 1925 ha raggiunto la luminosità di 400 mila Soli. Ma l'astronomo francese Gully aveva assistito a qualcosa di ancora più eccezionale: l'apparizione di una supernova, ora nota come "S Andromedae"; raggiunse la 5° magnit. visuale, al limite della visibilità ad occhio nudo. Tenendo conto dell'enorme distanza, si può calcolare che sia stata 10 mila volte più brillante di una nova normale. L'astronomo Baade nella struttura a spirale di M31 ha identificato ben sette bracci. M31 è la galassia leader del Gruppo Locale, subito seguita dalla nostra. Il Gruppo Locale comprende una trentina di oggetti, in gran parte piuttosto piccoli. Il punto più aggiornato sui gruppi, gli ammassi e i superammassi di galassie è stato fatto nel 1983 in un Convegno internazionale organizzato a Trieste con 150 astronomi di 22 Paesi. Ne è emerso che le conoscenze sul Gruppo Locale e sui suoi rapporti con i vicini ammassi galattici sono ancora molto insoddisfacenti. L'enigma principale è come queste galassie possano stare assieme, dato che la loro massa totale non è sufficiente a tenerle legate gravitazionalmente. C'è della materia invisibile che agisce occultamente e da che cosa è formata? Buchi neri? Secondo taluni potrebbe darsi che i neutrini, che avrebbero una piccolissima massa,  sarebbero distribuiti come enormi aloni attorno alle galassie.

-NGC205: (M110)  galassia ellittica nana di tipo E6, è una delle sette galassie satelliti di M31. Scoperta da Messier che però non la incluse nel suo catalogo ma è stata inclusa successivamente quale M110, ultimo degli oggetti Messier). M110 è una galassia satellite di M31, similmente alla Grande Nube di Magellano (LMC) che orbita attorno alla nostra Via Lattea. M110 è due volte più grande ma meno luminosa di M32 ed è contenuta con qualsiasi binocolo nel medesimo campo della galassia di Andromeda. Si trova ad oltre 1° a NW di M31. Ha una magnit. 9,0, ha un diametro lineare di ca. 16.000 a.l. ed è costituita da ca. 6 miliardi di masse solari. M110 presenta due linee oscure non del tutto opache a pochi secondi d'arco dal centro (fatto in genere assente in simili oggetti). Contiene anche alcune stelle supergiganti blu associate con le linee di polveri sopracitate: tali stelle in genere non sono presenti nelle galassie ellittiche.

-M32 galassia ellittica nana di tipo E2, satellite di M31, interagente e vicinissima alla galassia di Andromeda. E’ stata la I galassia ellittica ad essere scoperta: da Le Gentil nel 1749. E’ alla portata di piccoli strumenti: ha una magnit.apparente di 8,2 e magnit. assoluta di -15,34. Tenendo conto del cospicuo assorbimento interstellare, il suo modulo di distanza vale 23,29 ossia una stella di magnit.assoluta 0,0 apparirebbe di 24^a grandezza. Ha un diametro apparente di 8' x 6' e un diam. di ca. 8.000 a.l. E' costituita da 3 milioni di masse solari. Il suo nucleo con proprietà paragonabili a M31, è costituito da 100 milioni di masse solari, la densità del nucleo è di 5.000 masse solari per parsec cubico. E' priva di ammassi globulari.

-NGC891: galassia a spirale vista di profilo simile alla Via Lattea visibile con telescopi da 15-20 cm. La magnit. totale è 12,0, le dimensioni sono 12' x 1'. Si trova a circa 40 milioni di a.l. e fa parte di un piccolo Gruppo di galassie la cui massa complessiva è pari a 800 miliardi di Soli ed è sufficiente a giustificare la stabilità gravitazionale di tutto il Gruppo. Ha un diametro di 120.000 a.l. e luminosità pari a 1,5 miliardi di Soli. Una serie di nebulose oscure occupa tutto il suo piano equatoriale.

-NGC7662: nebulosa planetaria di magnit.8,5 e diam.32", alla portata di piccoli telescopi. Al centro c'è una nana azzurra molto calda: ca. 70 mila gradi. Dista intorno ai 1.800 a.l. e ne consegue che ha un diametro reale di 20.000 U.A. (1/3 di a.l.). Barnard ha scoperto che la stella centrale varia tra 12,0 e 16,0 m. irregolarmente, eccitando la fluorescenza della nebulosa, la cui densità è di ca. 10 mila atomi per cm cubico.

ANTLIA (Alpha Antliae 280 a.l. M0)

-NGC2997: galassia a spirale barrata con bracci molto definiti posta a ben 35 milioni a.l. I due bracci a spirale della stessa sembrano avere origine dal nucleo. Essi sono cosparsi di brillanti macchie rosse di idrogeno ionizzato simili alle regioni di formazione stellare della Via Lattea. All’interno di tali nubi vengono create le calde stelle blu che rappresentano la principale fonte luminosa dei bracci di spirale. Mentre un piccolo gruppo di stelle giallastre è concentrato nel nucleo della galassia. Il disco della galassia è inclinato di ca. 45° verso la nostra linea visiva, mostrando la sua struttura interna e dando alla galassia un’apparenza ovale.

APUS (Alpha Apodis 3,8 m 230 a.l. K5)

AQUARIUS (Sadalmelik 3,0 m 1.400 a.l. G1)

-M2: ammasso globulare già scoperto da Maraldi nel 1746 e registrato da Messier nel 1780. Contiene ca. 100 mila stelle distanti 50.000 a.l., ha un diam. app. di 7-8' e diam. reale di 150 a.l. Facilmente osservabile con un piccolo telescopio, con uno strumento medio si risolvono le stelle periferiche di magnit.14-15, quasi tutte giganti gialle.

-M72 ammasso globulare scoperto da Méchain nel 1780 e poco dopo da Messier. Ha una magnit. 9,0. Si trova a 60 mila a.l., ha un diam. app. di 5° e diam. reale di 85 a.l. Vel. di +255 Km/s

-NGC7009: nebulosa planetaria "Saturno" scoperta da Herschel nel 1782 un grado ad ovest di Nu Aquarii. Fu in tale occasione che Herschel coniò il termine "improprio" di nebulosa planetaria. In un potente telescopio brilla di riflessi verdi ed è di magnitudine 8. La stella centrale di magnit.12 è una nana blu molto calda (55 mila gradi) e luminosa 20 volte il Sole. La nebulosa dista 3.900 a.l. e ha un diam.=30.000 U.A.

-NGC7293: la nebulosa planetaria “Helix” (Elica) è la più “estesa”  e la più vicina tra le centinaia di nebulose planetarie conosciute. La sua distanza è poco precisa: da 100 a 450 anni luce da noi, cosicché il suo dimetro varia da 0,3 a 1,75 a.l. a seconda del valore usato per la distanza. Seppur vicina non è facile scorgerla con piccoli telescopi. Ha l'estensione di 1/2 disco di Luna piena, quindi possiede una bassa luminosità superficiale e per osservarla vanno usati bassi ingrandimenti. E' chiamata "Elica" perché mostra una struttura a doppio anello (rilevabile più chiaramente in fotografia). Ha un diametro apparente pari a metà Luna piena (15’) e colorazione verde-azzurra dovuta all'ossigeno due volte ionizzato dall'intensa radiazione ultravioletta della caldissima stella centrale, che è di magnit.13 (M57 è di mag.14) e con una temperatura fotosferica di 100 mila gradi. Recenti fotografie fatte a Mt. Palomar hanno rivelato un ulteriore debolissimo anello di gas a 11' dalla nana blu responsabile dell'esplosione. L'esplosione, se ci si basa sull'attuale velocità di espansione di ca. 20 Km/sec, deve essere avvenuta ca. 20 mila anni fa.

[M73: Messier credette di vedervi una nebulosa, ma in realtà si tratta di un gruppetto di 4 deboli stelle casualmente vicine tra magnit.10 e 12]

AQUILA (Altair -0,8 m 16 a.l. A7)

-NGC6751: la nebulosa planetaria NGC6751 si trova nella costellazione dell'Aquila. Come tutte le nebulose planetarie, si tratta di un guscio di gas eiettato alcune migliaia di anni fa da una stella calda centrale. Il fenomeno avviene verso la fine del percorso evolutivo tipico delle stelle che hanno una massa paragonabile a quella del nostro Sole. Quando la stella esplode, lancia nello spazio circostante i suoi strati esterni e lascia esposto il nucleo caldissimo. Esso emette intense radiazioni ultraviolette che eccitano i gas eiettati rendendoli luminosi e visibili. L'immagine è una composizione di riprese con tre filtri diversi che mettono in evidenza gas nebulari a diverse temperature. Le regioni blu, disposte a formare un anello regolare, segnalano il gas a temperatura maggiore. L'arancione e il rosso corrispondono a gas più freddo che si dispone in un anello sfilacciato più esterno e in lunghe striature radiali. L'origine di queste strutture formate dal gas più freddo non è ancora ben compresa anche se è evidente l'influenza della radiazione e del vento stellare provenienti dalla stella centrale nel modellare le striature radiali. Si stima che la superficie della stella raggiunga l'incredibile temperatura di 140.000°C. Il team di Hajian, che ha realizzato questo studio, ha in programma un'ulteriore osservazione nel 2001 per verificare il previsto incremento di dimensioni della nebulosa dal 1998 che, per quanto piccolo, rientra nei limiti di risoluzione del telescopio spaziale. I gas infatti si espandono alla velocità di circa 40 km/s e la determinazione precisa dell'espansione "apparente" permetterà agli astronomi di calcolare con accuratezza la distanza della nebulosa. Le attuali stime indicano una distanza di circa 6500 anni-luce dalla Terra. La nebulosa ha un diametro di 0,8 anni-luce, circa 600 volte il diametro del Sistema Solare.

ARA (Alpha Arae 3,0 m 390 a.l. B3)

-NGC6397: Ammasso globulare il più vicino 6,0 m ca. 8.000 a.l.

ARIES (Hamal 2,0 m 75 a.l. K2)

AURIGA (Capella 0,1 m 42 a.l. G5)

-M36: ammasso aperto già osservato da Le Gentil nel 1749. Misura 10' di diametro e le sue 15 stelle più brillanti sono comprese tra le magnit. 8,8 e 10,6. M36 dista circa 4.100 anni luce, il suo diametro angolare di 12' quindi corrisponde a circa 14 anni luce. Ha circa 60 membri accertati il più luminoso dei quali di magnitudine apparente 9, una luminosità 360 volte superiore a quella del Sole, e di classe spettrale B2. Molte di queste stelle ruotano rapidamente, come dimostrano le linee spettrali allargate, un effetto riscontrato anche per i membri luminosi di classe B delle Pleiadi. Se si trovasse alla stessa distanza (per esempio 10 volte più vicino) questo ammasso apparirebbe ugualmente cospicuo e molto simile alle Pleiadi. Poiché è abbastanza giovane (circa 25 milioni di anni), non contiene giganti rosse, contrariamente ai vicini M37 ed M38, che si trovano pressoché alla medesima distanza.

-M37: ammasso aperto di ca 500 stelle scoperto da Messier nel 1764. In M37, a differenza degli altri due ammassi, con un riflettore Newtoniano da 114 mm. si possono vedere già un centinaio di stelle. Esso ha una magnitudine apparente di 5,6 e assoluta di -3,7 (pari a 2.500 Soli).  Shapley ne ha stimato la distanza in 4.700 a.l. e questo comporta un diametro reale di intorno ai 25 a.l..e con un diametro apparente di 24'. La maggior parte delle stelle è di colore bianco-azzurro, ma vi sono anche una dozzina di giganti rosse, la più brillante delle quali di mag. 9,5  di colore giallo-arancio è appena visibile vicino al centro di M37. Nonostante M37 sia il più luminoso dei 3 ammassi aperti nella parte meridionale dell'Auriga, venne saltato da Le Gentil quando riscoprì M36 ed M38 nel 1749, cosicché fu Messier a scoprirlo indipendentemente il 2 settembre 1764. Questo ammasso ha un'età stimata in 300 milioni di anni.

-M38: ammasso aperto già osservato da Le Gentil nel 1749. Misura 20' ca. di diametro e contiene più di 100 stelle con le più luminose di magnit.8. Dista ca. 4.200 a.l. A soli 2,5 gradi a nord-ovest (precede) di M36, questo ammasso è stato scoperto senza clamore da Hodierna antecedentemente al 1654 e riscoperto indipendentemente da Le Gentil nel 1749. Le sue stelle luminose formano una sagoma somigliante alla lettera greca Pi o (secondo Webb) una "croce obliqua". Alla distanza di 4.200 anni luce il suo diametro angolare corrisponde a circa 25 anni luce, dimensione simile a quella del meno prossimo M37. Ha un'età intermedia (circa 220 milioni di anni secondo lo Sky Catalog 2000) ed ha, come componente più brillante, una gigante gialla di magnitudine 7,9 di classe spettrale G0 corrispondente ad una magnitudine assoluta di -1,5, la luminosità di 900 soli. Per confronto si pensi che, posto alla distanza di M38, il nostro astro avrebbe la debole magnitudine di 15,3 !

BOOTES (Arturo 0,0 m 36 a.l. K2 10 mld.di anni)

COELUM

-NGC2403: galassia a spirale di magnit. 9. Dista 8 milioni di a.l. e appartiene al nostro Gruppo Locale. Ha un diam. di 37.000 a.l., una luminosità pari a 4 mld. di Soli ed è stata la prima galassia del Gruppo Locale dove sono state individuate variabili cefeidi.

CANCER (Acubens 4,3 m 100 a.l.)

-M44: ammasso aperto (Il Presepe o Alveare) individuato già dal grande Hipparcos che lo chiamava "Piccola nube" e dal poeta greco Arato, autore nel III secolo a.c. di una famosa descrizione del cielo stellato "I fenomeni", che lo cita come "Piccola foschia". Con un binocolo si rivela come un gruppo di stelle sparse in un'area tondeggiante larga circa 1 grado. Qui Galileo era conosciuto riuscì a contare 36 stelle, ma si arriva con i grandi telescopi a 350 stelle sino alla magnit.17. Circa 200 sono associate fisicamente. Le 15 più brillanti sono comprese tra la magnit. 6,3 e 7,5. Visibili benissimo con un binocolo. Dista 525 a.l. Il suo moto sembra indicare qualche parentela con l'ammasso delle Iadi posto a 450 a.l. L'ammasso M44 è tra i 10 ammassi galattici aperti studiati da Allan Sandage per ricostruire le fasi dell'evoluzione stellare. Disponendo le sue stelle su un diagramma con la luminosità assoluta sull'asse verticale e l'indice di colore su quello orizzontale, risulta che la maggior parte delle stelle di M44, superata la prima giovinezza, è entrata nella "sequenza principale". Solo 4 stelle giganti, di grande luminosità assoluta, fanno eccezione. Se ne può concludere che l'età delle stelle del Presepe è di ca. 200 milioni di anni (assai più ad esempio dei due ammassi in Perseo che hanno appena qualche milione di anni). In M44 circa 100 stelle sono contenute in uno spazio del diametro di 13 anni luce. Esse disegnerebbero per gli astronomi locali, un cielo di astri luminosissimi (il Sole, posto nel Presepe, apparirebbe solo di magnit.11, quindi molte stelle di M44 risultano almeno 100 volte più brillanti). Un abitante ipotetico che abitasse su un pianeta al centro dell'ammasso vedrebbe stelle della sequenza principale di vario colore, dal bianco all'arancio, più le 4 giganti rosse e 5 nane bianche messe in evidenza dalle ricerche di Johnson e Sandage. Nel suo insieme M44 si allontana da noi a 13 Km/sec. Curiosamente, sia l'età che la direzione del moto proprio di M44 coincidono quelle delle Iadi, un'altro famoso ammasso visibile ad occhio nudo e conosciuto da tempo anche se non incluso né nel catalogo di Messier, né nell'NGC o IC. E' probabile che questi due ammassi, anche se separati da centinaia di anni luce, abbiano avuto un'origine comune in qualche nebulosa diffusa di gas esistente 400 milioni di anni fa. Di conseguenza, anche le popolazioni stellari sono simili, entrambi contengono giganti rose (M44 almeno 5) e qualche nana bianca. M44 inoltre, contiene una stella blu peculiare. Tra i suoi membri, annovera la binaria ad eclisse TX Cancri, la stella "metallica" epsilon Cancri e diverse variabili delta Scuti di magnitudine 7-8, nella fase post-sequenza principale.

-M67 ammasso aperto a 9° a sud del Presepe e a 1,8° a ovest di Alpha Cancri. E' più piccolo ma più denso di M44. Magnitudine visuale 6,1 e dimensioni apparenti 30´. Per risolverlo in ca. 60 stelle singole è necessaria un'apertura di almeno 75 mm. Contiene 500 deboli stelle nello spazio di 15' (1/2 diam. apparente della Luna). Secondo recenti misure di Eggen e Sandage dista 2.500 a.l., il che comporta un diametro reale di 12 anni luce. Singolare è la distanza di M67 dal piano galattico: ben 1.500 a.l., mentre in genere gli ammassi aperti sono quasi tutti sul piano galattico della galassia. Le stelle più luminose sono giganti azzurre di magnit.10, 50 volte più luminose del Sole. Alcune stelle dell’ammasso sembrerebbero vecchie di ca. 10 miliardi di anni. M67 è uno più vecchi ammassi aperti conosciuti ed il più vecchio del catalogo di Messier con un'età, indica lo Star Catalog 2.000 di 3,2 miliardi di anni; Mallas/Kreimer indicano un valore molto più elevato, ma probabilmente superato, di 10 miliardi di anni. Nuove stime dal gruppo ginevrino di G. Meynet indicano 4 miliardi di anni. Attenzione: è un'età comunque inferiore a quella del nostro sistema solare ma in ogni caso, generalmente, gli ammassi aperti vanno perduti in tempi inferiori. E' stato calcolato che M67, come ammasso, esisterà circa per altri 5 miliardi di anni. Sono noti solo pochi altri ammassi con un'età superiore, tra questi probabilmente NGC 188 che, con un'età di circa 5 miliardi di anni, è stato per lungo tempo considerato quello più vecchio ed NGC 6791, con circa 7 miliardi di anni (secondo il Götz), è attualmente il più antico ammasso della Via Lattea conosciuto. Con un'età così avanzata, nel diagramma di Hertzsprung-Russell l'ammasso presenta un ramo ben sviluppato delle giganti rosse mentre nella sequenza principale termina alla fine delle stelle blu di classe A o F. Contiene 11 luminose giganti di tipo K di magnitudine assoluta da +0,5 a +1,5, e diverse stelle sparse sul ramo orizzontale. Peraltro appaiono anche delle strane stelle, situate in prossimità della parte blu della sequenza principale, rappresentative della categoria delle cosiddette Blue Stragglers, la più luminosa delle quali è di classe spettrale B8 o B9 e di magnitudine apparente 10, corrispondente ad una luminosità pari a quella di 50 soli alla distanza di M67 (2.700 anni luce secondo Glyn Jones e Götz, 2.600 dallo Sky Catalog 2.000).

CANES VENATICI (Cor Caroli doppia fisica 2,9 m e 5,4 m 120 a.l.)

-M51 (NGC5194): galassia Whirpool o Vortice di tipo Sc, si trova a 3°30’ a sud-ovest di Eta dell’Orsa maggiore ed appare come una girandola il cui braccio più esterno si collega ad una galassia minore di forma irregolare NGC5195, che irradia molto intensamente nell'infrarosso. M51 fu scoperta da Messier nel 1773, ma fu Lord Rosse nel 1845 con il suo gigantesco telescopio riflettore metallico da 182 cm (all'epoca il più grande del mondo), che rifletteva solo il 60% della luce incidente (mentre oggi per conseguire lo stesso scopo è sufficiente un moderno 30 cm ad alto potere riflettente, ossia circa il 90%) a scorgerne per primo la sua struttura a spirale. Era la prima volta che venivano individuati i bracci a spirale di una galassia. Oggi può bastare un telescopio con apertura 20/25 cm. Holmberg stima una massa di 160 mld. di Soli e un diametro di 100 mila a.l. Il diametro apparente è di 10’ e la magnitudine è 8,0-8,4. Dista ca. 14 mil.a.l. NGC5195, benché classificata come irregolare, è in realtà una spirale fortemente traumatizzata dall’azione gravitazionale di M51. Siamo di fronte agli effetti di una collisione avvenuta alcuni milioni di anni fa. Una ricostruzione fatta al computer mostra che tale oggetto ha raggiunto e superato M51, dalla quale si sta allontanando dopo uno scontro di striscio che ha lasciato vistose turbolenze nella sua scia, strappando milioni di stelle che ora di trovano disperse nello spazio all’esterno delle due galassie. M51 è il membro dominante di un piccolo gruppo di galassie. Poiché si trova, secondo taluni, a 37 milioni di anni luce di distanza ed è di cospicue dimensioni, si tratta di un oggetto esteso e luminoso. Con ottimo seeing persino con un telescopio di 10 cm sono visibili i suggestivi bracci della spirale. La visuale migliore di questa coppia la si ha con bassi ingrandimenti. Il nucleo ripreso dal telescopio spaziale Hubble mostra una struttura ad X al centro che potrebbe essere la traccia del disco di accrescimento di un buco nero di un milione di masse solari.

-M63: galassia a spirale di magnit.10, scoperta da Mechain nel 1779, chiamata anche "fiore di stelle" o "girasole". Ha un diam. di 90 mila a.l. ed una massa di 115 mld. di Soli. In assoluto il primo oggetto del cielo profondo scoperto dall'amico di Messier, Pierre Mechain, che lo osservo il 14 giugno 1779. M63, la Galassia Girasole, è una spirale di tipo Sb o Sc, il cui aspetto spiraliforme può essere ben riconosciuto fino alle regioni periferiche, partendo dalla piccola regione centrale che misura solo 6 secondi d'arco. A soli 6° a sud di M51, apparentemente forma con quest'ultima ed un piccolo gruppo di altre galassie il Gruppo di M51, che si trova a 37 milioni di anni luce di distanza. L'immagine visuale ricorda quella fotografica: i bracci della spirale assumono sullo sfondo un aspetto granuloso e la loro luminosità aumenta lentamente verso l'interno per poi incrementare rapidamente nella regione del nucleo, anch'essa di aspetto granuloso. Nelle fotografie a colori si possono distinguere lungo i bracci delle regioni di formazione stellare. Il 25 maggio esplose una supernova, 1971I, di Tipo I che raggiunse la mag. 11,8.

-M94: galassia a spirale molto compatta, vista di piatto. Magnit. apparente 10,00. Dista 20 mil. di a.l., ha un diam. di 33 mila a.l., ha una luminosità di 8 mld. di Soli e un diam. maggiore di 5’.

-M3 (NGC5272): ricco ammasso globulare ubicato tra Cor Caroli e Arturo. Ha magnit. 6,6 (1/3 della Luna piena) e dista 45.000 a.l. Scoperto da Messier nel 1764 ha un diam. app.di 10’ e può essere risolto parzialmente in stelle da magnit. 11 in su con semplice telescopio da 12 cm di obiettivo. Sciami delle stelline più esterne furono già notati da Herschel e da Lord Rosse, che rilevarono anche piccole zone oscure. Per risolvere le singole stelle nelle sue regioni esterne è necessaria un'apertura di almeno 100 mm. M3 contiene un gran numero di variabili tipo RR Lyrae, con periodicità da 12 ore sino a 10 minuti. Ben 189 erano già state osservate sino al 1963. Dal loro comportamento si deduce una distanza di ca. 35/40 mila a.l., un diam. di 220 a.l., una massa di 140 mila Soli, una luminosità tot. di 160 mila Soli. Su fotografie fatte a Mt. Palomar sono state contate più di 45 mila stelle di magnit.22,5. La popolazione totale è probabilmente più di 500 mila stelle, con il 90% della luce che proviene da un numero relativamente piccolo di stelle giganti, ma quasi la totalità della massa è costituita da stelle minori. Per lo più si tratta, come per quasi tutti gli ammassi globulari, di stelle molto vecchie.

-"y Canum Venaticorum": è una stella rossissima, definita "La Superba" da Padre Angelo Secchi.

CANIS MAJOR (Sirio -1,5 m 8,7 a.l. A1)

-M41: ammasso aperto a soli 4° a sud di Sirio: 150 stelle tra magnit. 7 e 11 e dista 2.300 a.l. Contiene circa 100 stelle, tra cui diverse giganti rosse (o arancioni) la più luminosa delle quali è di tipo spettrale K3, di magnitudine 6,9 e si trova in prossimità del centro dell'ammasso. Questo astro è 700 volte più luminoso del nostro Sole. Le stelle dell'ammasso sono distribuite entro un volume di 25 o 26 anni luce di diametro e si allontanano a 34 km/sec. Trovandosi alla distanza di 2.300 anni luce, appaiono distribuiti in un'area di 38 minuti d'arco di diametro. L'età di M41 è stata stimata tra 190 (Sky Catalog 2000) e 240 milioni di anni (G. Meynet's Geneva Team). C.E. Barns fa presente che c'è "la possibilità" che M41 sia stato registrato da Aristotele circa nel 325 aC; questo lo renderebbe il "più debole oggetto registrato nell'antichità classica". (dal Burnham). La stella relativamente luminosa che in genere nelle foto appare in alto a destra, è la 12 Canis Majoris di 6° magnitudine. Secondo lo Sky Catalog 2000, questa stella è una gigante blu di tipo spettrale B7 III n che si trova circa a metà della distanza che ci separa dall'ammasso (1.100 anni luce) e quindi non ne fa parte.

NGC 2207 e IC2163: due galassie a spirale che si sfiorano.
Nella direzione della costellazione del Cane Maggiore possiamo assistere al passaggio ravvicinato di due galassie spirali. Il telescopio Hubble ci consente di assistere a questo "duetto" cosmico nel quale, nonostante le apparenze, le due parti in causa svolgono ruoli con pesi notevolmente diversi. La galassia a sinistra (NGC 2207) è più massiccia rispetto alla IC 2163 che vediamo a destra nell'immagine. Le gigantesche forze mareali provocate dall'avvicinamento, deformano quest'ultima galassia: masse di gas e di stelle vengono spinte via, formando strisce lunghe centinaia di migliaia di anni-luce.
I calcoli indicano che IC 2163 è già passata oltre il punto di minima distanza da NGC 2207 circa 40 milioni di anni fa, effettuando una lentissima "svolta" in senso orario. IC 2163 non riuscirà comunque a sfuggire alla potente attrazione gravitazionale della sua compagna maggiore, ed è destinata ritornare indietro per rinnovare l'incontro.
NGC 2207 è un po' più vicina a noi rispetto alla compagna minore. Il telescopio spaziale Hubble ci permette di osservare le scie di polveri scure appartenenti ai bracci di spirale della galassia NGC 2207, sovrapposti visivamente a IC 2163, nella parte centrale dell'immagine. Osserviamo, inoltre, una serie di filamenti paralleli di polveri, che sembrano sottili pennellate, nell'area deformata dalle forze mareali (a destra). Le grandi concentrazioni di gas e polveri presenti in entrambe le galassie porteranno inevitabilmente ad intense attività di formazione stellare. Le due galassie, intrappolate una intorno all'altra in un'orbita mutua, continueranno a deformarsi e a scompigliarsi vicendevolmente finché, fra qualche miliardo di anni, fonderanno in una singola e più massiccia galassia. L'immagine è stata ottenuta per mezzo di tre diverse riprese del telescopio Hubble eseguite utilizzando la camera WFPC2.

CANIS MINOR (Procione 0,4 m 11,3 a.l. F5)

CAPRICORNUS (Algedi 4,2 m 1.600 a.l. G9 e Dabih 3,6 m 117 a.l. G3)

-M30: ammasso globulare scoperto da Messier nel 1764 e da lui descritto come "una nebulosa visibile con molta difficoltà". Il primo a risolverlo in stelle fu Herschel nel 1783. M30 ha una forma lievemente ellittica, misurando 4' x 3' e visualmente ha una magnit. integrata di 8,4. Fotograficamente risulta molto luminoso con una magnit. di 6,4. Dal rapporto colore/magnit. risulta distante 40.000 a.l.. Se questa stima è corretta il suo diametro reale è di 100 a.l.. Tra gli ammassi globulari, M30 rivela una delle più alte velocità radiali: si avvicina a noi a ca. +200 Km/sec.

CARINA (Canopo -0,7 m 100/120 a.l. F0)

-NGC3372: (Eta Carinae) nebulosa diffusa, più estesa di M42, facilmente visibile come una macchia brillante della Via Lattea, che circonda la stella variabile irregolare Eta Carinae. Ha un diametro di 85' x 80'. La nebulosa splende per la luce di stelle giovani nate al suo interno. Osservandola con un binocolo, si possono vedere ammassi stellari splendenti e vortici di gas luminosi alternati a zone oscure. La più famosa macchia scura è chiamata "buco della serratura" per la sua forma caratteristica, che si staglia sullo sfondo della parte centrale (brillante) della nebulosa vicino alla stella Eta. La nebulosa dista c.a. 9.000 a.l.

Eta Carinae, una stella sopravvissuta all'esplosione - By: www.vialattea.net
 L’HST ha mostrato due gigantesche nubi di polvere in espansione attorno alla stella Eta Carinae. Sebbene questa stella sia lontana 8000 anni luce, è possibile distinguere strutture di soli 16 miliardi di chilometri (all'incirca il diametro del nostro Sistema Solare). Scie di polveri, minuscole condensazioni e strane strisce radiali ci appaiono con una limpidezza senza precedenti.. Eta Carinae è stata osservata dal telescopio spaziale Hubble nel settembre 1995 utilizzando la camera WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2). Per produrre questa immagine sono state combinate assieme delle immagini prese con filtri rossi e del vicino ultravioletto. Per coprire la grande gamma dinamica dell'oggetto è stato necessario mettere assieme una sequenza di otto esposizioni: infatti le eiezioni esterne hanno una luminosità 100.000 volte inferiore rispetto al centro brillante della stella. Eta Carinae corrisponde alla posizione di una gigantesca esplosione avvenuta 150 anni fa quando divenne visibile nel cielo australe con una magnitudine paragonabile a quella delle stelle più brillanti. Sebbene la quantità di luce visibile emessa fosse paragonabile a quella di una esplosione di supernova, la stella sopravvisse all'esplosione. In qualche modo lo scoppio produsse due lobi polari e un disco equatoriale tanto grande quanto sottile, il tutto in movimento verso l'esterno alla velocità di due milioni e mezzo di chilometri all'ora. La nuova osservazione mostra che un eccesso di luce ultravioletta viene emessa lungo il piano equatoriale, tra i lobi bipolari. Evidentemente, nei pressi della stella, tra i due lobi, c'è una quantità di polveri relativamente bassa; gran parte della luce blu infatti è in grado di sfuggire. I lobi, d'altra parte, contengono una grande quantità di polvere che assorbe preferenzialmente la luce blu e quindi appaiono di colore rosso. Eta Carinae, la cui massa è stata stimata circa cento volte quella del Sole, potrebbe essere una delle stelle massive della nostra Galassia. Essa irradia un'energia pari a cinque milioni di volte quella irradiata dal Sole. La stella continua ad essere uno dei più grandi misteri dell'astronomia stellare e queste ultime immagini dell'Hubble contribuiscono a completare il puzzle. Infine, questa esplosione stellare può fornire degli indizi importanti per lo studio di altre e più modeste esplosioni bipolari e, in generale, del flusso idrodinamico stellare.

-IC2602: ammasso aperto "Le Pleiadi del sud": poco denso, diam.=70’ 700 a.l.

NGC 3603 e l’intero ciclo di vita di una stella in una sola immagine.
In questa sbalorditiva immagine della nebulosa gigante NGC 3603, la notevole risoluzione del telescopio spaziale ha catturato vari stadi del ciclo di vita delle stelle. Al centro, leggermente spostata in alto a sinistra, si trova la supergigante blu chiamata Sher 25. Questa stella ha un caratteristico anello circumstellare di gas luminescente molto simile a quello che circonda la supernova 1987A. Il colore grigio-bluastro dell'anello e delle emissioni polari indica che si tratta di gas chimicamente arricchito. Presso il centro c'è un ammasso dominato da giovani stelle caldissime chiamate stelle di Wolf-Rayet. Un fiume di radiazione ionizzante e venti stellari veloci provenienti dall'ammasso hanno soffiato via i gas circostanti "scavando" una nicchia nella nebulosa in cui è immerso l'ammasso. L'evidenza più spettacolare dell'interazione tra la radiazione e le nubi di idrogeno molecolare freddo sono le giganti colonne a destra ed in basso a destra. Queste strane formazioni sono prodotte dallo stesso processo all'opera nella nebulosa aquila (M16). I noduli scuri in alto a destra sono i cosiddetti globuli di Bok, uno stadio di pre-formazione stellare. In basso a sinistra rispetto all'ammasso si vedono due nebulose a forma di girino. Simili strutture sono state identificate nel cuore della nebulosa di Orione (vedi 94/24 e 97/04) e sono state interpretate come gas e polveri in evaporazione da dischi protoplanetari che circondano stelle neonate. I "proplyds" in NGC 3603 sono da 5 a 10 volte più grandi e più massicci di quelli in Orione. Questa singola immagine illustra graziosamente il ciclo di vita di una tipica stella: inizia con i globuli di Bok che si condensano all'interno delle colonne di freddo idrogeno molecolare; la stella neonata, con il suo disco protoplanetario, evolve nelle stelle massicce dell'ammasso e poi conclude la sua esistenza rilasciando gas chimicamente arricchiti. Credits: Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (University of Washington) e You-Hua Chu (University of Illinois).  (1 giugno 1999)

CASSIOPEIA (Schedir 2,2 m 180 a.l. K0)

-M52: ammasso aperto: 120 stelle tra magnit. 7 e 8. Dista 8.500 a.l. Scoperto da Messier il 7 settembre 1774 mentre osservava la famosa cometa di quell’anno. Wallenquist nel 1959 ha individuato 193 stelle appartenenti a tale ammasso nel raggio di 9’. Si tratta di stelle giovani nate da qualche decina di milioni di anni (come le Pleiadi) appartenenti alla classe delle giganti azzurre. La densità dell’ammasso è alta: 50 stelle per parsec cubico al centro, in media 3 stelle per parsec cubico. M52 è un bell'ammasso aperto situato in una ricca regione della Via Lattea. E' uno degli ammassi più ricchi. La stella più luminosa della sequenza principale è di magnitudine 11 e di tipo spettrale B7. Due giganti gialle sono più luminose: la prima è di tipo spettrale F9 a di magnitudine 7,77, la seconda è di tipo G8 e di magnitudine 8,22. Lo Sky Catalog 2000 indica un'età di soli 35 milioni di anni, valore che coincide con quello indicato da Woldemar Götz, che ci ricorda che l'ammasso contiene una stella particolare di tipo Of: una stella estremamente calda con peculiari linee spettrali di elio ed azoto ionizzati. La distanza di questo ammasso non è ben nota, Kenneth Glyn Jones adotta quella di 3.000 anni luce, Mallas/Kreimer 7.000 mentre lo Sky Catalog 2000 indica 5.200. Queste differenze sono dovute principalmente al forte assorbimento interstellare che la sua luce incontra nella nostra direzione, che complica notevolmente il raggiungimento di una stima ragionevolmente precisa.

-M103: ammasso aperto: 40 stelle tra magnit. 8 e 11. Dista 8,500 a.l. Ha un diam. reale di 15 a.l. ed è poco compatto. Ha un diam. app. di 9’. E’ l’ultimo oggetto del catalogo originale di Messier (ma lo scoprì Mechain nel 1781). Gli altri 7 sono stati aggiunti in seguito.

-NGC7789: ammasso aperto atipico quasi un globulare.
Scoperto da Carolina Herschel, figlia del grande William. Arp nel 1962 vi ha contato ca. un migliaio di stelle (in genere gli ammassi aperti contengono in genere un centinaio di stelle e quelli globulari da 100.000 in su). Dista 6.000 a.l. Le stelle sono nate ca. 1,5 mld. di anni or sono.

-Radiosorgente Cassiopea A.

-Supernova del 1572 (Brahe).

CENTAURUS (Toliman o Rigil Kentaurus doppia 0,0 e 1,2 m 4,3 a.l. G2 e K1)

-NGC5139: grande ammasso globulare "Omega Centauri". Tale ammasso sarebbe costituito da 5 milioni di masse solari; si avvicina più ad una galassia ellittica nana che non ad ammasso globulare. Ha un diametro di ca. 350 a.l., ha una magnit. di 3,7 ed è posto alla distanza di 17.000 a.l. La sua età è simile a quella di M13 (ca. 12 miliardi di anni).

-NGC5128: galassia di tipo ellittica, che sarebbe il risultato di una interazione fra due distinte galassie che sta ancora avvenendo, come dimostrerebbero sia la nebulosità presente all’interno della larga banda scura di assorbimento, evidente sede di intensa formazione stellare, sia l’intensa emissione di onde radio che proviene dal "core" della galassia, conosciuta anche come radiosorgente "Centaurus A".
-Ascensione retta: 13h 25.5m
-Declinazione: -43° 01'
-Magnitudine apparente: 7.0
-Diametro apparente: 18.2'
-Distanza: 10 milioni di anni luce
Il telescopio spaziale Hubble ci offre uno sbalorditivo primo piano, senza precedenti, di una vivace regione di formazione stellare lungo il disco di polveri che circonda Centaurus A (NGC 5128) la più vicina galassia attiva. Questa fascia da molto tempo è stata interpretata come ciò che rimane di una piccola galassia a spirale che si è fusa con la grande galassia ellittica. La piccola galassia a spirale ha riversato i suoi gas e polveri nella galassia ellittica; lo shock della collisione ha compresso il gas interstellare accelerando un violento processo di formazione stellare. Assomigliando a nubi minacciose, gli scuri filamenti di polvere, mescolati a idrogeno freddo, si stagliano contro l'incandescente luminosità giallo-arancione proveniente dal gas caldo e dalle stelle che si trovano dietro. Ammassi brillanti di giovani stelle blu giacciono lungo il bordo dell'oscura fascia di polveri. Oltre ad essa il cielo è illuminato dal vago splendore prodotto dalle più anziane popolazioni di stelle giganti rosse e nane rosse che risiedono nella galassia ellittica. Il disco di polveri è disposto quasi a taglio rispetto alla nostra linea visiva (si stima che la sua inclinazione sia di 10-20°). Dal momento dello scontro tra le due galassie, il disco di polveri non ha ancora avuto il tempo di stabilizzarsi nella forma di un disco regolare e piatto. Le curve e le deformazioni presenti lungo la sua fascia e la sua inclinazione, fa sì che la sua struttura ci appaia come un asse di legno deformato. Nel suo centro è stato scoperto un disco deformato di gas ad alta temperatura (la barra bianco-rosea che attraversa diagonalmente il centro dell'immagine). Il disco di gas, che ha un'inclinazione quasi perpendicolare rispetto alla cintura di polveri esterna, ha un diametro di 130 anni luce e probabilmente circonda un gigantesco buco nero avente una massa pari a un miliardo di volte la massa del Sole. Le macchie rosse nei pressi del disco rappresentano del gas incandescente, riscaldato e ionizzato dalla potente radiazione che proviene dal nucleo attivo.

Centaurus A è anche un'intensa sorgente di raggi X e di onde radio. Queste emissioni si dispongono lungo un getto di materia  che esce radialmente dal centro e si solleva da parti opposte rispetto al piano della cintura di polveri. Si ipotizza che questo getto sia disposto lungo l'asse di simmetria di un piccolo disco di accrescimento posto nei dintorni del buco nero centrale. 
Ci troviamo di fronte quindi ad una situazione molto particolare: la presenza di tre "dischi" non collimati, uno interno all'altro: il grande disco della cintura di polveri, il disco di gas incandescenti scoperto dall'Hubble il cui piano è quasi perpendicolare al primo e l'ipotetico disco di accrescimento del buco nero (invisibile perché al di sotto del potere risolutivo della camera NICMOS) il cui asse - identificato dalle emissioni X e radio - si trova in una direzione intermedia tra i piani dei primi due. Il disco di gas, che presumibilmente alimenta il buco nero, potrebbe essersi formato di recente tanto da non avere avuto il tempo di allinearsi rispetto ad un piano equatoriale di equilibrio perpendicolare all'asse del buco nero. La diversa inclinazione potrebbe anche essere causata più semplicemente dal fatto che il disco di gas risente maggiormente dell'attrazione gravitazionale dell'intera galassia piuttosto che di quella del buco nero.

Alpha Centauri: The Closest Star System
The closest star system to the Sun is the Alpha Centauri system. Of the three stars in the system, the dimmest -- called Proxima Centauri -- is actually the nearest star. The bright stars Alpha Centauri A and B form a close binary as they are separated by only 23 times the Earth- Sun distance - slightly greater than the distance between Uranus and the Sun. In the above picture, the brightness of the stars overwhelm the photograph causing an illusion of great size, even though the stars are really just small points of light. Alpha Centauri A, also known as Rigil Kentaurus, is the brightest star in the constellation of Centaurus and is the fourth brightest star in the night sky. Credit: STSci Digitized Sky Survey, Anglo-Australian Observatory

CEPHEUS (Alderamin 2,4 m 46 a.l. A7)

-Stella granata di Herschel (o Garnet Star): "m cephei".

CETUS (Menkar 2,5 m 130 a.l. M2)

-M77: galassia a spirale di tipo Sb, compatta, vista di piatto, ubicata 1 grado ad est di Delta Ceti. E' la principale di un piccolo gruppo di consorelle: NGC1055,1073,1087 e 1090. Scoperta da Méchain nel 1780 e subito catalogata da Messier. Non è un oggetto facile: per scorgerla con un telescopio occorrono condizioni di buio perfette. La magnit. totale è ca. 10, il diametro apparente è di 6", disterebbe 30 milioni di a.l. ma alcuni ipotizzano molto di più. E' tra i più lontani oggetti Messier e taluni parlano di 60 milioni di a.l.: con tale distanza si allontanerebbe da noi a ca. +1000 Km/sec. Con una distanza di 30 mil. di a.l. essa avrebbe un diametro di 80 mila a.l. e la sua massa sarebbe pari a 40 miliardi di Soli. Appartiene al tipo delle galassie Seyfert, con un nucleo molto piccolo e spettro di emissione, sorgente di onde radio.

CHAMAELEON (Alpha 4,1 m 78 a.l. F5)

CIRCINUS (Alpha è una doppia di magnit. 3,2 e 8,6 m 57 a.l. F0 e A3)

COLUMBA (Alpha Columbae 2,7 m 140 a.l. B8)

-Ammasso aperto MEL 111
(con riferimento al catalogo compilato da Melotte); è il III ammasso aperto più vicino, 250 a.l., dopo quello dell’Orsa maggiore e delle Iadi. E' formato da ca. 40 stelle e dista 260 a.l. Si estende per 5° e occupa la maggior parte della costellazione. Sei stelle sono tra la magnit. 5 e 6. La caratteristica particolare dell’ammasso è quella che esso non contiene stelle giganti: la massa totale è inferiore alle 100 masse solari e la densità è di appena di 1 stella ogni 10 parsec cubici, sotto il limite teorico di stabilità gravitazionale dell’ammasso. Il gruppo è più vecchio delle Pleiadi, ma più giovane del Presepe e delle Iadi.

-M53: ammasso globulare: magnit. 8,7 e dista 60.000 a.l. Ha una lumin. di 200 mila Soli ed è esteso per 14’(metà ca. Luna piena), si risolve parzialmente in stelle, almeno ai bordi, se osservato con telesc. da 15/20 cm. Alla suddetta distanza, il suo diametro apparente di 14' corrisponde ad un diametro lineare di oltre 250 anni luce e, alla velocità di 112 km/s, si sta rapidamente avvicinando a noi. M53 ha un nucleo brillante di circa 2' e la densità decresce gradualmente verso le regioni esterne. Messier lo trovò somigliante ad M79, mentre William Herschel lo giudicò simile a M10. Come in tutti gli ammassi globulari, le stelle di M53 sono apparentemente "povere di metalli", il che significa che contengono solo modeste quantità di elementi più pesanti dell'elio (per esempio carbonio o l'ossigeno); quelle di M53, in particolare, hanno una "metallicità" inferiore alla media degli ammassi di questo tipo. Ospita il rispettabile numero di 47 variabili del tipo noto come RR Lyrae di alcune delle quali, nel corso del tempo, è stato notato l'irreversibile cambiamento del periodo (Glyn-Jones). A solo un grado ad est di distanza troviamo il debole, e più povero, ammasso globulare NGC 5053 che si trova pressa poco alla stessa distanza di M53 e che contiene un numero significativamente inferiore di stelle al punto che in passato si dubitò della sua natura di globulare (natura confermata spettroscopicamente).

-Ammasso di galassie "Coma": le più luminose appartengono alla propaggine Nord dell’ammasso "Virgo" e portano quasi tutte la sigla Messier; le più deboli compongono l’ammasso "Coma" e sono siglate NGC. Sono 1.000 galassie a 400 milioni di a.l., tra cui 10 galassie a 13,5 milioni di a.l.

-M64: galassia a spirale "dall’occhio nero": ha un diam. di 7’ x 3’, ha una magnit. di 8,6, dista 20-25 milioni di a.l. Ha una luminos. di 50 mld.di Soli. E’ così chiamata perché da centro del suo ovale dal chiarore lattiginoso (magnit. 8,0) si distingue una fascia di materia oscura dove stanno nascendo probabilmente nuove stelle. Per scorgere tale "occhio" occorre almeno un telescopio da 20 cm. J.D. Wray, nel suo Color Atlas of Galaxies, fa notare che M64 potrebbe essere il prototipo di una classe di galassie chiamata "ESWAG", Evolved Second Wave Activity Galaxy, - galassia con la seconda ondata di attività (intesa come formazione stellare) evoluta. Come appare evidente dalle fotografie a colori, le regioni centrali dei bracci della spirale sono costituite da una popolazione stellare di media età. La formazione stellare ha avuto inizio esternamente, seguendo il gradiente di densità, formando le stelle laddove vi era sufficiente materia interstellare disponibile, evolvendosi poi lentamente. In seguito, con i venti stellari, le supernove e l'attività delle nebulose planetarie, poté accumularsi altro materiale interstellare sino a rendere possibile una nuova stagione di formazione stellare. Questa seconda ondata di parti stellari sembra avere raggiunto le regione dove compare la banda di polveri. La caratteristica banda di polveri è ben visibile anche con piccoli telescopi. Recentemente si è osservato che nel disco sono presenti due sistemi di gas e polveri che ruotano in direzioni opposte: quello interno, del raggio di circa 3.000 anni luce e che si muove a 300 km al secondo, è in contatto con il disco esterno che ruota in direzione opposta e che si estende per almeno 40.000 anni luce muovendosi a circa 300 km/s. Questo strusciamento è probabilmente la causa del vigoroso processo di formazione stellare osservato ed ancora in corso, che si manifesta nei noduli blu racchiusi nella caratteristica banda di polveri su un lato del nucleo. Si è anche ipotizzato che questo disco particolare e la banda di polveri appartengano ad una galassia compagna in formazione già fagocitata ma non ancora dispersa nel piano orbitale del disco. Non sembra che la distanza di questa galassia sia ben determinata: Kenneth Glyn Jones e Mallas/Kreimer indicano circa 12 milioni di anni luce, il Nearby Galaxies Catalog del Tully indica 14 milioni mentre Burnham oscilla tra 20 e 25 milioni citando l'indicazione data da Holmberg di 44 milioni. La velocità radiale di 377 km/s in recessione indicherebbe 16 milioni di anni luce (H0=75), ma questo dato è sicuramente molto impreciso essendo la rotta di questa galassia passante in prossimità dell'Ammasso della Vergine, bisogna tenere conto di una considerevole deviazione del valore della Costante di Hubble. Il fatto che la distanza di questa galassia non sia ancora stata determinata con precisione appare strano, anche perché le variabili cefeidi che ospita dovrebbero essere alla portata dei telescopi terrestri attuali, almeno di quelli più grandi. Sino ad ora non sono state registrate supernove in questa galassia che sembra non avere neppure Cefeidi, altrimenti la sua distanza sarebbe nota con maggiore precisione.

-M85: galassia ellittica: di magnit.10,5 e dista 41-44 milioni di a.l., ha un diam. di 3’ x 2’, ha una massa di 100 mld. di Soli ca. Scoperta da Mechain nel 1781 e poco dopo catalogata da Messier. Si allontana da noi a 700 km/sec.

-M88: galassia a spirale: di magnit.10,5, dista 50 milioni di a.l. Ha un diam. di 60.000 a.l. e una massa di 100 mld. di Soli. Messier poco lontano individuò un altra nebulosa (M91), ma poi fu scoperto che non vi era nulla e forse poteva essere una cometa (secondo Shapley) o un errore di Messier. Ma recentemente W.C. Williams ha identificato M91 con la galassia NGC4548 di magnit. 9,5.

-M98: galassia di magnit. 11 nella regione centrale. La sua distanza rimane incerta in quanto, a differenza di tutto l’ammasso "Coma" che si allontana da noi, essa si avvicina a 200 km/sec. E non si può quindi applicare la relazione tra la velocità di allontanamento e la distanza secondo la formula di Hubble, ma la stima è ca. 35 milioni di a.l., ovvero il membro dell’ammasso più vicino a noi. Ha una massa di 80 mld. di Soli e un diam. di 80.000 a.l.

-M99: galassia a spirale di magnit. 10,5, dista 50 milioni di a.l. e ha un diam. di 4’. E' vista di fronte e mostra uno dei più veloci moti allontanamento del Gruppo: +2.400 Km/sec. Ha una massa tot. Di 50 mld di Soli. Nei suoi bracci a spirale sono apparse 2 supernove (nel 1967 e nel 1972).

-M100: (NGC4321) è la Galassia più grande dell’ammasso "Virgo-Coma", è tra gli oggetti più brillanti dell'ammasso di galassie della Vergine, ma M100 si trova però nella costellazione della Chioma di Berenice. Visibile anche attraverso un piccolo telescopio, M100 ha la forma di una spirale ed è vista quasi frontalmente, possiede due prominenti bracci ed una serie di bracci minori che la avvolgono. Venne scoperta da Pierre Méchain nel 1781 e inserita dall'amico Charles Messier nel suo catalogo poco dopo. Ha un diametro di circa 110.000 a.l., una massa di 160 mld. di Soli e una magnit. di 10,5 distribuita su un’area larga 4’. Ha una velocità di +1600 Km/sec. L'esatta distanza della galassia fu stimata nel 1993, quando il Telescopio Spaziale Hubble riuscì ad osservare 20 Cefeidi al suo interno e a stimarne il periodo. Disterebbe da noi circa 56 milioni di a.l. In M100 sono state osservate nell'ultimo secolo ben quattro supernovae.
Sebbene la galassia disti decine di milioni di anni-luce, le ottiche di HST (Wide Field and Planetary Camera o WFPC-2), hanno permesso di risolverne dettagli ampi qualche decina di anni-luce, prestazione prima consentita solo per galassie vicine.

-NGC4565: uno dei miglior esempi di galassia vista di profilo: ha una magnit. di 10,5. Lungo il piano equatoriale di distinguono nubi di materia oscura. E' larga 15’ e dista 30 milioni di a.l.

-NGC4889: galassia appartenente al vero ammasso della Chioma di Berenice, quasi 10 volte più lontano di quello cui appartengono le galassie suindicate. E’ l’oggetto più brillante dell’ammasso.

The Coma Cluster of Galaxies
Almost every object in the above photograph is a galaxy. The Coma Cluster of Galaxies pictured above is one of the densest clusters known - it contains thousands of galaxies. Each of these galaxies houses billions of stars - just as our own Milky Way Galaxy does. Although nearby when compared to most other clusters, light from the Coma Cluster still takes hundreds of millions of years to reach us. In fact, the Coma Cluster is so big it takes light millions of years just to go from one side to the other! Most galaxies in Coma and other clusters are ellipticals, while most galaxies outside of clusters are spirals. The nature of Coma's X-ray emission is still being investigated. Credit & Copyright: O. Lopez-Cruz (INAOEP) et al., AURA, NOAO, NSF

CORONA AUSTRALIS (Alpha 4,1 m 100 a.l. A2)

Reflection nebula NGC6726-27-29
This spectacular reflection nebula (Corona Australis) is the result of a few bright stars caught up in a large, dusty cloud. If that is all there was here, this region would be considered to be like the Pleiades, an accidental association of dust and stars. However, there are features here that show the dark cloud to be an active star forming nebula, though most of the action is hidden from view. The peculiar yellowish curved streak near the two bright reflection nebulae seems to be the source of two compact but distinctly red patches which are Herbig-Haro objects, often the first visible signs of star formation occurring deep inside dark clouds. These compact nebulae are ejected from proto-stars during the later stages of star formation and sometimes appear in pairs, moving in opposite directions from the hidden star forming region.

CORONA BOREALIS (Gemma o Alphekka 2,3 m 78 a.l. A0)

CORVUS (Alchiba 4,0 m 68 a.l. F2)

-NGC4038: coppia di galassie interagenti gravitazionalmente che si trovano nella costellazione australe del Corvo e che formano due grandi "code" o "antenne" di stelle disperse nello spazio in direzioni opposte sino ad enormi distanze dai bulbi galattici. Le "antenne" sono visibili solo con potenti telescopi. Le galassie hanno una magnit. 11 ca. e si allontanano da noi a +1500 Km/sec. Sono distanti da noi 90 milioni di a.l. L'HST ha scoperto oltre un migliaio di ammassi stellari giovani e luminosi che si sono formati in seguito allo "scontro frontale". I nuclei (cores) delle due galassie corrispondono alle due macchie di colore arancione che si trovano a destra e a sinistra rispetto al centro dell'immagine, intersecate da filamenti di polveri scure. Una larga fascia di pulviscolo caotico (regione di sovrapposizone) si estende tra i nuclei delle due galassie. La grande forma che assomiglia ad una spirale, segnata da gruppi di brillanti stelle azzurre, rappresenta il risultato dell'intensa attività di formazione stellare che è stata innescata dalla collisione. Questa immagine a colori naturali è il risultato della composizione di quattro distinte immagini filtrate prese dalla  WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2 ). La risoluzione è di 15 anni-luce per pixel.

CRATER (Alkres 4,1 m 120 a.l. K0)

CRUX (Acrux 0,8 m doppia 1,4 e 1,9 m 370 a.l. B1 e B1) e: "Croce del Sud"

-NGC4755: ammasso aperto "Lo scrigno di gioielli o Kappa Crucis": 50 stelle di cui 4 tra magnit. 6 e 7, con magnit. totale 4,2. Ha un diam. di 10’ e dista 7.600 a.l.

-"Il sacco di carbone australe": nebulosa oscura a sud di Beta Crucis

CYGNUS (Deneb 1,2 m 1825 a.l. A2 75.000 volte più luminosa del Sole)

Parte delle informazioni contenute in tale pagina sono state ricavate, oltre che dai siti Internet  della NASA e dell'H.S.T., anche dai seguenti libri:
M.Rigutti, Cento miliardi di stelle, Giunti, 1995.
P.Bianucci e W.Ferreri, Atlante dell'Universo, Utet, 1997.
J.Herrmann, Atlante di Astronomia, Sperling & Kupfer, 1992.
G.Vanin, Atlante fotografico dell'Universo, Mondadori, 1995.
I.Ridpath e W.Tirion, Guida delle stelle e dei pianeti, Muzzio, 1988.
W.Ferreri, Come osservare il cielo, Il Castello, 1996.
P.Bianucci, Stella per stella, Giunti, 1997. 
Colin A.Ronan, L’Universo, Mondadori, 1991.
Voce "Galassia", Enciclopedia Treccani delle Scienze fisiche.

[ Materiale raccolto da Pietro Musilli - Roma, 1997-2001]