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| Dalla costellazione della "LINCE" a quella della "VOLPETTA" |
| Per i più importanti oggetti astronomici sono presenti i Link alle immagini. |
LYNX (40 Lyncis 3,3 m 170 a.l. M0) -NGC2419: il più lontano ammasso globulare considerato però extra galattico per la sua enorme distanza di 210.000 a.l. dal centro galattico e di 182.000 a.l. dal Sole. Distanza paragonabile a quella delle Nubi di Magellano. Tale ammasso fu scoperto da Herschel nel 1788 e studiato più a fondo da suo figlio John nel 1833. Lord Rosse nel 1861 lo riconobbe come ammasso globulare, impresa non facile visto che le stelle più brillanti sono appena di magnit.17. La magnit .globale di 11,5 è abbastanza elevata, e per scorgere tale ammasso basta un telescopio da dilettante: apparirà come una indistinta macchia chiara del diametro di 2'. Il diametro reale dell'ammasso è di 380 a.l. e la sua luminosità equivale a quella di 175 mila Soli.
-M57 (NGC6720): Nebulosa planetaria anulare. Risulta molto bella con un telescopio a specchio da 40 cm e ingrandimento 250 X. Basta già un riflettore 114/900 per vedere l’anello. Dista c.a. 1500 a.l., ha un diam. pari a 1/2 a.l. (30 mila U.A.) e la sua densità è di gran lunga inferiore a quella del più perfetto vuoto pneumatico ottenibile in laboratorio. I gas di M57 sono tuttora in espansione alla vel. di ca. 20 Km/s. Supponendo che sia sempre stato così, l’esplosione della stella dovrebbe essere avvenuta ca. 20 mila anni fa. La massa totale (nebulosa e stella centrale) è ca. quella del Sole, ma il meccanismo della fluorescenza è così efficiente nell’emettere luce che la luminosità di M57 equivale ad una cinquantina di stelle come il Sole. Il suo aspetto è quello di un anello di fumo azzurrino. Le sue dimensioni sono di 80" x 60" (1/30 del diam. app. della Luna). La sua luce è molto fioca: M57 appare di magnit.apparente 9, quasi 100 volte più debole delle stelle visibili ad occhio nudo. Nel centro dell’anello c’è una stellina, una nana bianca di colore bluastro (visibile con un telesc. da 150 mm) di magnit.14,7 (4 mila volte più debole delle stelle più deboli visibili ad occhio nudo). La stellina centrale fu osservata per la I volta da F. Von Hahn intorno al 1800. M57 è stato il I esempio di nebulosa planetaria ad essere scoperta. Fu scoperta nel 1779 dall’astronomo francese Darquier e osservata lo stesso anno da Messier, che la immaginò formata di molte minuscole stelline non distinguibili. Anche William Herschel (ex musicista e uno dei più grandi astronomi di tutti i tempi) nel 1785 la descrisse come un probabile anello di stelle, annoverandola tra le "cose più curiose del cielo" e così la pensò anche uno dei padri dell’astrofisica: Padre Angelo Secchi nella II metà dell’Ottocento. Sappiamo invece che si tratta di una nube di gas in espansione e che questi gas diventano fluorescenti per l’azione eccitatrice della stella centrale (similmente alle lampade al neon) La stellina centrale ha infatti una temperatura superficiale di ben 100 mila K e quindi emette molta radiazione UV. I raggi ultravioletti ionizzano gli atomi di ossigeno strappando loro due elettroni. Per un certo tempo non si riuscì a comprendere tale meccanismo e si interpretò lo spettro di M57 come il prodotto di un ipotetico elemento chimico sconosciuto sulla Terra, il nebulio. Al telescopio l’anello di M57 appare azzurro, ma ciò si deve solo alla scarsa sensibilità dell’occhio ai colori quando la luce è debole. All’interno l’anello tende al giallo, poi all’arancione e infine al rosso: lo provano le fotografie a lunga esposizione. Non è neppure esatto parlare di "anello": vediamo così M57 per motivi prospettici, in quanto ai bordi lo strato di gas fluorescente è più spesso. Al centro dell’anello la luce emessa è appena 1/20 rispetto ai bordi. -M56: ammasso globulare tra magnit. 11 e 14. Ha un diam. di 60 a.l. ed è distante 46.000 a.l. M56 si trova a metà strada tra beta Cygni (Albireo) e gamma Lyrae. E' uno dei globulari meno luminosi, ed in particolare manca del nucleo brillante che solitamente hanno questo tipo di ammassi stellari. Nonostante ciò, non è troppo difficile da risolvere, anche se si trova ad una discreta distanza. Il diametro approssimato è di 60 anni luce. Questo sciame stellare si sta dirigendo nella nostra direzione alla notevole velocità di 145 km/s. In M56 sono state identificate una dozzina di variabili.
MENSA (Alpha 5,1 m 28 a.l. G5)
MICROSCOPIUM (Alpha 5,0 m 240 a.l. G6)
MONOCEROS (Alpha 3,9 m 180 a.l. K0) - NGC2237-9 e NGC2244: è una complessa combinazione di una debole nebulosa diffusa, chiamata "Nebulosa Rosetta" e un ammasso aperto di ca. 16 stelle. Dista 3.600 a.l. e ha un diametro di 55 a.l. Essa circonda un ammasso aperto di stelle giovani, alcune di "soli" 3 milioni di anni, nate dalla condensazione della parte centrale della nebulosa stessa, che infatti appare più rarefatta al centro, ciò che la fa appunto somigliare ad una rosa sbocciata. Il diametro è di 80'. L’ammasso ha al centro 12 Mon, una stella gigante gialla di 6° mag. E contiene materia sufficiente per formare 11.000 Soli. L’ammasso è visibile già con un binocolo. La formazione di nuovi astri è qui osservabile nei suoi vari stadi: dai globuli di Bok alle stelle neonate al centro della "rosa". Purtroppo l'osservazione di un oggetto così esteso e debole riesce difficile. Già un potente binocolo (80 mm) e a basso ingrandimento (11-15 diam.) consente di indovinare la forma della nebulosa. Un telescopio a basso "X" mostrerà meglio le stelle al centro, ma solo le foto a lunga posa fatte con strumenti potenti potranno evidenziare perfettamente la "rosa" centrale. I"globuli di Bok" sono la caratteristica più interessante di NGC2237. Hanno dimensioni di 2-3 primi d'arco. La loro composizione è quella classica delle nubi interstellari: per ogni 10.000 atomi di idrogeno abbiamo 1.200 atomi di elio, 3-4 atomi di ossigeno, 2 atomi di carbonio, ecc. Inoltre contengono un granello di polvere cosmica ogni 1.000 miliardi di atomi di gas, aventi ognuno un diametro pari a 0,0005 mm. I globuli di Bok hanno un diametro di circa 1 anno luce e la loro materia collassa verso il centro gravitazionale alla velocità di mezzo Km/sec., per cui in 1 milione di anni la temperatura centrale può salire dagli originari 5-15 gradi Kelvin sino a livelli tali da innescare reazioni termonucleari. Tali "globuli" sarebbero quindi lo stadio che immediatamente precede le protostelle. Ricerche recenti fatte da Herbst dell'Università di York e da Turner dell'Università di Toronto hanno comunicato che un globulo noto come "Lynds 810" sembra contenere una stella molto giovane e calda. Morto nel 1983 Bart Bok raccontava che a suggerirgli la parola " globuli" per quelle formazioni oscure furono dei grumi di burro galleggianti sulla panna del latte (non certo dieta mediterranea). -NGC2264: ammasso aperto battezzato da Copeland "L'albero di Natale". Come la nebulosa Rosetta, tale oggetto è un'altra combinazione di un ammasso aperto e di una nebulosa oscura. La nebulosa oscura, chiamata nebulosa "Cono", è visibile solo in foto a lunga esposizione ed è posta nella parte meridionale della nebulosa a 30’ dalla stella più luminosa. L’estensione della nebulosa “Cono” è di 10’, pari a 6 anni luce se la distanza corretta è di 2600 a.l. da noi. L’ammasso è visibile in qualunque binocolo come un grappolo di forma triangolare composto da ca. 40 stelle (tra mag. 4,6 e 9,3), lungo ca. 30’, con la stella più luminosa (magn.4,6) nel centro della base. Tale stella, leggermente variabile, ha la sigla S Mon o S Monoceris (il numero di Flamsteed è 15), ha uno spettro O7 ed una magnit.assoluta di -5, ossia l’energia emessa da 8500 stelle come il Sole. L'età del giovane ammasso, che contiene infatti molte stelle variabili di tipo T Tauri, è di pochi milioni di anni. -NGC2261: la c.d."Nebulosa variabile di Hubble" è il primo oggetto ad essere fotografato con il telesc. di mt. 5 Palomar, il 26/1/1949 giorno della sua inaugurazione. E' ubicata presso la stella 13 Mon di magnit.4 ed è visibile anche con piccoli strumenti utilizzati con forti ingrandimenti. La nebulosa a riflessione e ad emissione è ricca di ammassi aperti, di nubi di idrogeno e di sacche oscure di polveri, ed era già stata scoperta da Herschel (il noto astronomo che faceva l'organista a Bath) nel 1783 e la variabilità della sua luce e della sua forma fu rivelata da Schmidt e Athens nel 1861. La struttura è triangolare e ricorda vagamente una cometa. La parte più luminosa è lunga 1'. Lampland ha scattato in 30 anni, dall'Osservatorio Lowell, 900 foto dell'oggetto: l'aspetto muta molto rapidamente, con oscillazioni luminose di oltre 1 mag. e improvvisi oscuramenti e rischiaramenti di certe parti della nebulosa, senza nessun tipo di periodicità. Queste fluttuazioni, tenendo conto della distanza di 2.600 a.l. e che si sviluppano al ritmo di 1" in 4 gg., sembrano avvenire alla velocità della luce. Il principale ciclo di variabilità ha un periodo di 1 anno. Hubble nel 1916 confrontò le fotografie della nebulosa scattate per ca. 16 anni. Egli si accorse che l'intera nebulosa era soggetta a variazioni, sia morfologiche che di splendore apparente (max escursione 2 magnitudine). L'oggetto è mediamente però di magnit.10,0. Pare che immersa nei gas ci sia una stella e si è anche pensato che possa trattarsi di un sistema planetario in formazione, ipotesi rafforzata da un 'intensa emissione nell'infrarosso collegata a polvere interstellare. La stella, R Monocerotis, dal 1861 è stata vista variare irregolarmente di ben oltre 4 magnitudini. Le variazioni sono probabilmente causate da opache nubi di polvere che sono frapposte tra la stella nascosta e la nebulosa visibile. Abbiamo intense emissioni nella banda dell'infrarosso: ciò può dipendere dalla polvere interstellare (la luce riemessa è fortemente polarizzata) e/o da pianeti in formazione.
-M50: ammasso aperto scoperto da G. D. Cassini nel 1711 e classificato da Messier nel 1772. Ha una magnit. globale di 6,3 e contiene ca. 200 stelle in un'area di 20' di diametro. Dista 2.900 a.l. Questo ammasso venne scoperto il 5 aprile 1772 da Messier, ma forse G.D. Cassini lo aveva già osservato prima del 1711. L'ammasso aperto M50 si trova probabilmente a circa 3.000 anni luce di distanza. Il suo diametro angolare di 15'x20' corrisponde quindi ad una dimensione lineare di circa 18 anni luce, la regione centrale densa misura però solo 10' o 9 anni luce di diametro. J.E. Gore ha stimato, analizzando le lastre fotografiche ottenute da Isaac Roberts nel 1893, una popolazione di circa 200 membri. Nella classificazione di Trumpler è di tipo I,2,m (Glyn Jones), II,3,m (Sky Catalog 2000) o II,3,r (Götz). Visualmente viene descritto con una "sagoma a forma di cuore" da Mallas e Kreimer. Secondo Kenneth Glyn Jones, la stella più luminosa è di tipo spettrale B8 e di magnitudine 9,0 mentre lo Sky Catalog 2000 la indica di classe spettrale B6 e di mag. 7,85, l'età stimata è di 78 milioni di anni. 7' a sud del centro si trova una gigante rossa di tipo M, il cui colore contrasta vivamente le stelle bianco-azzurre nelle vicinanze. L'ammasso contiene anche alcune giganti gialle. "Il Rettangolo rosso" (A cura di: http://www.mclink.it/mclink/astro/ids/old/ids_0697.htm)
MUSCA (Alpha 2,7 m 365 a.l. B3) -NGC4372: ammasso globulare 8,0 m 16.000 a.l. -NGC4833: ammasso globulare 7,0 m 17.000 a.l.
NORMA (Gamma 2 Normae 4,1 m 130 a.l. G8) -NGC6067: ammasso aperto 120 stelle 6,7 m 6.800 a.l. -NGC6087: ammasso aperto 35 stelle 6,0 m 3.000 a.l. -NGC6134: ammasso aperto 60 stelle 9,1 m 2.600 a.l. -NGC5946: ammasso globulare 10,0 m 31.000 a.l. Menzel 3 - Nebulosa formica
OCTANS (Alpha 5,2 m 230 a.l. F4)
OPHIUCUS (Ras Alhague 2,1 m 60 a.l. A5) -M9: ammasso globulare di magnit.8,00. Ha un diam. di 2,4'. Dista 26.000 a.l. Orbita molto vicino al nucleo galattico, dal quale dista appena 7.000 a.l. Possiede una luminosità totale di 60 mila Soli -M10: ammasso globulare di magnit.7,0 con un diam. di 8' e dista 16 mila a.l. -M12: ammasso globulare di magnit.7,0 con un diam. di 9' e dista 16-24 mila a.l. -M14: ammasso globulare descritto da Messier come "una nebulosa senza stelle" e poi risolto da Herschel nel 1783. Ha una magnit. di 9,5 e dista 50.000 a.l. In esso è apparsa una nova nel 1938. Si conoscono solo due casi di nove in ammassi globulari. -M19: ammasso globulare: 8,3 m, 20.000 a.l. -M107: ammasso globulare: 9,2 m, 19.000 a.l. -M2-9 (nebulosa "a farfalla" o bipolare”) è un esempio eclatante di una nebulosa "a farfalla" o bipolare. Un altro nome più appropriato potrebbe essere "nebulosa a doppio getto". Infatti sembra che la stella emetta in direzioni opposte un getto di gas molto simile a quello espulso da un motore a razzo. Effettivamente, dall'analisi della forma della nebulosa e delle velocità dei gas (più di 350 km/s) il paragone ad un getto super-super-sonico è abbastanza calzante. Dallo studio delle dimensioni della nebulosa, che aumentano lentamente nel tempo, è possibile concludere che si è formata solo 1200 anni fa. La stella centrale in M2-9 è nota come stella doppia molto ravvicinata: è addirittura possibile che le due stelle siano parzialmente compenetrate. Gli astronomi pensano che la gravità di una stella strappi il gas debolmente legato all'altra e lo scagli nello spazio, dove si compatta in un disco denso e sottile che circonda entrambe le stelle. Il disco, che ha un diametro pari a 10 volte l'orbita di Plutone, può essere visto solo in immagini a corta esposizione ottenute con il telescopio spaziale Hubble. Il vento stellare ad alta velocità emesso da una delle stelle si scontra con il disco circostante, che funge da ugello. Il vento è dunque deflesso in direzione perpendicolare e forma la coppia di getti visibili nell'immagine. Modelli simili sono usati per descrivere l'idrodinamica dei gas espulsi dai motori a razzo: i gas che bruciano e si espandono violentemente sono deviati dalle pareti del motore attraverso un ugello per formare lunghi e collimati getti di aria calda ad alta velocità. M2-9 si trova nella costellazione dell'Ofiuco alla distanza di 2100 anni luce. L'immagine è stata ottenuta il 2 agosto 1997 dalla camera a grande campo del Telescopio Spaziale. In questa immagine l'ossigeno neutro è rappresentato con il colore rosso, l'azoto una volta ionizzato con il verde, e l'ossigeno due volte ionizzato con il blu.
ORION
-M42
(NGC1976): o "Grande Nebulosa di Orione"
è una nebulosa diffusa, tra gli
oggetti astronomici più noti e studiati, visibile anche ad occhio nudo come
una vaga nube, che avvolge completamente il sistema di
Tetha Orionis. Secondo i Sumeri
Orione rappresentava l’eroe Gilgamesh che uccise il Toro celeste, e anche
Uru An-na ossia lo "splendore del cielo"; per i Caldei la costellazione di
Orione era Tammuz, ossia nome del mese in cui Orione sorgeva poco prima
dell’alba; secondo gli antichi egizi Orione con Sahu era lo spirito di
Osiride. La costellazione di Orione è anche riportata nella stele n°30 di
Aosta (2.500 a.C.). E’ stata la prima nebulosa ad essere fotografata, e fu
Henry Draper nel 1880 con un rifrattore da 28 cm con posa di 51 minuti. Già
nel 1864, osservandone visualmente lo spettro, William Huggins aveva
scoperto che la nebulosa era costituita da gas eccitato sino a diventare
luminescente. La distanza è incerta: 1.600-1.900 a.l., in tal caso il
diametro della nebulosa risulta ca. 30 a.l.: copre un’area di 1° x 1°.
Benché la sua densità sia meno di 1/milionesimo di quella di un buon vuoto
di laboratorio, contiene materia sufficiente per formare 10.000 stelle come
il Sole: si tratta infatti di un immensi grembo cosmico dove stanno nascendo
nuove stelle. L'analisi spettrale inizialmente ha posto alcune difficoltà.
Si è ipotizzata persino l'esistenza di un elemento chimico ignoto, il "nebulio".
Poi si è capito che si trattava di elementi chimici noti, ma in condizioni
di eccitazione estrema. Se potessimo esaminare un campione della nebulosa di
Orione di 30 cm di lato, troveremmo: 25 milioni di atomi di idrogeno, 2.5
mil.di atomi di elio, 15 mila atomi di carbonio, 6.250 di ossigeno, 5.000 di
azoto, 900 di zolfo, 250 di neon, 50 di cloro, 38 di argon e 3 di fluoro. I
vari colori che mostra la nebulosa M42 corrispondono a gas diversi ionizzati
dalla radiazione ultravioletta delle stelle: il rosso corrisponde
all'Azoto; il verde all'Idrogeno; il blu all'Ossigeno.
Le stelle in formazione nella nebulosa di Orione, che comprende anche la
vicina M43 (NGC1982) sono circa 300. Una scura banda di gas chiamata
"bocca di pesce", una macchia più piccola e arrotondata che in realtà fa
parte della stessa nube, separa M42 da M43. Il confronto tra foto prese a
distanza di anni ha consentito di notare lievi mutamenti in alcune
condensazioni gassose chiamate "oggetti Herbig-Haro" dal nome dei due
astronomi che per primi le hanno studiate. Tali oggetti deriverebbero
dell'interazione tra il vento stellare emesso dalla protostella nata dai
c.d. "globuli di Bok" e i gas e polveri circostanti la protostella. Molte
sono le variabili: più di 50 entro la magnit.14 e ciò è naturale:
trattandosi di stelle neonate che stanno cercando un giusto equilibrio tra
forza gravitazionale e pressione di radiazione. La nebulosa ha anche due
intense sorgenti di raggi infrarossi. Quasi certamente una delle due è una
stella in formazione. Ne sono prova le molecole d'acqua e di idrossidi che
contiene e che fungono da Maser (Microwave Amplification by Stimulated
Emission of Radiation) o "amplificazione di radioonde mediante emissione
stimolata di radiazioni". Le radioonde emesse dalla stella nascente
stimolano la radiazione delle sue molecole, fornendo un indizio della sua
esistenza. Alcune parti della nebulosa si avvicinano a noi e altre si
allontanano a velocità sino a 35 Km/sec., segno di moti turbolenti
all'interno di questo rarefatto gas eccitato dalla radiazione ultravioletta
delle stelle che vi si trovano immerse, come ad esempio il Trapezio di
Orione o Tetha Orionis. Sono 4 stelle più due altre stelline. "Theta(1)
Ori" è quindi una stella multipla al centro di M42, dalla quale si è
recentemente formata e che illumina la stessa M42. E’ chiamata trapezio
poiché con un piccolo telescopio si possono vedere 4 stelle. Con un’apertura
di 100 mm sono visibili altre 2 stelle di mag.11. Nei pressi di Theta(1)
Ori si trova "Theta(2) Ori", una doppia larga di mag. 5,1 e 6,4.
M42 è praticamente unita ad M43 e si estendono per c.a. 1,5 gradi in
direzione nord-sud e quasi per 1 grado verso est-.ovest. Del trapezio, le
tre stelle più brillanti furono scoperte già nel 1656 dal grande Christiaan
Huygens, che intravvide anche la quarta nel 1684. La magnitudine visuale è
4,6 e M42 è visibile già con un semplice binocolo.
Nonostante l'alta luminosità, la nebulosa non è citata dagli astronomi
dell'antichità e il primo ad osservarla con un telescopio fu il francese
Nicola Peiresc nel 1611, seguito dallo svizzero Cysat e da Huygens nel 1656.
A lui si devono i primi disegni della nebulosa, pubblicati in xilografia nel
1659. Il 4 marzo 1769 Messier preparò un disegno di M42.
Mosaico
della nebulosa di Orione -
By:
www.vialattea.net - 1995 Un sistema
planetario in formazione - By:
www.vialattea.net - 1995
-B33 (Barnard 33):
Nebulosa oscura "Testa
di cavallo" -M78 NGC2068): Nebulosa a riflessione in Orione. Dista 1.600 a.l. ha una magnit. visuale 10,3 e dimensioni apparenti 8´x 6´. Appartiene al complesso di Orione ed è una grande nube di gas e polveri centrata sulla Nebulosa di Orione M42/M43, a circa 1.600 anni luce di distanza. E' la parte più luminosa di una vasta nube che comprende NGC 2071, NGC 2067 e la debolissima NGC 2064. M78 splende della luce riflessa di luminose stelle blu (tipo B), tra le quali la più brillante è HD 38563 di magnitudine apparente 10. All'interno ed in prossimità della nebulosa sono state rilevate 45 stelle di piccola massa con linee di emissione nell'idrogeno e variabili irregolari simili alle T Tauri. Astri di questo tipo sono stelle della sequenza principale che variano di luminosità (di circa 3 magnitudini) e di tipo spettrale (approssimativamente F o G, simili alla cromosfera solare), sono 4-5 volte più luminose di quanto suggerirebbe il tipo spettrale e sono associate a nebulosità che potrebbero essere brillanti o scure. E' probabile che queste stelle siano molto giovani ed ancora nella fase di formazione. Visualmente, M78 assomiglia ad una debole cometa. Le altre nebulose in questo campo richiedono un cielo molto scuro e sono certamente più difficili da osservare. Reflection nebula "The Witch Head Nebula"Double, double toil and trouble; Fire burn, and cauldron bubble - maybe Macbeth should have consulted the Witch Head Nebula. This suggestively shaped reflection nebula is associated with the bright star Rigel in the constellation Orion. More formally known as IC 2118, the Witch Head Nebula glows primarily by light reflected from Rigel, located just outside the top right corner of the above image. Fine dust in the nebula reflects the light. The blue color is caused not only by Rigel's blue color but because the dust grains reflect blue light more efficiently than red. The same physical process causes Earth's daytime sky to appear blue, although the scatterers in Earth's atmosphere are molecules of nitrogen and oxygen. The nebula lies about 1000 light-years away.
PAVO (Alpha 1,9 m 230 a.l. B3) -NGC6744: galassia a spirale SBc, molto simile alla nostra Via Lattea, di magnitudine10,00. Diametro: 15’,5 x 10’,2.
PEGASUS (Markab 2,5 m 100 a.l. B9) -M15: ammasso globulare tra i più belli. Scoperto da Jean-Dominique Maraldi nel 1746 mentre cercava una cometa, appare di magnit.6,5. Basta un piccolo telescopio per risolvere in stelle la parte esterna. Con strumenti amatoriali l’ammasso appare abbastanza piccolo (circa 7’ d’arco e 12,3’ d'arco fotograficamente). Ammasso molto ricco e compatto: la condensazione centrale ha un diametro di appena 20". M15 è al terzo posto per il numero di stelle variabili conosciute, dopo M3 e Omega Centauri, in esso sono state scoperte 150 stelle variabili tipo RR Lyrae. Una di esse è apparentemente una Cefeide di tipo II (tipo W Virginis). Dista da noi ca. 34.000-37.000 a.l. La luminosità totale è di ca. 200 mila Soli. In uno spazio sferico dal diametro di 130 a.l. coabitano ca. mezzo milione di stelle. L’HST ha risolto fotograficamente il suo nucleo superdenso, tale nucleo probabilmente contiene un oggetto denso supermassiccio, che assomiglia a quelli contenuti nei nuclei galattici: fenomeno non frequente nei globular cluster. M15 è tra gli ammassi globulari più vicini e meglio osservabili per noi, essendo solo di poco più lontano del Centro Galattico e molto meno oscurato da materia interstellare ed è il primo ammasso globulare in cui sia stata identificata una nebulosa planetaria, Pease 1 o K 648, (Pease 1928, su lastre fotografiche prese a Mt. Wilson nel 1927). Leos Ondra ha fornito ulteriori informazioni su questa nebulosa planetaria.
Nel cuore del più denso ammasso stellare
(M15) - By:
www.vialattea.net -NGC7331: galassia a spirale Sb distante 45 milioni di a.l. Ha una massa di 140 miliardi di stelle e un diametro di 65.000 a.l.. La sua velocità di allontanamento è ben +1.128 km/sec. NGC7742: E' una piccola galassia vista esattamente di fronte, nella costellazione di Pegaso. NGC7742 non è però una banale galassia a spirale, ma una galassia attiva di tipo Seyfert 2, probabilmente alimentata da un buco nero residente al centro. Il nucleo è il "tuorlo" al centro dell'immagine, l'anello intorno, che dista dal nucleo soli 3.000 anni-luce, è un'area di intensa formazione stellare. Sono visibili anche deboli bracci di spirale che si avvolgono intorno alla regione centrale. La banda di materiale che circonda l'anello interno è probabilmente ciò che rimane del terreno fertile che ha alimentato l'intensa formazione stellare.-NGC7317-20: galassie interagenti del "Quintetto di Stephan" ubicate a mezzo grado a sud-sud-ovest da NGC7331 visibili solo con grandi telescopi. Sono un gruppo di deboli galassie di magnit.14-15, una delle quali si avvicina a noi a 780 Km/sec. mentre le altre si allontanano: tale fatto ha avuto implicazioni sul "principio cosmologico" dell'espansione dell'Universo, in base al quale viene interpretato lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali delle galassie. Burbidge ha proposto una soluzione dell'enigma, ipotizzando che si tratti di un gruppo di galassie squassato da una colossale esplosione. In realtà delle cinque (e secondo taluni sei galassie) galassie, solo quattro sono fisicamente collegate. La più luminosa, invece, è molto più vicina a noi e si sovrappone prospetticamente. "Quintetto di Stephan",
NGC7317-20 (By: Chris Lasley-
USA)
PERSEUS (Algenib 1,8 m 620 a.l. F5)
-NGC869 e NGC884: Doppio ammasso aperto - h (acca) e x (chi) Persei. "h Persei" - NGC869 "chi Persei" - NGC884 I due gruppi distano ca. 0,5
gradi e possono vedersi molto bene con un semplice binocolo, un rifrattore da 7,5 cm a 30
x (quindi a bassissimo ingrandimento) li mostra entrambi nello stesso campo di vista. Li
aveva già notati Hipparcos nel 150 a.c. come una tenue nebulosità: Messier non li
incluse nel catalogo probabilmente perché ben noti. I due ammassi non sono fisicamente
legati e né hanno la stessa età, né la stessa distanza.Ognuno dei due ammassi ha un
diametro di ca. 70 a.l. e insieme contengono materia per formare 5.000 Soli. Essi sono tra
gli ammassi più giovani della Galassia: NGC869 ha 5,6 milioni di anni e NGC884 ha 3,2
milioni di anni ! -M34: ammasso aperto scoperto da Messier nell'agosto del 1764. Comprende 80-100 stelle tra magnit. 8 e 13. Dista 1.430 a.l. Un ammasso aperto di età intermedia (190 miloni di anni secondo lo Sky Catalog 2000, composto da circa 100 stelle (secondo H.S. Hogg) che si trova a circa 1.400 anni luce ed è disperso in una regione di oltre 35 minuti d'arco, oltre il diametro della Luna piena. Questo diametro angolare corrisponde ad una dimensione lineare di 14 anni luce; Wallenquist fa una stima leggermente inferiore (42' corrispondenti a 18,5 anni luce). Il suo aspetto è influenzato dalla presenza di una stella vicina, ma estranea all'ammasso, di magnitudine 7,3, il membro più luminoso è di mag. 7,9. L'età di M34 è stata stimata in 110 milioni di anni da Van Hoerner nel 1957, mentre lo Sky Catalog 2000 indica un valore, più aggiornato, di 190 milioni di anni. -M76: nebulosa planetaria di forma irregolare scoperta da Méchain nel 1780 e poco dopo catalogata da Messier. Ha magnit.12,5 e si estende 2' x 1'. La sua stella centrale è di magnit.16,5. Dista secondo O'Dell 1.750 a.l., ma secondo lo Skalnate Pleso Catalogue dista 8.200 a.l. -NGC1275: galassia Seyfert o radiosorgente Perseo A, di magnit.12,7. Fa parte di un ammasso di galassie (e di un superammasso) a 300 milioni di a.l. da noi. La strana forma e una forte emissione di onde radio hanno fatto pensare che si tratti, secondo Baade e Minkowsky, a due galassie che stanno fondendosi: una spirale e una ellittica attualmente completamente compenetrate e distorte dalla marea gravitazionale. Se è così, impiegheranno 1 milione di anni a trapassarsi. L'ipotesi è stata avvalorata dalla recente scoperta di una forte emissione di raggi X (3 volte più intensa di M87), provenienti da gas con una temperatura di almeno 80 milioni di gradi.
PHOENIX (Alpha 2,4 m 76 a.l. B5)
PISCES (Alrescha doppia 4,3 e 5,2 m 130 a.l. A2 e A3) -M74: Galassia a spirale Sc nei Pesci. Magnitudine 10,0 m. Vel.radiale: +687 km/s. Notevole spirale prototipo delle galassie di tipo Sc dall'aspetto sontuoso. La sua distanza dovrebbe essere tra i 30 ed i 40 milioni di anni luce (Nearby Galaxies Catalog di R. Brent Tully indica 32), allontanandosi a 793 chilometri al secondo. I suoi bracci a spirale sono larghi quindi 1.000 anni luce, nelle immagini a colori sono cosparsi di ammassi di giovani stelle blu e coprono una regione di oltre 10 minuti d'arco, corrispondenti a circa 95.000 anni luce, approssimativamente le stesse dimensioni della nostra galassia Via Lattea. Il nucleo è piccolo e luminoso. Probabilmente M74 il principale membro di un gruppo di galassie molto piccolo che comprende la peculiare spirale barrata di tipo SBa NGC 660, la peculiare galassia Sm UGC 891 (di un tipo misto tra spirali ed irregolari), e le irregolari UGC 1176, UGC 1195 ed UGCA 20. Per gli astrofili sono necessarie ottime condizioni di seeing per poterne osservare il nucleo. Se così fosse, il fascino della bellezza dei bracci a spirale diviene visibile con telescopi da 10 cm in su.(A cura di: http://astrolink.mclink.it/messier/m/m074.html)
PISCIS AUSTRINUS (Fomalhaut 1,2 m A3)
-M46: ammasso aperto molto ricco, posto a 14°30' a est di Sirio. Scoperto da Messier nel 1771, occupa mezzo grado. Composto da centinaia di stelle, le più brillanti sono di di magnit.8, ma ce ne sono 150 tra magnit.10 e 13. M46 dista ca. 5.400 a.l. Nella zona più fittamente popolata ci sono 9 stelle per parsec cubico. Alla periferia nord del gruppo c'è una piccola nebulosa planetaria la NGC2438 notata per la I volta da Herschel. Ha un diametro di poco più di un 1' d'arco e contiene una debole stella centrale, dalla fotosfera caldissima (75.000 gradi). E' tuttora controverso se questa nebulosa planetaria appartenga all'ammasso aperto o se, come sembra più probabile, c'è solo una visione prospettica. Infatti secondo O'Dell la distanza della nebulosa è di 3.300 a.l. e quindi molto meno di M46. -M47: ammasso aperto posto 1°30' a ovest di M46 registrato da Messier nel febbraio del 1771. La distanza del gruppo è di 1.700 a.l. Delle 45 stelle identificate, la più luminosa raggiunge la magnit.5,7. Wallenquist ha calcolato una densità centrale di 16 stelle per parsec cubico. -M93: ammasso aperto a 9°gradi a sud di M46 scoperto da Messier nel marzo del 1781. Ha un diametro di 24', si trova a 3.400 a.l. e contiene ca. 60 stelle tra magnit.7,0 e 12,0. -NGC2477: ammasso aperto molto bello che sfuggì a Messier poiché si trova molto a sud e non è facilmente osservabile. Contiene ca. 300 stelle in un campo di 20'. Magnitudine integrata di 5,7. La distanza è incerta: tra 2.800 e 6.000 a.l.
Dark Nebula CG4
Rotten Egg Nebula:
le stupende immagini
riprese dall'HST ci
mostrano il momento della trasformazione di una stella gigante rossa in una nebulosa
planetaria. Nonostante gli astronomi ritengano che gran parte delle stelle simili al Sole
siano destinate ad attraversare prima o poi questo drammatico stadio evolutivo, l'evento
ha una durata molto breve e quindi è estremamente raro riuscire ad osservarlo.
La polvere e i gas prodotti dalla stella (identificata con la sigla OH231.8+4.2) vengono
soffiati in due direzioni opposte. La loro quantità è così grande che ci impediscono la
visione diretta della stella: possiamo osservarne soltanto la luce, riflessa dalla
polvere. Il materiale viene espulso ad altissima velocità (oltre 700.000 km/h) in due
direzioni opposte formando due getti. Il getto a destra è costituito da numerosi nastri
paralleli che sembrano abbattersi contro alcuni addensamenti di gas generando delle
violente onde d'urto. Capire come possano prodursi strutture gassose così strettamente
collimate pur essendo accelerate ad altissime velocità è una notevole sfida per gli
studiosi.
L'immagine a colori è una composizione di quattro immagini, con diversi filtri
infrarossi, ottenute con lo spettrometro NICMOS il 28-3-1998. In questo modo si
mettono in evidenza le significative variazioni di composizione e temperatura nelle varie
parti della struttura gassosa. L'immagine in bianco e nero, ottenuta con un singolo
filtro, ci mostra con maggiore chiarezza i deboli dettagli e la struttura della nebulosa.
Lo strano nome assegnato a questa nebulosa è stato suggerito dalla sua insolita
composizione chimica ricca di molecole contenenti zolfo (come ad esempio l'acido
solfidrico e l'anidride solforosa, sostanze caratterizzate da un tipico odore di uova
marce). Si crede che questi composti si siano prodotti in seguito al passaggio delle onde
d'urto attraverso i gas.I dati ottenuti da queste osservazioni aiuteranno gli astronomi a capire meglio gli ultimi
stadi evolutivi delle stelle simili al Sole.
PYXIS (Alpha Pyxidis 3,7 m 1.300 a.l. B1)
RETICULUM (Alpha 3,4 m 365 a.l. G5) (famosa è la stella simile al Sole, Z Reticuli. -NGC1313: galassia a spirale barrata a sud di Zeta Reticuli (è una stella di tipo G2, come il Sole). La galassia ha una magnit.11,0.
SAGITTA (Sham 4,0 m 620 a.l. F8) -M71: ammasso globulare di magnit.8,3 Dista 13.000 a.l. Ha un diam. app. di 6’(tra i più compatti).
SAGITTARIUS (Rukbat 4,4 m 115 a.l. B9) (verso il centro della Via Lattea) -Nubi nella regione del Sagittario: nubi di gas e materia oscura ci nascondono il nucleo: l'assorbimento in tale direzione è di 9-10 mag., ma là dove queste dense nuvole di minuscoli detriti oscuri coprono i panorami stellari assorbendo ogni raggio di luce, negli ultimi anni si è tentato di penetrare con altre tecniche. Ad esempio "ascoltando" l'emissione di onde radio e scrutando il nucleo galattico nell'infrarosso, come ha fatto il satellite "Iras" nel 1983. Il nucleo galattico fu anche la prima sorgente radio del cosmo individuata: la scoperta, avvenuta nel 1931, si deve a Karl Jansky della Bell Telephone. Le ultime notizie sul nucleo galattico sono state raccolte nel 1983 da Fred Lo, radioastronomo del California Institute of Technology con il radiotelescopio di Socorro nel New Mexico. L'immagine è stata ottenuta elaborando in falsi colori al computer i segnali radio captati dalle 27 antenne del V.L.A. di Socorro distribuite secondo una pianta ad Y su un'area lunga 40 Km. In essa si vedono nitidamente 3 nubi a forma di "S" composte di plasma, ovvero di particelle atomiche cariche elettricamente e disposte a spirale attorno al misterioso "oggetto centrale". La polvere interstellare è sparsa in tutte le direzioni e produce un indebolimento generale (che aumenta con la distanza) della luce delle stelle. Dal confronto delle foto e delle mappe relative a lunghezza d'onda diverse, si è potuto valutare il coefficiente di attenuazione dovuto alle polveri che impediscono di vedere il "core" della Galassia quando si utilizza la radiazione visibile. Ebbene, nel visibile la radiazione proveniente dal centro galattico è attenuata per un fattore 1010, corrispondente a ben 25 mag. Ma vi sono alcune finestre e una di queste con assorbimento di 2 sole mag. si trova a 4° sotto il centro galattico. Data la distanza, 4° corrispondono a 600 pc e, relativamente alle dimensioni con cui abbiamo a che fare, 600 pc non sono molti. L'assorbimento prodotto dalla materia interstellare porta ad assegnare alle stelle una magnitudine apparente più grande di quanto risulterebbe in assenza dell'assorbimento e ciò porta ad attribuire alle stelle una maggiore magnitudine assoluta.
-M8:
nebulosa diffusa "Laguna".
E' stato il primo oggetto ad essere scoperto. In questo caso si tratta
dell'ammasso aperto NGC 6530, nella metà ad est di M8, scoperto da Flamsteed
nel 1680 circa e riosservato da De Cheseaux nel 1746. Le Gentil, invece, fu
il primo a scoprire la nebulosa nel 1747.
Una nebulosa a clessidra attorno
ad una stella morente: -M17: (NGC6618) nebulosa diffusa "Omega" posta 2° a sud di M16. Scoperta nel 1764 dall'astronomo svizzero De Cheseaux e, indipendentemente, lo stesso anno, da Messier. La nebulosa è detta anche Nebulosa Ferro di Cavallo. Il colore della Nebulosa Omega è il rossiccio tendente al rosa, e la regione più luminosa è realmente di colore bianco (e non è una sovraesposizione della fotografia come si potrebbe credere). Questo fenomeno probabilmente è dovuto a due effetti concomitanti: l'emissione di luce da parte dei gas più caldi e la riflessione della luce stellare da parte delle polveri. Una delle principali caratteristiche della nebulosa è la grande quantità di materiale oscurante che contiene. La massa del gas è stata stimata in circa 800 masse solari, quanto basta per formare un ricco ammasso stellare e di molto superiore a quella della Nebulosa di Orione M42. Mentre la nebulosa brillante ha un diametro di circa 15 anni luce, l'intera nube gassosa, inclusa la parte meno luminosa, sembra estendersi almeno per 40 anni luce. Le stime della distanza di M17 spaziano in un grande intervallo di valori, ma quelle più recenti sono comprese fra 5.000 e 6.000 anni luce, cioè poco meno della distanza del suo vicino apparente, M16 con la Nebulosa Aquila -- pare perciò che queste due regioni di formazione stellare siano davvero vicine fra loro, nello stesso braccio a spirale della nostra galassia la Via Lattea. Le sue dimensioni apparenti sono di ca. 25', l'aspetto è vagamente cometario. La principale fonte di eccitazione della nebulosa è un piccolo gruppo di stelle annidato nel suo centro. Nella parte più calda della nebulosa l'intensità delle linee di emissione spettrale del gas è distribuita in modo tale che l'impressione visuale risultante è di un vivido colore bianco. Nel suo gas sono state individuate 35 giovani stelle ben nascoste dentro la nube di gas, ma la massa totale di materia sarebbe sufficiente a formare 800 stelle come il Sole. M17 è uno degli oggetti più luminosi nell’infrarosso. Dista ca. 5.700 a.l. e con la distanza così stimata, M17 avrebbe le dimensioni di 40 x 12 a.l. -M20 (NGC6514): nebulosa diffusa "Trifida" del tipo E+R, infatti presenta caratteristiche sia di emissione che di riflessione. Ciò è ben visibile in fotografie a colori, in quanto la zona “trilobata” si presenta di colore rosso, mentre l’altra regione più a Nord è di un colore azzurrino. E’ posta 1°30' a nord di M8 (nebulosa Laguna) e non può escludersi che i due oggetti facciano parte di un unico complesso. Fu notata da Le Gentil nel 1747 e Messier la ritrovò nel 1764, ma curiosamente la inserì nel suo catalogo non come nebulosa ma come un ammasso di stelle. W.Herschel descrisse la ripartizione in 3 zone chiare (ma a rigore sono 4) scandite da sottili solchi scuri; fu per questa forma tripartita che il figlio di William, John, la battezzò "Trifid". Le dimensioni in un medio telescopio sono di 20' x 15' ed è ampia ca. 20 a.l. La magnit. delle 3 sezioni va da 7,0 a 10,5. La distanza è incerta: 5.000 a.l. è la più comunemente accettata. Nel suo centro si trova un compatto gruppo di stelle fra cui una molto brillante che sembra produrre la maggior parte della luce che illumina sia la parte rossa ad emissione (H Alpha della serie di Balmer) che quella azzurra a riflessione, dei gas. Quindi, molte protostelle si annidano nel cuore della nebulosa. E ricordiamo la presunta stella eccitatrice della nebulosa, la stella multipla HN40, di classe spettrale O5, un sistema stellare quintuplo. Nel medesimo campo visivo di M20 si trova anche l'ammasso aperto M21, formato da c.a. 50 stelle tra magnitudine 8 e 12, distante ca. 2.200 a.l. B85 è una nebulosa oscura che sembra dividere tale oggetto. Per la vicinanza estrema con il piano dell’equatore galattico (meno di 30’) il numero delle stelle che circondano M20 è notevolmente elevato. Nursery stellare
nella Nebulosa Trifida - By: www.vialattea.net -M22: ammasso globulare molto bello del cielo australe. Fu scoperto dal tedesco Abraham Ihle nel 1665. Halley lo cita nel 1716, Le Gentil lo osserva nel 1747, Messier lo registra nel 1764, infine Herschel lo risolve in stelle: le più luminose sono di 11° magnit., un telescopio da 20 cm può rivelarne centinaia, ma sembra che contenga ca. 500 mila stelle. A differenza di M13 con il quale rivaleggia in bellezza, M22 è nettamente ellittico: lungo l'asse maggiore Shapley ha stimato che le stelle siano più numerose di ca. il 30% rispetto all'asse minore. M22 contiene ca. 40 stelle variabili e la sua magnit. complessiva è 6,48. Si avvicina a noi a 145 Km/sec. Valutarne la distanza non è agevole perché in direzione del Sagittario l'assorbimento dovuto alla materia interstellare falsa i dati in modo imprevedibile. Sembra che sia corretta una stima di 9.600 a.l.: in tal caso M22 sarebbe uno dei più vicini ammassi globulari e il suo diametro sarebbe solo di 50 a.l., ovvero relativamente modesto per tale classe di oggetti. Essendo un ammasso piuttosto largo, dovrebbe essere osservato a non più di 150/170 x anche con grandi telescopi. -M70: ammasso globulare molto compatto scoperto da Méchain nel 1784. Herschel lo descrisse come "una miniatura di M3". Si avvicina a noi a +200 Km/sec. e sembra che si trovi a ben 95.000 a.l.: in tal caso sarebbe il più remoto oggetto di questo tipo catalogato da Messier. -NGC6822: galassia irregolare nana (detta anche Galassia di Barnard) appartenente al Gruppo Locale. Fu scoperta da Barnard nel 1884 con un rifrattore da 13 cm, ma è tutt'altro facile osservarla. E' di magnitudine 10, ma la sua notevole estensione angolare (10' x 9') rende molto bassa la sua luminosità superficiale. Occorre quindi usare oculari a basso ingrandimento. All’estremità della prominente barra si possono vedere poche nubi di gas brillante. In prossimità dell’altra barra, luminose stelle bluastre si sparpagliano in quello che può essere il primo segno di un braccio di spirale. Le singole stelle più brillanti che si possono distinguere in essa appaiono di 15° magnit. Sono state individuate e classificate nella stessa ben 16 regioni di idrogeno ionizzato (HII), mentre l'idrogeno neutro (HI) ivi contenuto potrebbe formare quasi 300 milioni di stelle come il Sole. E' posta in posizione isolata a 1,5 milioni di a.l. e si sta avvicinando a noi velocemente Le sue dimensioni sono: 10.000 a.l. X 5.000 a.l. Contiene ca. 2 miliardi di stelle. -M23: ammasso aperto di 120 stelle: tra 9,4 e 14,0 m, 2.150 a.l. -M24: ammasso aperto di 50 stelle a 16.000 a.l. -M18: piccolo ammasso aperto di 12 stelle a 4.900 a.l. -M25: ammasso aperto di 50 stelle a 1.800 a.l. -M28: ammasso globulare: 7,3 m, 15.000 a.l. -M69: ammasso globulare: 9,0 m, 36.000 a.l. -M54: ammasso globulare: 8,74 m, 50.000 a.l. -M55: ammasso globulare: 6,0 m, 19.000 a.l.
SCORPIUS (Antares tra -0,9 e 1,8 m 520 a.l. 700 volte il diam.del Sole M0) -M4: ammasso globulare che si trova a 1°18' a ovest di Antares. E' molto luminoso: magnit. visuale di 6,5. Già con un telescopio da 20 cm può essere parzialmente risolto in stelle. E' molto vicino a noi: 5.700 a.l. Con quello dell' Ara, è il più vicino tra gli ammassi globulari. Una sua particolarità è il basso numero di stelle giganti: appena 1/5 di quelle di M13. Il suo diam. apparente è di 22'. Contiene numerose variabili del tipo RR Lyrae. -M6: ammasso aperto 80 stelle tra 6,0 e 11,0 m 1.300 a.l. -M7: ammasso aperto 80 stelle tra 6,0 e 10,0 m 800 a.l. -M62: ammasso globulare 8,0 m 26.000 a.l. -M80: ammasso globulare, piccolo ma luminoso, scoperto da Messier e da Méchain nel 1781. John Herschel lo risolse in stelle di magnit.14-15. Il diam. apparente è di 5', la magnit.è 7,7 e dista 36.000 a.l. In esso, evento rarissimo per un ammasso globulare, apparve una nova. Fu notata il 21 maggio 1860 da Auwers a Berlino, raggiungeva la magnit.7,0 e quindi brillava più di tutto l'ammasso insieme, che pure è formato da oltre 100.000 stelle. -NGC6231: vistoso ammasso aperto registrato per la I volta da Lacaille nel 1755 durante la sua esplorazione nel cielo australe. Contiene una ventina di stelle tra magnit.5,0 e 9,0 e si trova a 5.700 a.l. Come oggetto ricorda le Pleiadi, ma le sue stelle sono almeno 50 volte più luminose. Dark Nebula Antares and the Rho
Ophiuchi
SCULPTOR (Alpha Scultoris 4,4 m 425 a.l. B5) -NGC253: galassia a spirale di tipo Sc, distante circa 9-10 milioni di a.l., ha una massa di ca. 120 miliardi di masse solari e un diametro di ca. 75 mila a.l. La galassia è stata scoperta nel 1783 da Caroline Herschel, sorella del grande astronomo, mentre cercava comete. Essa è estesa ca. 0,5° ed è visibile anche con un binocolo; ma per distinguerne il rigonfiamento centrale e i bracci è necessaria un 'apertura di almeno 100 mm. Purtroppo per la sua declinazione australe (-25°) la si può osservare solo nei pressi del meridiano e solo quando il cielo ha una buona trasparenza anche all’orizzonte. Ha una magnitudine integrata di 7 ed essendo un oggetto angolarmente molto esteso, la sua brillanza superficiale non è molto alta. La galassia è vista quasi di profilo, essendo inclinata di ca. 15° rispetto alla nostra linea di vista. Questo fatto insieme alla presenza della riga scura in basso a destra, costituita da polveri che bloccano la luce delle stelle retrostanti, impedisce di percepire la struttura a spirale. La presenza della riga assorbente ci mostra che questa parte della galassia è quella a noi più vicina. E’ una delle galassie più ricche di polveri interstellari e quindi una delle più opache, nonché molto ricca di idrogeno (ca. l’8 %). L'HST osservandone il nucleo ha constatato la nascita di nuove stelle, violentemente innescata da esplosioni che avvengono nella sua regione centrale. Il core di NGC 253 emette ca. la metà dell’energia globale dell’intera galassia, pari ca. 100 miliardi di volte quella del Sole. Tale energia è irradiata in prevalenza nell’infrarosso, ciò la pone al terzo posto tra tutte le “Galassie IR”. NGC 253 è la componente maggiore dell’ammasso di galassie dello Scultore, l’ammasso più vicino al nostro Gruppo Locale. Con il Gruppo Locale ed altri ammassi, come detto in precedenza, l’ammasso dello "Scultore" fa parte del c.d. Superammasso Locale, centrato sull’immenso ammasso di galassie “Virgo”. -Grande ammasso di galassie dello Scultore.
Cartwheel Galaxy Interactions
SCUTUM (Alpha Scuti 3,8 m 180 a.l. K3) M11: ammasso aperto (noto come "Anatre selvatiche"). Buona l’osservazione a 80-100 X, sembra un ammasso intermedio tra un globulare ed un ammasso aperto. Scoperto a Berlino da Gottfried Kirch nel 1681 che lo classificò come una macchia nebbiosa, fu il reverendo inglese Derham a risolverlo in stelle nel 1732. "Uno degli ammassi aperti più ricchi e compatti" (Burnham). Un osservatore al centro di M11 vedrebbe molte centinaia di stelle di prima grandezza! Essendo così ricco e denso, fu classificato da Trumpler come II, 2, r. L'età dell'Ammasso dell'Anatra Selvatica è stimata in 220 milioni di anni, perché le sue stelle più calde e luminose nella sequenza principale sono di tipo spettrale B8. L'ammasso si sta allontanando da noi alla velocità di 22 km/sec. M11 fu scoperto dall'astronomo tedesco Gottfried Kirch dell'Osservatorio di Berlino nel 1681. Si scorgono 500 stelle tra magnit.9 e 14 e ca. 900 stelle sino a mag.16,5. L'ammasso ha una mag. apparente di 5,8 e assoluta di -5,2, la sua luminosità totale è pari 10.000 stelle come il Sole, la sua massa totale è pari a 2.900 masse solari. Dista ca. 5.600 a.l.. Ha un diametro di 21 a.l. e apparente di 14'. i. E' un ammasso molto giovane ca. 500 mila anni d'età. Per questo le stelle sono molto vicine ancora, con una densità al centro che è di 80 stelle per parsec cubico. Sembra quindi quasi un ammasso globulare. All’apice del "ventaglio" c’è una stella di magnit. 8. La luminosità di M11 è di 10 mila stelle come il Sole. La maggior parte dei componenti è data da stelle della sequenza principale dei tipi spettrali A e F, ma vi sono anche diverse giganti gialle e rosse.
M11:
A
cura di: http://web.tiscali.it/fdemaria-wolit/ -M26: ammasso aperto scoperto però da Le Gentil prima del 1750 e ritrovato da Messier nel 1764. Contiene 20 stelle entro l'11° magnit. Dista ca. 4.900 a.l. e ha un diam. di 12-16 a.l.
SERPENS (Unuk 2,7 m 70 a.l. K2) -M5: ammasso globulare molto bello vicinissimo all'equatore celeste, nella "testa" del Serpente, già scoperto da Gottfried Kirch all'Osservatorio di Berlino nel 1705 e ritrovato da Messier nel 1764. Appare come una macchia fiocamente luminosa di ca. 10' di diam., con magnit. integrata 7,0. Ha un diam. reale di 150 a.l., si allontana da noi a +52 km/s e dista 27.000 a.l. Esso non è perfettamente sferico: ha uno schiacciamento ca. del 10%, ciò che indica un moto di rotazione su se stesso. Anche la distribuzione delle sue stelle è abbastanza irregolare, ma è difficile scorgerle isolatamente all'osservazione diretta perché solo 25 superano la 14 magnit. Storicamente è interessante ricordare che per alcune stelle variabili contenute in tale ammasso nel 1917 Harlow Shapley verificò una eventuale disuniformità della velocità della luce a diverse lunghezze d'onda. Il risultato fu che tra il violetto e il giallo la velocità risultò identica con approssimazione di 1 parte su 20 miliardi. E oggi si sa che la velocità di propagazione nel vuoto delle onde elettromagnetiche rimane identica dalle onde radio chilometriche sino all'infinitesimale lunghezza d'onda dei raggi gamma. -M16 (NGC6611): nebulosa diffusa ed ammasso stellare aperto, nella "coda" del Serpente e in parte sconfinante nello Scudo, tale ammasso di stelle piuttosto sparpagliate sono immerse in una nebulosa diffusa: uno di quei "grembi" cosmici dove stanno nascendo nuove stelle. Nebulosa e ammasso furono notati per la prima volta nel 1746 dall'astronomo svizzero De Cheseaux. L’ammasso aperto, visibile anche con piccolissimi telescopi, contiene circa un centinaio di stelle, delle quali circa 30 stelle più luminose tra 8,5 e 11,6 di magnitudine posta in un’area di 7’. La stella più luminosa è di magnit.9,2 e spettro O5e. La maggior parte delle stelle di NGC6611 ha uno spettro compreso tra le classi O e B; e c’è anche qualche gigante rossa di tipo K. L'ammasso è c.a. 5.000 volte maggiore del sistema solare (3/4 a.l.) e la sua distanza è incerta: tra 4.200 e 11.000 a.l. La nebulosa che avvolge l’ammasso ha dimensioni di circa 35’ x 28’, ovvero 80 anni luce ca. se consideriamo la distanza di M16 da noi di ca. 8000 a.l. Nella nebulosa, per la I volta fotografata da Barnard nel 1895, le lastre a lunga posa rivelano alcuni nitidissimi "globuli di Bok", ossia piccole zone tondeggianti completamente oscure dove inizia il collasso dei gas nebulari e si prepara la nascita di una protostella. Anche questo è un indizio dell'estrema giovinezza dell'ammasso. La sua età è probabilmente di appena 800 mila anni, le Pleiadi, ad esempio, se pur giovanissime, hanno già qualche decina di milioni di anni. Si ritiene che le stelle più giovani di M16 abbiano appena 50.000 anni. L'ammasso è avvolto in una nebulosa chiamata "Aquila" (con un diam. apparente 0,5° ca.) con le sue famose "proboscidi d'elefante". Queste ultime sono delle curiose strutture oscure allungate, così chiamate dall’astronomo britannico F. Hoyle. Tali strutture si estendono in prossimità di giovani astri molto caldi, che con la loro intensa radiazione ultravioletta ne erodono via via i margini e ne fanno risplendere le estremità torreggianti. Dall'HST gli E.G.G.
della nebulosa Aquila
M16: -
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www.vialattea.net/ 1- La superficie di una nube molecolare viene illuminata dall'intensa radiazione ultravioletta proveniente da una stella calda presente nelle vicinanze. La radiazione fa evaporare i gas che si diffondono nello spazio esterno. 2- Mentre la nube si dissolve a causa della radiazione, i globuli di gas - che hanno una densità media maggiore - escono allo scoperto. 3- L'EGG è ora completamente scoperto. La sua ombra protegge la colonna di gas che si trova nella zona retrostante e la struttura acquista una forma a dito. 4- Alla fine l'EGG può separarsi totalmente dalla nube molecolare nella quale si è formato. Anch'esso evapora lentamente e la stella che vi si trova rinchiusa diventa visibile. Galassia ellittica "Oggetto di Hoag" (PGC 54559)E' distante ben 800 milioni di anni luce nella costellazione del Serpente ed è di magnitudine 16,1. La sua posizione è: RA 15h:17' 15.3" DEC +21:35' 12" (al 2000). Con un nucleo perfettamente circolare circondato da un anello altrettanto circolare, tale galassia è probabilmente il caso di una galassia il cui piano equatoriale è proprio perpendicolare alla nostra visuale. Come le altre galassie ellittiche, anche questa ha il nucleo di colore rossastro dove sono presenti stelle vecchie, mentre l'anello di colore bluastro, avente un raggio di 75.000 a.l. e che ruota attorno al centro della galassia a circa 300 km/sec., è indice della presenza di stelle giovani.
TAURUS (Aldebaran 0,9 m 68 a.l. K5) -M1 (NGC1952): (Crab Nebula). Si presenta come un tenue chiarore di forma ovale a 67' a nord-ovest di Zeta Tauri. Ha magnit.8,4 e si estende 6' x 4'. E' il residuo di una supernova del 1054 ed è l'oggetto astronomico più studiato. Emette luce dovuta a due componenti principali: 1) una rossastra che forma una caotica ragnatela di filamenti brillanti con righe di emissione nello spettro simili a quello delle nebulose gassose diffuse (o planetarie); 2) uno sfondo bluastro diffuso di radiazione di sincrotone altamente polarizzata emessa da elettroni relativistici (ovvero che hanno alta energia e velocità prossima a quella della luce), che si muovono in un forte campo magnetico. Nelle fotografie fatte con grandi telescopi si vedono filamenti color fucsia che brillano di luce emessa dagli atomi di idrogeno e ossigeno che si ricombinano dopo la ionizzazione; il colore biancastro, invece, è dovuto alla radiazione di sincrotone. Alla luce visibile si può osservare anche la pulsar. M1, già visibile con un telescopio di 10 cm, nasconde nel suo centro la già menzionata pulsar, cioè una stella di neutroni (15,9 di magnit.) che emette un sottile pennello di luce, di raggi x e di onde radio. E' il primo "cadavere" di una supernova che sia stato osservato anche nella luce visibile. Si accende e si spegne 33 volte al secondo, in coincidenza con il suo brevissimo periodo di rotazione. Già nel 1731 la notò un medico inglese dilettante di astronomia e la registrò nel suo atlante "Astronomica Britannica". Fu riscoperta da Messier nel 1758 mentre scandagliava il cielo per cercare una cometa e divenne il primo oggetto del catalogo di nubulose compilato dall'astronomo francese: M1. Nel 1884 Lord Rosse, con il suo telescopio da 72 pollici (183 cm), notò che da essa fuoriuscivano filamenti luminosi simili a tentacoli e la chiamò quindi "Crab Nebula". Negli anni Venti Lampland all'Osservatorio Lowell e Duncan in quello di Mt. Wilson ottennero ottime foto di M1 e si accorsero che i filamenti sono in espansione come se tuttora i gas della nebulosa fossero sotto l'effetto di un'esplosione. Fotografie prese a distanza di anni hanno mostrato che le parti più esterne di M1 si allontanano dal centro in modo da coprire un arco di 0,20 sec. d’arco all’anno; e osservazioni spettroscopiche del suo centro hanno fornito misure di velocità radiali di c.a 2.000 Km/sec. Tali dati hanno dimostrato l’esistenza di un’espansione di M1 e hanno permesso di dare una stima di 6.500 a.l. di distanza da noi. Se poi si ammette che la velocità di espansione sia stata sempre la stessa e uguale a quella attuale e si parte dal raggio di M1 che 184 sec. e si divide 184 sec. per 0,20 sec., abbiamo un valore di 920 anni: così c.a. 920 anni fa siamo nel 1054 all’epoca della famosa supernova. Si può anche supporre che la velocità inizialmente fosse ancora più elevata: Walter Baade nel 1942 calcolò che c.a. 760 prima una terrificante deflagrazione doveva aver squassato una stellina di magnit.16 al centro geometrico di M1. Il calcolo era in accordo con una intuizione già avuta da Edwin Hubble nel 1928: M1 poteva essere il prodotto di una supernova registrata nel 1054 da astronomi cinesi e giapponesi. In "Sung-hiu-yao" o "Elementi essenziali della storia Sung" si legge: "27 agosto 1054. Yang Wei-te dice: Osservo umilmente una stella ospite, che è apparsa in queste notti; al di sopra di essa c'è un debole scintillio di colore giallo." Da altre cronache sappiamo che questa "stella ospite" brillava probabilmente quanto la Luna piena e che scomparve nell'aprile del 1056. Ciò è testimoniato dai ritrovamenti nel Navajo Canyon (in Arizona) e nel Chaco Canyon National Park (in Nuovo Messico) pittografie fatte dagli indios Anasazi. Di recente è stato scoperto che anche in Europa in qualche monastero era stato rilevato tale evento. La supernova deve aver brillato per alcune settimane come 400 milioni di Soli. Ciò succede quando una stella molto massiccia esaurisce il suo combustibile e la pressione della radiazione prodotta non è più in grado di sostenere il gas che forma la stella. La stella subisce un improvviso collasso per l'azione della forza di gravità e contemporaneamente si riaccende un'ultima fiammata termonucleare e gli strati esterni della stella vengono espulsi violentemente nello spazio. Nel collasso gli elettroni degli atomi del nocciolo di stella rimasto vengono schiacciati nel nucleo, neutralizzando la carica positiva dei protoni. Nasce così un stella di neutroni (o pulsar) incredibilmente densa. Un millimetro cubico di una pulsar peserebbe sulla Terra c.a.100.000 tonnellate e un cucchiaino di zucchero peserebbe 10 milioni di t. Tutta la materia che costituisce il Sole in una pulsar è concentrata in una sfera non oltre i 10 km. Nel 1963 si scoprì che da M1 provenivano intensi raggi x e potenti fasci di onde radio e ciò fu spiegato come "radiazione di sincrotone", una radiazione che viene emessa quando fasci di elettroni (relativistici) sono costretti a muoversi ad altissima velocità in un forte campo magnetico. Nel 1967 Jocelyn Bell, allieva del radioastronomo Hewish si accorse che le onde radio giungevano ad impulsi con un periodo di 0,033 sec.: sembravano segnali artificiali! Ma, infine, nel 1969 tre astronomi dell'Università di Tucson scoprirono che la sorgente coincideva con la stellina di magnit.16 e che anche nel visibile tale stella lampeggia con lo stesso periodo, emettendo complessivamente 30 volte più energia del Sole da una superficie che si trova alla altissima temperatura di mezzo milione di gradi. Nel 1979 il solo Hewish riceveva il Nobel. Le emissioni radio sono, come le emissioni di luce, onde elettromagnetiche. Teoricamente a qualsiasi temperatura un corpo emette radiazione elettromagnetica a qualsiasi lunghezza d’onda. Se si tratta di un "corpo nero", l’emissione delle lunghezza d’onde radio rispetto a quelle, ad esempio, nel visibile, sta nel rapporto fissato dalla legge di Plank sulla distribuzione spettrale dell’energia emessa dal corpo nero. Se l’oggetto non è un corpo nero, i rapporti di emissione alle varie lunghezze d’onda saranno diversi, ma sempre emissioni vi sono. Nessuna sorpresa di trovare radioonde emesse da un oggetto. Anzi poiché alle basse temperature si ha maggior emissione alle lunghezza d’onda più lunghe, è più ovvio trovare emissioni di radioonde anziché emissioni luminose. Elevandosi la temperatura, il max dell’emissione si sposta verso le brevi lunghezze d’onda e quindi da un certo punto in poi l’emissione a queste lunghezze d’onda diviene predominante. Il radiospettro di M1 (ossia la distribuzione dell’intensità delle emissioni radio in funzione della lunghezza d’onda), della nebulosa somigliava molto a quello prodotto da nuvole di elettroni in moto con velocità prossime a quelle della luce su orbite elicoidali, spiraliformi, intorno alle linee di forza di un campo magnetico. Secondo la fisica, in tali condizioni, gli elettroni perdono energia per irraggiamento: è come si è detto la radiazione di sincrotone, fenomeno che viene appunto prodotto nei sincrotoni. La forte emissione radio in M1 era appunto emissione di sincrotone. Per mezzo di strumenti posti a bordo di razzi e satelliti si iniziò anche a fare osservazioni nella parte X dello spettro elettromagnetico: così nel 1964 si scoprì che M1 era anche sede di una forte emissione di raggi X. Il Congresso n.46, agosto 1970, dell' IAU di Jodrell Bank (New England) fu dedicato unicamente a M1. -M45: "Le Pleiadi", ammasso stellare aperto conosciuto sin dall'antichità. La letteratura greca contiene numerosi riferimenti all’asterismo delle Pleiadi, sono anche citate nel libro V dell'Odissea. La poetessa Saffo scrisse: “Tramontata è la Luna, è tramontate sono le Pleiadi, la notte è a metà del suo corso...”. Sono presenti anche nell'Antico Testamento, Libro di Giobbe, Capo XXXVIII: "Potrai tu forse legare le stelle folgoreggianti delle Pleiadi o sconvolgere il corpo di Orione?" Infatti quando le Pleiadi sorgevano in maggio i greci iniziavano la navigazione, per finirla quando esse tramontavano in autunno. L'etimologia della parola potrebbe quindi derivare da "plein" (navigare), più che da "pleios" (molti), poiché il sorgere eliaco delle Pleiadi apriva la stagione della navigazione nel Mediterraneo. Sono ricordate anche negli annali cinesi del 2357 a.C., segnalate da documenti precolombiani in Messico, compaiono in una leggenda degli indiani Cheyenne, e i Maia e gli Aztechi attribuivano ad esse poteri magici. Sono almeno 6 i membri visibili ad occhio nudo, che diventano 9 con moderate condizioni di visibilità e salgono a 12 sotto cieli bui e tersi. Secondo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto all'ammasso è una citazione di Esiodo, risalente circa al 1.000 a.C.. Omero ne fa menzione nell'Odissea, e nella Bibbia compaiono tre riferimenti alle Pleiadi. Sono chiamate anche "Le Sette Sorelle", il nome giapponese invece è "Subaru", utilizzato per l'omonimo marchio automobilistico. Seguendo la mitologia greca, le stelle principali hanno il nome delle sette figlie di Atlante e di Pleione. Rispetto ad altri ammassi aperti, la densità è abbastanza bassa. E' questo uno dei motivi per cui si ritiene che le Pleiadi siano destinate, come ammasso, ad una vita piuttosto breve. Le nebulosità delle Pleiadi sono di colore bluastro, il che indica che si tratta di nebulose a riflessione che riflettono la luce stessa delle stelle luminose nelle vicinanze (o al loro interno). Alcune delle stelle delle Pleiadi ruotano rapidamente, caratteristica comune a molte stelle della sequenza principale di un certo tipo spettrale (A); a causa della rotazione, dovrebbero essere degli sferoidi schiacciati ai poli piuttosto che dei corpi sferici. Il principale esempio è quello di Pleione. Cecilia Payne-Gaposhkin ricorda che questo ammasso contiene qualche nana bianca (WD). La presenza di queste stelle solleva uno specifico problema di evoluzione stellare: come possono esistere delle stelle nane bianche in un ammasso così giovane? E non è il solo, è quasi certo che queste stelle appartengano all'ammasso originario e non stelle che sono state "catturate" (un fenomeno che, in ogni caso, non è molto efficace negli ammassi piuttosto aperti). Dalla teoria dell'evoluzione stellare, sappiamo che le stelle nane bianche non possono avere masse superiori al limite di 1,4 masse solari (il limite di Chandrasekhar), se così non fosse, la gravità le farebbe collassare su se stesse. Però stelle di massa così bassa si evolvono assai lentamente, al punto che occorrerebbero miliardi di anni per portarle a questa condizione e non i 100 milioni di anni che corrispondono all'età dell'ammasso delle Pleiadi. L'unica spiegazione possibile è questa: sembrerebbe che un tempo queste nane bianche fossero corpi massivi che si sarebbero evoluti rapidamente e poi, per una qualche ragione (per esempio per forti venti stellari, perdita di massa verso astri vicini, o a causa di una rotazione veloce), avrebbero perso gran parte della loro massa. Di conseguenza, in seguito avrebbero potuto perdere un'altra frazione considerevole della massa in una nebulosa planetaria. In ogni caso, alla fine di questa evoluzione, il resto della stella (quello che in precedenza era il nucleo dell'astro) avrebbe dovuto avere una massa inferiore al limite di Chandrasekhar, cosicché si sarebbe evoluta nella fase finale stabile di nana bianca, che noi oggi osserviamo. Nuove osservazioni eseguite dal 1995 hanno rivelato la presenza di diverse candidate di un tipo esotico di stelle, o corpi stellari, le cosiddette Nane Brune. Questi oggetti, finora ipotetici, si pensa abbiano una massa intermedia tra quella dei pianeti giganti (come Giove) e quella delle piccole stelle (secondo la teoria della struttura stellare gli astri più piccoli, per produrre energia dalla fusione in qualche fase della loro vita, devono avere una massa pari almeno al 6, 7 per cento di quella solare, pari a 60/70 masse gioviane). Le nane brune devono avere quindi una massa compresa tra 10 e 60 volte quella di Giove, si ritiene siano visibili nella luce infrarossa, abbiano un diametro uguale o inferiore (143.000 km) ed una densità da 10 a 100 volte il gigante gassoso, a causa della gravità che li comprime maggiormente. Sono nate nel grembo di una stessa nebulosa 20-30 milioni di anni fa e tuttora le avvolge un tenue alone di gas. Ad occhio nudo se ne distinguono 6 o 7 e 9 sono ben visibili: Alcyone (la più brillante, 1.000 volte più lum. del Sole, è di mag.2,86) e in ordine di luminosità decrescente abbiamo Atlas, Elettra, Maia, Merope, Taygeta Pleione, Celaeno, e Asterope (questa è doppia e le due componenti sono mag. 5,6 e 6,4 , al limite della visibilità ad occhio nudo). Maestlin, il tutore di Keplero, ne conto 14. Con un telescopio da 5 cm Robert Hooke nel 1664 riuscì a scorgerne 78. Max Wolf ne ha censite 625 sino a magnit.14 nel 1876 con l'astrografo dell'osservatorio di Parigi. Moderne fotografie individuano c.a. 2.000 stelle alcune delle quali hanno una luminosità di appena 1/centesimo del Sole. Queste stelle azzurre molto giovani distano 450 a.l. secondo una stima fatta da Johnson e Mitchell nel 1958 e occupano in prevalenza una regione di spazio con diametro di 7 a.l. .e non tutte sono giganti. Le più esterne si trovano a 20 a.l. dal centro. Tutte le pleiadi si muovono in direzione sud-sud-est con velocità molto simili, ca. ai 40 Km/s. In 30 mila anni percorrono in cielo una distanza pari al diametro apparente della Luna. Molte Pleiadi ruotano velocissime su se stesse. Pleione ad esempio è 100 volte più veloce del Sole, essa inoltre varia la sua luminosità di mezza mag. e rivela strane turbolenze nella sua atmosfera: pare che lanci nello spazio gusci di gas in espansione. L'ultimo fenomeno del genere è stato osservato nel 1972. La diminuzione periodica di luminosità è probabilmente dovuta a questi veli gassosi: notevoli i minimi rilevati nel 1937 e nel 1939. Pleione ha un diametro di 7,5 volte maggiore di quello solare ed è forse così instabile proprio a causa della sua grande velocità di rotazione. La nebulosità che avvolge le pleiadi fu notata per la prima volta da Tempel intorno alla stella Merope osservata il 19 ottobre 1859 a Venezia con un rifrattore da 10 cm. La nebulosità di M45 è ben evidenziata con foto a lunga posa fatte con strumenti di notevole apertura e in cieli molto bui. Molte delle stelle appartenenti alle Pleiadi sono legate gravitazionalmente in sistemi doppi o multipli, ad es. Alcyone fa parte di un sistema quadruplo.
IC349 “Nebulosa Merope
di Barnard” -Iadi: ammasso aperto di stelle attorno alla stella Aldebaran ma non fisicamente collegate a questa. Osservabili bene con un binocolo. Formano una "V" disposta orizzontalmente e si trovano a 130 a.l., ovvero a ca. il doppio della distanza che ci separa da Aldebaran e da un estremo all'altro del gruppo ci sono 8 a.l.. Sono nate assieme da una stessa nebulosa ca. 400 milioni di anni or sono e si muovono tutte assieme nella stessa direzione, convergendo verso un punto non lontano da Betelgeuse Ad occhio nudo si vedono 5-6 stelle, ma entro la mag.9 sono state individuate 259 stelle; ma ce ne sono anche di debolissime intorno alla mag.16. Queste, tenendo conto della distanza, risultano 2.100 volte meno luminose del Sole. La più brillante è Theta-2 Tauri, di mag.3,3 e colore bianco azzurro ed è 50 volte più splendente del Sole. Le Iadi comprendono stelle che vanno dalle giganti azzurre alle nane rosse. Il 29/5/1919, durante un'eclisse totale di Sole, Eddington, misurando spostamento di un raggio di luce di alcune stelle delle Iadi, potè fornire un'importante verifica della teoria della relatività generale del 1916. La Luna nuova, infatti, occultò completamente il Sole per qualche minuto proprio mentre transitava accanto alle Iadi e i raggi radenti di queste stelle risultarono attratti (e quindi deflessi) dalla massa del Sole. In accordo con le previsioni mostrarono con la loro deviazione di seguire la curvatura dello spazio-tempo indotta dalla massa solare. Le galassie NGC1410
e NGC1409 -T Tauri: è il prototipo di una classe di stelle variabili irregolari (dette anche variabili nebulari) note per emettere un violento "vento stellare" e per essere spesso associate a nebulose anch'esse di aspetto variabile in funzione della stella che le illumina e le investe con il suo "vento" di particelle. T Tauri fu scoperta da Hind a Londra nel 1852 ed era allora una stella di mag.10 mai registrata prima su carte celesti. La contigua nebulosa negli anni seguenti impallidì sino a scomparire nel 1868. Ritrovata fotograficamente, si è poi visto che aveva mutato dimensioni e forma. Quanto alla stella, varia tra le magnit.9 e 13 e nello spettro denuncia una sovrabbondanza di litio (70 volte più che nel Sole). Tutte le stelle, probabilmente, attraversano una fase "T Tauri" quando, poco dopo l'innesco delle reazioni termonucleari, cercano un equilibrio tra contrazione ed espansione radiativa, espellendo notevoli quantità di massa sotto forma di "vento" di particelle. Ciò contribuisce a diradare e a disperdere la nebulosa dalla quale la giovane stella è nata. Accanto alle stelle T Tauri si trovano sempre nubi di materia interstellare da cui deriva tra l'altro il nome di "variabili nebulari". Tali stelle si trovano al di sopra delle sequenza principale e devono essere assai giovani. Talvolta si trovano riunite in gruppi, chiamati "Associazioni T Tauri", ad es.nella nebulosa "Testa di cavallo" in Orione e nella nebulosa dell'ammasso aperto NGC2264 nell'Unicorno. E la variazione di luce deve aver luogo a causa di uno scambio di materia tra l'atmosfera della stella e la materia interstellare circostante.
TELESCOPIUM (Alpha 3,5 m 600 a.l. B3)
TRIANGULUM (Elmuthalleth 3,4 m 59 a.l. F6) -M33 (NGC598): galassia a spirale del Triangolo di tipo Sc, è il III oggetto per dimensioni all'interno del nostro Gruppo Locale. Scoperto da Messier nell'agosto del 1764, tale oggetto è da lui descritto come "una nebulosa senza stelle". E' visibile anche con un binocolo o un piccolo telescopio a basso ingrandimento. Fu Lord Rosse a evidenziare la vera natura morfologica dell'oggetto. Ma per scorgerne i bracci di spirale occorre un potente strumento. Il disco non è perfettamente piano ai bordi, ma presenta come la nostra Via Lattea dei bracci ricurvi verso il basso e verso l'alto: tale fenomeno è chiamato "Warping". Contiene c.a. 60 miliardi di stelle. Ha una magnit. di 6,8 (ma con scarsa luminosità specifica). Non quindi facilmente distinguibile nelle stelle che la compongono, infatti la sua luce è diffusa su un'ampia area con diametro apparente di 60’ x 40’. Ha un diametro di 40 mila a.l. e dista 2,35 mil. a.l. Sono ben evidenziate, oltre alla struttura dei bracci a spirale e la peculiare mancanza di rigonfiamento centrale, anche la presenza di circa 300 regioni di idrogeno ionizzato. E' osservabile ad occhio nudo solo con cieli eccezionali o con buoni binocoli ma la sua notevole luminosità è distribuita in un'area vasta quasi quattro volte quella della Luna piena (2°) il che porta la luminosità superficiale a valore estremamente bassi. Pertanto, è difficile se non impossibile osservarla in telescopi che non permettono ingrandimenti molto bassi, più basso l'ingrandimento meglio è ! E' un oggetto di notevole interesse per gli astrofotografi, che possono registrare sulla pellicola i bracci della spirale e le nebulose più brillanti con equipaggiamenti ridotti al minimo. Il satellite Einstein ha scoperto in M33 una sorgente di radiazione ad alta energia che si accende e si spegne rapidamente. L'idrogeno neutro è abbondante e rappresenta il 5% della massa totale.
NGC604: Nebulosa
diffusa in M33:
TRIANGULUM AUSTRALE (Alpha 1,9 m 55 a.l. K2)
TUCANA (Alpha 2,9 m 62 a.l. K3)
-NGC104: ammasso globulare
"47 Tucanae", il più luminoso del cielo dopo Omega Centauri, ha un'età di 7
miliardi di anni, quindi è molto giovane rispetto agli altri ammassi globulari.Diametro
di 200 a.l., magnit. di 4,0, dista ca. 15.000 a.l. Contiene ca. 2/3 milioni di stelle. -Piccola nube di Magellano (SMC): galassia irregolare: distante 230.000 a.l. con un diam. app. di 216’. Visibile ad occhio nudo come una macchia nebulosa a forma di girino larga 3,5°.
URSA MAJOR (Dubhe 1,8 m 75 a.l. K0) -M81: galassia detta anche "Galassia di Bode" di tipo Sb o Sc: è distante 11 milioni di a.l. Scoperta da Bode a Berlino nel 1774 e registrata da Messier nel 1781. Ha una magnit. di 7,9, un diam. di 21’ x 10’ e una luminosità di 20 mld. di Soli. E’ una galassia molto compatta contenente 1/10 di massa solare per parsec/cubico e ruota su se stessa a 290 km/s. E' una delle galassie dell'emisfero settentrionale più facili ed appaganti da osservare per gli astrofili, a causa dell'elevata luminosità visuale totale che la porta ad avere una magnitudine di circa 6,8; è possibile osservarla con strumenti molto piccoli. Questa galassia, dal maestoso disegno ben pronunciato di spirale è la più luminosa di una notevole coppia fisica, con la vicina M82, ed è, probabilmente, il membro dominante di un gruppo a noi prossimo denominato gruppo di M81. Poche decine di milioni di anni fa, tempi quasi recenti su scala cosmica, è avvenuto un incontro ravvicinato tra M81 ed M82. Nel corso di questo evento M81, molto più massiva e grande, ha drammaticamente deformato M82 per interazione gravitazionale.. L'incontro ha lasciato tracce anche nella struttura a spirale della più grande e luminosa M81: innanzi tutto rendendola complessivamente più pronunciata e secondariamente formando la struttura lineare scura nella parte inferiore a sinistra della regione del nucleo. Le galassie sono ancora molto vicine essendo i loro centri separati da solo 150.000 anni luce. Nel 1993 un team guidato da W. Freedman utilizzando l'HST ha studiato 32 variabili cefeidi in M81, determinandone la distanza in 11 milioni di a.l. Accoppiata alla correzione della scala della distanza apportata dai risultati del satellite Hipparcos dell'ESA, la vera distanza di M81 è probabilmente prossima a 12 milioni di anni luce. Il 28 marzo 1993, esplose in M81 una supernova (1993J) di tipo II, scoperta dall'astrofilo spagnolo Garcia Diaz di Lugo, che raggiunse una luminosità massima di 10,5 magnitudini. Il resto di questa supernova è stato osservato alla lunghezza d'onda radio di 3,6 cm da, quasi, il sesto mese per i 18 mesi seguenti con il radiotelescopio del VLA del NRAO. Ricerche compiute nel 1994 hanno fornito la prova che M81 ha poca materia oscura perché la sua curva di rotazione cala sensibilmente nelle regioni esterne. -M82 (NGC3034): galassia irregolare di classe II, classificata come "peculiare", vicina a M81, caratterizzata da una struttura altamente caotica e dalla presenza di filamenti brillanti che sembrano emergere dal nucleo (nucleo attivo). E' una "galassia Starburst" e anche una forte radiosorgente; è inoltre perturbata fortemente dalla vicina M81. Dista 10 milioni di a.l. Scoperta anch’essa da Bode nel 1774, visibile di taglio, studiata molto da Lord Rosse, tale galassia ha rivelato un potente campo magnetico e una intensa sorgente di onde radio. Sandage e Lynds l’hanno classificata tra le "Galassie peculiari" e l'hanno fotografata con una lastra particolarmente sensibile alla luce rossa della riga H Alpha dell'idrogeno e con un filtro di luce che lasciava passare esclusivamente la luce emessa da tale riga. Ne è risultata un'immagine totalmente diversa da quella consueta. Dalla zona centrale escono due enormi baffi, perpendicolari al piano equatoriale, dovuti a luce emessa non da stelle ma da gas, ovvero da idrogeno. Tali baffi d'idrogeno consistono in due enormi sistemi di filamenti della lunghezza di 10 mila a.l. L'osservazione spettroscopica di tali filamenti ha mostrato che il gas che li compone esce dal nucleo alla velocità di 1000 Km/sec. Dunque, su questa galassia si verifica un fenomeno analogo a quello osservato nel nucleo e nel getto di M87, solo che qui non avviene in una sola direzione ma è un'unica immensa esplosione che coinvolge un'intera galassia. L'energia scatenata è dell'ordine di 1055 erg, ossia quanto quella di 1 milione di supernovae. Dalla velocità di espansione dei filamenti si trova che l'esplosione dovette iniziare al massimo 1,5 milioni di anni or sono. Si notano diverse condensazioni brillanti e molte linee oscure che l'attraversano in varie direzioni e rivelano la presenza di notevole quantità di polvere interstellare. Si pensa che nel centro di M82 siano concentrate iperstelle massicce o un buco nero. Fotografie all'infrarosso hanno rivelato la presenza di un nucleo compatto in prossimità del centro. Non è una galassia molto grande (1/6 della nostra galassia) e ha una massa di 50 mld. di Soli. M82 è vicina alla galassia a spirale M81; queste due galassie sono talmente vicine (38’) che possono vedersi nello stesso campo con un binocolo da 20 x e 80 mm di obiettivo. Fanno parte di un ammasso di galassie minori che si estendono anche nella vicina cost. della Giraffa. -M97: nebulosa planetaria "Gufo": ha una magnit. di 10,0, dista 3.000 a.l. e ha un diam. di 3’20". E’ una delle più estese e vicine nebulose planetarie. Testimonia il dramma di una stella giunta all’esaurimento delle sue scorte di energia e quindi collassata in una nana bianca di magnit.14 e può essere scorta con un telescopio da 30 cm., ha un diametro pari al 4% del Sole e una massa pari al 15%. La sua superficie è tra le più calde che si conoscano: 85.000°, tanto che la sua magnit. assoluta è ca. la metà di quella del Sole nonostante che le sue dimensioni siano del 75% inferiori.
-M101:
(NGC5457), nota anche come la “Galassia
Girandola”, è una spirale di tipo Sc vista quasi frontalmente. Dista tra
i 22 e i 26 milioni di a.l. L'osservazione, nel 1994-95, delle cefeidi
situate nella galassia da parte dell’HST ha permesso di stabilire
esattamente la distanza di M101. Dall'inizio del secolo scorso, sono state
scoperte tre supernovae in questa galassia:
SN 1909A, scoperta nel 1909 da Max Wolf;
SN 1951H, di tipo II, scoperta nel 1951;
SN 1970G, scoperta nel 1970 (la più luminosa);
URSA MINOR (Polare 2,12 m 360 a.l. F8)
-Nebulosa "Gum". Se si eccettua la Via Lattea stessa, tale nebulosa è il più grande oggetto che sia visibile in cielo, in quanto si estende dalla Vela ad Orione per 36°. La nebulosa dista 1.500 a.l.; è osservabile solo fotograficamente. La nebulosa di Gum è forse ciò che rimane di una o più supernove esplose nella Vela, l'ultima delle quali, 6.000 anni fa può essere stata vista dagli antichi Sumeri. Fanno parte di tale nebulosa anche i resti, che si presentano come filamenti intrecciati di gas che venano la costellazione, di una supernova esplosa nella Vela c.a. 10.000 anni or sono. Il nucleo della stella è rimasto come debole pulsar che lampeggia 11 volte al secondo. Nonostante tali dimensioni, sino al 1953 nessuno ne sospettava l'esistenza, quando l'astronomo australiano , Colin S. Gum scattò una serie di foto del cielo australe usando un obiettivo a grande campo (11°) e un filtro che lasciava passare solo la luce emessa dalle nubi di idrogeno ionizzato e di azoto. Gum morì nel 1960 per un incidente di sci e non vide gli sviluppi della sua scoperta. Oggi la nebulosa è probabilmente una bolla di idrogeno "gonfiata" da un fuoco di fila di supernovae esplose negli ultimi milioni di anni. Nella Vela del resto c'è un gruppo di stelle giganti molto massicce, a dimostrare che il fenomeno è ancora in corso. . Nel 1977 la pulsar della Vela fu vista lampeggiare visualmente; essa è la stella meno luminosa che sia stata mai identificata otticamente.
VIRGO (Spica 1,0 m 275 a.l. B2)
-M87: galassia supergigante ellittica di tipo
E1 o (E0), ha una magnit.apparente di 9,2 e una magnit. assoluta di -21.
Dista 65 milioni di anni luce, seppur ha un diametro apparente di circa 7'
che corrisponde ad un'estensione lineare di "soli" 120 mila a.l. (la nostra
galassia ha un diam.di circa 100 mila a.l.), contiene nel suo volume immenso
addirittura più di mille miliardi di stelle. In un ipotetico cubo si spazio
attorno a noi di ben 100 milioni di anni luce per lato, M87 è la galassia
più grande presente in tale cubo. Con la massa di M87 si potrebbero costruire
oltre 200 galassie come la nostra. E’ "centro" di aggregazione
gravitazionale del Grande ammasso "Virgo". Scoperta da Messier nel marzo del
1781 come un oggetto di M=8, "una nebulosa senza stelle". Attorno ad M87
orbitano più di 500 ammassi
globulari: ma secondo stime recenti sarebbero ca. 4.000. E’ anche una
radiosorgente: "Virgo A"ed è stata scoperta da Bolton già nel 1948. Ora
registrata come 3C274 nel catalogo di Cambridge, è la 5° sorgente radio per
intensità mai scoperta. E’ stato visto un jet, osservabile solo
fotograficamente, che esce dal centro di M87 (coincidente con la sorgente
radio) già notato da Curtis nel 1918 all’osservatorio di Lick. Il nucleo di
M87 presenta una struttura spiraliforme nella quale si trova del gas che si
muove a velocità, misurate dallo spettrografo per oggetti deboli posto dell'
H.S.T. sino a 800 Km/sec. Il jet è lungo 20 sec.d’arco e largo 2 sec.e
fotografato con il telescopio da 5 mt. rivela 3 principali addensamenti. La
sua luce è polarizzata (Baade) e lo spettro è continuo (Humason). I
satelliti con telescopi a raggi X hanno visto che emette intensamente anche
in questa banda. Se la distanza di M87 è stimata correttamente, le
dimensioni del jet sono di 4.100 a.l. per 400 a.l. Nel 1983 è stato
fotografato da Wlérick (telesc.3,6 mt. Manua Kea) con rivelatore sensibile
all’ultravioletto (il seeing arrivava a 0,6 sec.d’arco). I noduli del
filamento luminoso appaiono risolti: se ne contano 10 tutti collegati fra
loro da un filamento sottile con dimensioni da 0,4 a 1,0 sec.d’arco (misura
che alla distanza di M87 corrisponde a ca. 250 a.l.). Osservazioni
radiotelescopiche fatte con il Very Large Array di Socorro, New Mexico, e
con altri radiotelescopi collegati in radiointerferometria intercontinentale
mostrano una struttura simile a quella ottica. L’idea più corrente come
afferma anche un noto studioso delle galassie, Francesco Bertola, è che nel
nucleo di M87 (come nei nuclei di molte altre galassie) vi sia un buco nero
supermassiccio rotante ad alta velocità, lungo il cui asse di rotazione
fuoriescono le particelle del getto. Una precessione nel moto di rotazione
del buco nero con un periodo di 10.000 anni potrebbe anche spiegare il
carattere ondeggiante del jet. Nel nucleo di M87 ci sarebbe una
concentrazione di materia pari a 2 o 3 miliardi di masse solari, vale a dire
un immenso buco nero il quale tra l'altro impedirebbe al gas che fuoriesce
velocemente dal nucleo (800 km/sec.) di fuggire via. -M49: galassia ellittica E4 8,6 m 42 mil. a.l., è tra gli oggetti più luminosi dell’ammasso. Con un diam. stimato pari a 1/2 della Via Lattea, Holmberg stima però la sua massa 5 volte maggiore della Via Lattea, quindi con un’altissima densità stellare. La galassia ellittica M49 fu il primo membro dell'Ammasso di galassie della Vergine ad essere scoperto da Charles Messier nel 1771. E' anche uno dei più luminosi essendo di magnitudine 8,5, corrispondente ad una magnitudine assoluta approssimativa pari a -22,8, alla distanza di 60 milioni di anni luce. E' una delle ellittiche giganti di questo enorme ammasso (oltre ad M60 ed M87), ed è di tipo E4. Si estende per 9x 7,5 minuti d'arco corrispondenti ad un ellissoide con l'asse maggiore di 160.000 anni luce (non conoscendo l'orientamento nello spazio degli assi dell'ellisiode ma solo l'estensione lungo la nostra linea di vista non possiamo, naturalmente, conoscerne la reale dimensione), possiamo definirla quindi un grande ellissoide. Stime precedenti avevano suggerito una massa forse superiore a quella della vicina gigante M87 ma ora si sa che M87 è più densa. Con G7 come classe spettrale integrata e con un indice di colore +0.76, è più gialla delle altre galassie dell'Ammasso della Vergine. Fotografie a lunga posa hanno rivelato la presenza di un sistema di ammassi globulari meno ricco di quelli presenti in M87 e M60. Nel 1969 è stata osservata una probabile supernova, 1969Q di magnitudine 13,0. -M84 e M86: bella coppia di galassie ellittiche con un Diam.di 25.000 a.l. massa tot. ca. 500 mld di Soli. Mentre tutto l’ammasso Virgo si allontana da noi più o meno uniformemente, questa coppia si avvicina a noi a ca. -450 km/sec. -M104 (NGC4594): galassia a spirale Sb, visibile di profilo, detta "Sombrero". Tra le più belle galassie del cielo, specialmente in fotografia. Ha un inusuale ampio "bulge" attorno ad un piccolo nucleo nascosto. Ha una magnitudine integrata di circa 8,5, le sue dimensioni sono di 9’ x 4’. Purtroppo è posta a più di 10° al di sotto dell’equatore celeste quindi non sale mai sull’orizzonte oltre i 30°. Dista da noi, secondi taluni astronomi, 64 milioni di a.l. E’ posta tra le costellazioni della Vergine e del Corvo. Essa non fa parte dell'ammasso della Vergine; infatti, poiché l'ammasso di galassie Virgo-Coma dista mediamente 55 milioni di a.l., è improbabile che M104, distando 9/10 milioni di a.l. in più, possa far parte di tale ammasso. E' ubicata verso il sud della costellazione, visibile anche con un semplice binocolo in particolari condizioni di cielo, è una delle più belle galassie dell’ammasso Virgo. Le fotografie a lunga posa evidenziano una densa nube di materia oscura lungo tutto il piano equatoriale (fascia scura già visibile con telesc. da 20 cm con cielo perfettamente buio e seeing perfetto). In molte fotografie possono inoltre scorgersi decine di ammassi globulari giacenti nell’alone galattico. Scoperta da Mechain nel 1781 è stata aggiunta da Messier al proprio catalogo nel 1784. Rappresenta una fase di transizione tra le galassie ellittiche e quelle a spirale, ma secondo molti astronomi essa avrebbe inglobato una galassia più piccola. Ha un diametro di 130.000 a.l., ha la grandissima massa di circa 1.300 miliardi di Soli, ed ha una magnitudine assoluta di circa -23, pari ad un flusso energetico di ca. 240 miliardi di Soli. Dal suo Redshift di vede che si allontana da noi a quasi 1.000 Km/sec., per la I volta misurato nel 1912 a Lowell Observatory dove si iniziò a sospettare l’espansione dell’Universo. -M58 (NGC 4579) galassia a spirale barrata di tipo SBc. M58 è una delle quattro galassie a spirale barrate del catalogo di Messier (le altre sono M91, M95, ed M109, anche se talvolta viene classificata come intermedia tra le spirali normali e le barrate (ad es. nel Nearby Galaxies Catalog di R. Brent Tully). E' una delle componenti più luminose dell'ammasso della Vergine. In un piccolo telescopio assomiglia alle ellittiche della Vergine, essendone visibile solo il nucleo brillante. Con buone condizioni di osservazione ed un telescopio di 10 cm o più, si vede un alone luminoso evanescente con alcune condensazioni che paiono coincidere con le aree più luminose dei bracci della spirale. La barra è avvertibile con telescopi di almeno 20 cm come "estensione del nucleo centrale in direzione NO" (Kenneth Glyn Jones). -M59 (NGC 4621) galassia ellittica di tipo E5. E' una delle ellittiche più grandi dell'ammasso stesso, anche se è molto meno luminosa e massiva delle più grandi ellittiche che ne fanno parte, M49, M60 e, soprattutto, M87. E' discretamente appiattita, varie fonti indicano un'ellitticità nei valori E3-E5. Altri
oggetti: HST ha scoperto un buco nero di 1,2 milioni di masse solari, con annesso disco di accrescimento largo 800 anni luce, all'interno della galassia NGC4261 distante 100 milioni di anni luce in direzione della Vergine. La sicurezza con cui gli astronomi hanno accolto la scoperta è espressa dalla frase "la questione ora non è se i buchi neri esistano oppure no, piuttosto se tutte le galassie contengono un buco nero". Il buco nero tuttavia non coincide col centro geometrico della galassia, probabilmente questo "doppio nucleo" testimonia la fusione di due galassie.
Un buco nero nella galassia NGC 4438
Ammasso di galassie della Vergine
-3C273: il I quasar ad essere scoperto ed è il più vicino. Dista 2,6 miliardi a.l. e si allontana da noi a +44.000 Km/s. (vedi Paragrafo A.G.N.) - M100 (vedi Coma Berenices)
VOLANS (Alpha 4,0 m 78 a.l. A5) -NGC2442-3: galassia a spirale barrata di magnit.apparente 11,0. Tale inusuale galassia, dal diam.apparen.di 6' d'arco, fu scoperta da sir. William Herschel che la descrisse come una doppia nebulosa con una appendice a forma di uncino. Infatti essa è composta da due oggetti NGC. La galassia ha anche un inusuale nucleo luminoso. Sebbene non visibile in tale diapositiva, l'oggetto sembra avere alcune deboli compagne non notate da Herschel. Queste galassie hanno un simile redshift e sono probabilmente associate con il suddetto oggetto. Una di queste deboli galassie è anche distorta gravitazionalmente e sembra che abbia avuto nel passato un incontro ravvicinato con NGC2442-3. Quest'ultima è infatti chiaramente perturbata e numerosi gruppi brillanti di stelle e regioni di formazione stellare, specialmente nel braccio a spirale meridionale, confermano tale perturbazione. Se non ci saranno ulteriori incontri, le forze gravitazionali che tengono aggregata la galassia, le restituiranno una più definita e forma a spirale. Tuttavia è molto più probabile che la compagna e la galassia a spirale distorta, che sono state legate assieme per la maggior parte dell'età dell'Universo, con i loro periodici incontri incrementino la probabilità di una loro fusione in una galassia singola.
VULPECULA (6 Vulpeculae 4,6 m 270 a.l. M1) -M27 (NGC6853): nebulosa planetaria (Dumbell o "batacchio di campana") che ha l'aspetto di due masse gassose a contatto. Fu scoperta da Messier nel 1764. Egli la descrive come "una nebulosa di forma ovale", mentre W. Herschel, ingannandosi, la vide come "un doppio strato di stelle di grande estensione, uno dei quali è rivolto verso di noi". Il suo aspetto varia a seconda della potenza del telescopio: se lo strumento è abbastanza potente, acquista una simmetria ovoidale come la maggior parte delle nebulose planetarie, originate dall'esplosione di stelle che hanno esaurito il combustibile nucleare. La Nebulosa Manubrio M27 fu la prima nebulosa planetaria ad essere scoperta. Il 12 luglio 1764, Charles Messier scoprì questa nuova ed affascinante classe di oggetti. La possiamo osservare approssimativamente dal suo piano equatoriale, se l'osservassimo in prossimità di uno dei poli, avrebbe con tutta probabilità l'aspetto della Nebulosa Anello M57. E' certamente l'oggetto di questo tipo più impressionante nel cielo, con un diametro angolare di quasi 6 minuti d'arco ed un debole alone che si estende per oltre 15', metà del diametro lunare apparente. E' anche uno tra i più luminosi, avendo una magnitudine apparente stimata di 7,3, quella della Nebulosa Elica (Helix Nebula) NGC 7293 nell'Acquario è di 7,3 e che peraltro ha una luminosità superficiale inferiore a causa della notevole estensione. Adottando il valore di 1.200 anni luce, la luminosità intrinseca della nebulosa è pari a quella di 100 soli (circa -0.5 di Magnitudine assoluta), mentre la stella è di circa +6 (1/3 del Sole) e la compagna di +9-9.5 (circa 100 volte più debole del Sole), tutte stime nella parte visuale dello spettro elettromagnetico. Il fatto che la nebulosa sia molto più luminosa della stella significa che quest'ultima emette principalmente radiazione ad alta energia nella parte non visibile dello spettro elettromagnetico che è assorbita dalla nebulosa, ne eccita i gas e viene riemessa, stavolta nella parte visibile dello spettro. Al momento, come per quasi tutte le nebulose planetarie, la maggior parte della luce visibile viene emessa in una sola linea spettrale: nella luce verde a 5007 Ångström. Appare di magnit.7,6 e si estende per 8' x 5' d'arco (una delle più estese nebulose planetarie dopo NGC7293) ed è visibile anche con un modesto telescopio. Sulla sua distanza non c'è un buon accordo, ma è una delle nebulose planetarie più vicine e taluni dicono che disti 1250 a.l. Shklowsky parla di 490 a.l. (O' Dell di 850 a.l.) ma taluni parlano di 900 a.l. , ammettendo quest'ultima distanza il suo diametro reale risulta di 2,5 a.l. .La stellina centrale appare di magnit.13,5, emette la metà della luce del Sole ed è una delle stelle più calde che si conoscano: una nana bianca con la fotosfera a 85 mila gradi, probabile residuo di una nova. Possiede anche una compagna gialla di magn.17 a 1.800 U.A. L'espansione dei gas di M27 procede a 25 - 30 Km/sec, il che comporta un aumento del diametro apparente di 1 sec. d'arco per secolo. L'esplosione risalirebbe a 48 mila anni fa nell'ipotesi che l'espansione abbia sempre mantenuto il ritmo attuale. Ma poiché c'è stato un rallentamento, sembra ragionevole attribuire a tale nebula un'età di 20 mila anni. Osservata con telescopio da 20 cm e con buon seeing essa si rivela quale un bellissimo oggetto: si distinguono delicatissime sfumature dall'azzurro al rosa.
La più profonda immagine dell'universo svela miriadi di galassie appartenenti all'inizio del tempo. Diverse centinaia di galassie mai viste prima sono visibili in questa immagine del profondo universo, chiamata Hubble Deep Field (HDF). A fianco delle classiche galassie a spirale ed ellittiche, appare una sconcertante varietà di galassie di altre forme e colori che rappresentano importanti indizi per la comprensione dell'evoluzione dell'universo. Molte di queste galassie si sono formate un miliardo di anni dopo il Big Bang. L'immagine HDF rappresenta una stretta apertura verso l'estremo orizzonte visibile dell'universo. Si tratta infatti di una piccola area di cielo con un diametro pari ad 1/30 del d. della Luna piena (questa immagine rappresenta soltanto il 25% dell'intera HDF). L'apertura è così stretta che le poche stelle appartenenti alla nostra Galassia (la Via Lattea) sono di gran lunga superate in numero dalla grande quantità di galassie lontane. Queste ultime sono talmente deboli che alcune di esse possiedono una luminosità (magnit.30) che è 4 miliardi di volte inferiore al limite della visione umana. L'oggetto relativamente luminoso appena a sinistra del centro dell'immagine è una stella di magnit. 20. Sebbene il campo sia un campione molto piccolo, è considerato rappresentativo della tipica distribuzione delle galassie nello spazio perché l'universo appare statisticamente uguale in tutte le direzioni. L'immagine è stata assemblata utilizzando 276 singole esposizioni prese nel corso di dieci giorni consecutivi tra il 18 e il 28-12-1995 con la camera WFPC2 . Sono stati utilizzati filtri per il blu, il rosso e l'infrarosso e le singole esposizioni sono state combinate per formare la singola immagine a colori che vediamo. Da questi dati gli astronomi sono in grado di dedurre, almeno statisticamente, la distanza, l'età e la composizione chimica delle galassie che appaiono. Gli oggetti nei quali prevale il colore blu contengono stelle giovani e/o relativamente vicine, mentre gli oggetti prevalentemente rossi contengono popolazioni stellari vecchie e/o lontane. L'obiettivo dell'HDF è stato una piccola regione di cielo accuratamente selezionata che si trova nei pressi dell'Orsa Maggiore. Questa regione, lontana dal piano della nostra Galassia, è sgombra da oggetti vicini, come le stelle. Il campo di osservazione si trova ovviamente nella zona di visione continua (continuous viewing zone, CVZ) dell'orbita dell'Hubble: una speciale regione che può essere visualizzata dall'HST con continuità senza interruzioni causate dalla presenza della Terra o dall'interferenza del Sole o della Luna. L'HDF ha scoperto numerosi oggetti deboli nell'universo (con oltre 30 gradi di magnit.) che non potevano essere visti con i telescopi terrestri. Alcuni degli oggetti che si trovano lungo la direzione visiva dell'Hubble possono essere galassie relativamente vicine ma intrinsecamente deboli. Altri oggetti deboli presi in esame, comunque, sono lontanissime galassie che esistevano quando l'universo era molto giovane.
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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: [ Materiale raccolto da Pietro Musilli - Roma, 1997-2001] |
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