I dintorni degli oggetti MESSIER M52 - Vialattea.net

M52 

STELLE 

STELLE VARIABILI 

NEBULOSE PLANETARIE 

AMMASSI APERTI 

NEBULOSE OSCURE 

NEBULOSE BRILLANTI 

GALASSIE 

Il nostro oggetto è localizzato nella costellazione Cassiopeia, la quale ospita un 

altro oggetto di Messier –M103- anch’esso un ammasso aperto. 

Rappresentazione della costellazione Cassiopeia, con individuate le posizioni 

dei due ammassi aperti M52 ed M103. 

M E S S I E R 

I dintorni I dintorni degli degli oggetti oggetti MESSIER 


pag. 1

Ricordiamo che Messier era, essenzialmente, un cacciatore di comete e che il famoso 

Catalogo venne da lui compilato soprattutto per evitare “di scambiare un oggetto fisso con 

una cometa”. 

Guarda caso, la notte del 7.9.1774 egli stava proprio osservando una cometa quando scoprì 

M52. 

Tenendo presente l’evidente asterismo a “W” che caratterizza la costellazione Cassiopeia, 

M52 può essere individuato prolungando idealmente la linea che parte da Shedir (α Cas) e 

passa per Caph (β Cas). 

Localizzazione di M52 utilizzando il prolungamento della linea che congiunge le stelle 

Shedir e Caph. 

Come noto, Cassiopeia è attraversata dalla Via Lattea e, pertanto, risulta ricchissima 

di stelle, il che preclude l’osservazione di oggetti extragalattici. Vedremo infatti che, pur 

trovandosi nel nostro campo diverse, deboli galassie, la loro individuazione risulta alquanto 

difficoltosa; non per niente tali oggetti sono stati scoperti mediante le osservazioni infrarosse 

della survey 2MASS. 

I dintorni degli oggetti MESSIER 


pag. 2

A livello di pura curiosità segnaliamo che, in campo, si trova anche una pulsar e, più 

precisamente, la PSR J2326+6113, debolissimo oggetto posto alla distanza di 4820 parsec e 

dotato di un moto rotatorio pari a 0.23365 secondi. 

Individuazione della posizione della PSR J2326+6113, al centro del reticolo; il puntino 

centrale definisce l’esatta ubicazione dell’oggetto, peraltro non visibile nell’immagine 

ricavata dalla Digitized Sky Survey. 

Allorquando una stella massiccia, esaurito il combustibile nucleare, termina la propria vita, 

si ha un’esplosione di supernova che lascia, come residuo, un oggetto compatto detto anche 

“stella di neutroni”. L’esplosione, infatti, genera anche un’implosione che forza gli elettroni 

a fondersi con i protoni generando, appunto, i neutroni. L’oggetto assume un raggio di circa 

10 km ma con una massa di circa 1.4 masse solari. Si calcola che un singolo cucchiaino di 

materiale di una stella di neutroni pesi quanto una montagna. 

A causa della conservazione del momento angolare (proprio della stella progenitrice) 

la stella collassata, avendo drasticamente diminuito il suo raggio, nasce con un periodo 

rotazionale estremamente breve. 



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Le pulsars, acronimo inglese di “pulsating radio sources”, sono stelle di neutroni 

rapidamente rotanti, con campo magnetico elevatissimo e che emettono un fascio collimato 

di onde radio. Questo fascio, provenendo dai poli magnetici della pulsar, è confinato entro un 

piccolo cono di emissione cosicchè, se l’asse magnetico non è allineato con quello rotazionale, 

la stella si comporta come una specie di faro cosmico. 

Se tale fascio intercetta la linea congiungente la pulsar con la Terra, noi possiamo osservare 

un impulso radio ogni qualvolta il medesimo punta in direzione del nostro pianeta. 

Rappresentazione grafica della situazione in cui il fascio di onde radio emesso dai poli 

magnetici di una pulsar intercetta la linea congiungente la stella collassata con la Terra, 

situazione che ci consente di registrare le emissioni coincidenti con il suo periodo di 

rotazione. 



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Andiamo ora a presentare la nostra immagine che, come accennato in precedenza, è 

ricchissima di oggetti stellari 

Dati di ripresa: 

Osservatorio Astronomico Europa ’71 – Sanremo -IM- 

Data di ripresa: 13.12.2007 

Inizio ripresa: 23h 24m (TMEC) 

Tempo di esposizione: 60m 

Telescopio: Astro Physics GE-1200 GTO 

Camera: CCD SBIG STL 11000M in high resolution mode (pixels 9x9 μm) 

Filtro: Clear 



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STELLE 

STELLE 

Cominciamo con la presentazione di alcune stelle doppie e/o multiple. 

BLL 58 deve la sua sigla al fatto di essere stata scoperta da Sir Robert Stawell Ball, 

astronomo irlandese vissuto tra il 1840 ed il 1913. 

Egli lavorò per il famosissimo Lord Rosse tra il 1865 ed il 1867. Nel 1874 venne nominato 

Astronomo Reale d’Irlanda e Professore di Astronomia dell’Università di Dublino presso 

l’Osservatorio di Dunsink. Fu un grande divulgatore ed appassionato ricercatore di stelle 

doppie, pubblicando nelle Proceedings of the Royal Irish Academy i suoi lavori su tali tipi 

di astri. 

Un’allegra caricatura di Sir Robert Stawell Ball, matematico ed astronomo irlandese 

scopritore di molte stelle doppie. 



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La nostra BLL 58, nota anche con le sigle CCDM 23243+6135, TDSC 63819, BD +60 

2532 ed HIC 115542, è un sistema quadruplo formato da quattro stelle luminose e facilmente 

separabili, posto in M52. 

Identificazione ottica del sistema quadruplo BLL 58. 

comp. A Mag. 8.6 Sep. 0” P.A. 0° 

“ B 11.1 44.4 167 

“ C 11.0 80.9 354 

“ D 10.7 130.7 64 

Tabella del sistema di BLL 58, con separazioni ed angoli di posizione riferiti alla 

componente A. 



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Spettro ultravioletto della componente A del sistema BLL 58, ottenuto dal satellite IUE. 

Il flusso della stella, in colore nero, mostra la presenza di numerose righe in emissione. 



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Passiamo ora ad una tripla, ES 1863, scoperta dal Rev. T.E. Espin in due tempi (nel 1903 

la componente ora denominata C e nel 1920 la B). 

Già in precedenti schede abbiamo accennato ai lavori condotti sulle stelle doppie da questo 

eclettico pastore protestante. Qui vogliamo solo ricordare che fu il fondatore, nel 1881, della 

Liverpool Astronomical Society, nata per raccogliere ed organizzare i lavori degli astrofili 

residenti nella zona. 

Stemma della Liverpool Astronomical Society, fondata da Espin nel 1881. 

La sede storica della Liverpool Astronomical Society, dove Espin effettuò quasi tutte le 

sue scoperte di stelle doppie. 



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La stella porta anche la sigla ABH 171 in quanto misurata anche da un altro grande 

osservatore di stelle doppie, Helmut A. Abt. 

Anche in questo caso abbiamo a che fare con un sistema luminoso, con la componente B 

molto vicina alla principale (ecco perchè è stata scoperta solo successivamente). 

Cartina di identificazione ottica del sistema triplo ES 1863, che mostra chiaramente un 

aspetto allungato. 

comp. A Mag. 9.2 Sep. 0” P.A. 0° 

“ B 12.7 4.3 314 

“ C 11.1 10.6 159 



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Il sistema ES 1863così come visto nell’infrarosso dalla 2MASS. 

In precedenti schede abbiamo accennato a William J. Hussey, astronomo americano dai 

molteplici interessi che spaziavano dalle osservazioni planetarie (specialmente di Marte) agli 

asteroidi, dalle eclissi solari alle stelle doppie. 

Direttore dell’Osservatorio di Detroit –Università del Michigan- verso la fine dell’ 800, 

fondò anche un Osservatorio presso Bloemfontein, in Sud Africa, ma, purtroppo, morì proprio 

alla vigilia della sua partenza per quella località. Il suo corpo venne cremato e la cassettina 

con le ceneri fu posta sotto le fondazioni della cupola del nuovo Osservatorio di Detroit. 



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La cupola dell’Osservatorio di Detroit sotto la cui sede riposano le ceneri di William J. 

Hussey. 

Ad Hussey si deve la scoperta di numerose stelle doppie una delle quali, la HU 997, rientra 

nel campo della nostra immagine. 



pag. 12

Si tratta di un sistema molto stretto e difficilmente separabile, essendo la secondaria 

separata di soli 0”.4 in angolo di posizione (p.a.) 141°. La coppia, piuttosto luminosa, rientra 

anche nel Tycho Double Star Catalogue con la sigla TDSC 63739. 

Identificazione ottica della doppia stretta HU 997: come si può notare, neanche la DSS è 

riuscita a separare le due componenti. 



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Ancora la HU 997come vista nell’infrarosso dalla 2MASS (poco sotto a destra del 

centro). 

Nel 2002, a cura di C. Fabricious et al. (Astronomy and Astrophysics 384, 180), è stato 

pubblicato il sopracitato TDSC, un compendio di 103.259 stelle appartenenti a sistemi doppi 

e multipli, derivati dall’esperimento Tycho a bordo del satellite astrometrico dell’ ESA 

denominato HIPPARCOS. 

Copertura della volta celeste del catalogo TDSC in coordinate galattiche. 



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Tipica mappa del TDSC: i due cerchi bianchi attorno alla stella più brillante indicano 

che si tratta di un sistema doppio. 



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Da questo catalogo abbiamo estratto la TDSC 63826, una supergigante blu di tipo spettrale 

B7 e magnitudine 10.80, con un compagno di magnitudine 12.27 posto a soli 1”.76 in p.a. 

325°.5, quindi difficilissimo da separare. 

Identificazioni nell’ottico –sopra- ed infrarosso –sotto- della doppia stretta TDSC 63826. 



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Passiamo ora a due sistemi scoperti nel 1932 da J. Stein-Schabes, entrambi localizzati 

all’interno di M52. 

STI 1175 è composto da due stelle di magnitudine 11.0 ed 11.9, separate di 13”.6 in p.a. 

310° ed il loro legame fisico (difficile da valutare di primo acchito stante la presenza di molte 

stelle vicine) è stato determinato dall’analisi dei rispettivi moti propri. 

Cartine di identificazione ottica ed infrarossa del sistema doppio STI 1175. 



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STI 1177 è posto poco ad est del precedente ed è formato da due astri di magnitudine 11.14 

ed 11.50, separati di 11”.4 in p.a. 279°. 

Identificazione ottica del sistema STI 1177 (visibile anche nell’infrarosso nell’immagine 

2MASS di STI 1175). 



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OCA 1 è un sistema doppio estratto dal Washington Visual Double Star Catalogue (The 

Astronomical Journal 122, 3466 -2001-) per il quale, nonostante varie ricerche, non siamo 

riusciti a scovare il significato della denominazione. 

Si tratta comunque di due stelle di magnitudine 11.50 e 13.40, separate di 5”.9 in p.a. 177°, 

che nelle immagini formano una specie di “8”. 

La caratteristica forma ad “8” del sistema OCA 1 appare ben visibile sia nell’immagine 

ottica che in quella infrarossa. 



pag. 19

Ultimo sistema è la tripla MLR 512, scoperta da P. Muller nel 1938 con il rifrattore da 

16cm dell’Osservatorio di Strasburgo. 

Ricordiamo che, attualmente, l’Osservatorio è diventato la sede del CDS (Centre des 

Données Stellaires) presso il quale sono disponibili i famosissimi database “Simbad” e 

“VizieR”, una vera e propria manna per la ricerca di dati ed informazioni su tutti gli oggetti 

celesti al di fuori del sistema solare. 

La sede dell’Osservatorio Astronomico di Strasburgo in un’immagine invernale. 



pag. 20

Lo storico rifrattore da 16cm dell’Osservatorio di Strasburgo, utilizzato da P. Muller 

nelle sue osservazioni sulle stelle doppie. 



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MLR 512 è composta da una coppia strettissima AB (mag. 10.57 e 10.64) separata di soli 

0”.4 in p.a. 307°, affiancata da un terzo compagno C (mag. 13.20) appena percettibile a 6”.9 

in p.a. 71°. 

Nell’immagine ottica –sopra- il sistema MLR 512 appare come una stella singola, mentre 

nell’infrarosso –sotto- la componente C si mostra come una debole protuberanza a nord-est. 



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La Dearborn Survey è il risultato di una ricerca di deboli stelle rosse condotta al Dearborn 

Observatory tra il 1932 ed il 1947. 

Il riflettore del Dearborn Observatory con il quale è stata condotta l’omonima survey. 

Il programma ha coperto la zona celeste tra le declinazioni -4°.5 e +90° e consiste di oltre 

1800 lastre e spettrogrammi, questi ultimi ottenuti mediante l’applicazione di un prisma 

obiettivo con emulsioni sensibili al rosso. In totale sono state classificate 44.076 stelle (O.J. 

Lee et al., Annals Dearborn 1, 5 -1947-). 



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In campo abbiamo due stelle appartenenti al predetto catalogo, che andiamo ad illustrare 

in uno con le relative cartine, ricordando come il loro colore rosso risulti efficacemente 

soprattutto nelle immagini 2MASS. 

DO 42964 è una stella di magnitudine 11.1 e tipo spettrale M2. 



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DO 43031 è un po’ più luminosa della precedente, essendo di magnitudine 10.7 e di tipo 

spettrale M0. 



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Nel 2007, presso il Lowell Observatory di Flagstaff –Arizona- è stato realizzato, a cura di 

Brian A. Skiff, il programma LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search), il 

cui scopo è stato quello di determinare un reticolo di stelle per le quali sono state ottenute le 

magnitudini nel sistema UBVRI di Johnson-Cousins, utili per fotometrare eventuali asteroidi 

vicini “di passaggio”. 

L’edificio del LONEOS presso il Lowell Observatory. 

In genere si tratta di stelle piuttosto deboli, le cui magnitudini potrebbero essere comparabili 

a quelle degli eventuali asteroidi da studiare. 



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Due di tali stelle compaiono nel nostro campo: si tratta di NGC 7654-25 di magnitudine 

15.35 e di P110-W, di magnitudine 14.64, entrambe poste in M52. 

Identificazione ottica di NGC 7654-25, situata nei pressi di BLL 58C. 

Id. c.s. ma per P110-W. 



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Le stelle OB sono astri caldi e massicci, di tipo spettrale O o B, che si formano in sparsi 

ma organizzati gruppi denominati “Associazioni OB”. Si tratta di oggetti dalla breve vita in 

quanto esauriscono in fretta il combustibile nucleare. Pertanto si spostano di poco all’interno 

delle zone in cui si formano. 

Durante la loro evoluzione emettono copiosi venti stellari di radiazione ultravioletta che 

ionizzano rapidamente il gas interstellare circostante, solitamente contenuto in gigantesche 

nubi molecolari, dando origine alle cosiddette regioni HII (idrogeno ionizzato). 

Alcune stelle OB stanno ionizzando una grande nube molecolare, in una bellissima 

immagine ottenuta dal satellite Herschel, da poco immesso in orbita. 

Nel 1970, L.R. Wackerling ha realizzato un catalogo di 5326 stelle di tipo OB (MRAS 73, 

153) che, ovviamente, si trovano lungo il piano della Via Lattea, ricco di nubi molecolari e 

regioni HII. 

Il piano galattico esplorato nel lavoro di Wackerling sulle stelle OB –indicate da 

crocette-. 



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Tale piano passa anche per la costellazione Cassiopeia e, nel nostro campo, troviamo la 

Wack 5226, brillante astro di magnitudine 12.9. 

Identificazione ottica della calda stella di tipo OB denominata Wack 5226. 



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Restiamo ancora nel campo delle stelle OB per ricordare una serie di lavori (6 per 

la precisione) pubblicati dall’Osservatorio di Hamburg-Bergedorf, in Germania, in 

collaborazione con il Warner & Swasey Observatory –USA- tra il 1959 ed il 1965. 

La storica sede dell’Osservatorio di Hamburg-Bergedorf. 



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Il compendio, curato da J. Hardorp e collaboratori, riguarda le stelle luminose nella 

porzione boreale della Via Lattea e contiene i dati di 7392 stelle OB catalogate con la sigla 

LS (Luminous Star) seguita dalla zona di declinazione (nel nostro caso +61°) e da un numero 

di serie. 

Nel campo ricade una di tali stelle, denominata LS +61° 30. Si tratta di una luminosissima 

stella che, però, appare di magnitudine 12.9 in quanto trovasi a grande distanza. 

Identificazione ottica –al centro- della luminosa stella LS +61° 30, che qui appare di 

modesta luminosità a motivo della grande distanza dal Sole. 



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Chissà quante volte i nostri lettori avranno trovato delle stelle con la sigla “HD”, assegnata 

quasi sempre a stelle piuttosto brillanti: vale proprio la pena raccontarne brevemente la 

storia. 

Tutto nasce con Henry Draper (da cui la sigla), astronomo americano pioniere della 

spettroscopia astronomica. Nato nel 1837, superò tutti i corsi per la laurea in medicina a soli 

20 anni e, quindi, essendo troppo giovane per diventare “graduate”, venne inviato in Europa 

per il suo perfezionamento scientifico. 

Durante un periodo trascorso in Irlanda, conobbe l’astronomo William Parson e ne 

venne fortemente influenzato. Di conseguenza, spostò totalmente i suoi interessi verso la 

realizzazione di telescopi e la fotografia, facendone la propria ragione di vita professionale. 

Rientrato negli Stati Uniti iniziò a costruire un telescopio che venne installato nella casa 

paterna ad Hastings, presso New York. 

Il giovane Henry Draper con il telescopio auto costruito ad Hastings: nella parte 

posteriore dello strumento si può notare la presenza dello spettrografo. 



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I suoi primi studi furono rivolti all’analisi degli spettri degli elementi chimici più comuni e 

fotografando anche lo spettro solare. Nel 1873 produsse il suo primo spettrografo in grado di 

stabilire le origini delle righe mediante l’accoppiamento con spettri di elementi noti, artificio 

che consentiva l’immediata identificazione dei composti responsabili dell’emissione (o 

dell’assorbimento). 

Uno degli ultimi ritratti di Henry Draper, ottenuto poco prima della sua morte. 

Da allora si dedicò all’acquisizione di spettri di alta qualità di oggetti celesti, ma la morte 

lo colse nel 1882, quando già gli era venuta l’idea di classificare spettroscopicamente le più 

brillanti stelle. 

La sua vedova istituì un fondo per supportare le ricerche sugli spettri stellari e così, nel 

1886, un gruppo di astronomi dell’Harvard College Observatory iniziò un programma volto 

a stabilire un utile schema di classificazione delle stelle ed un catalogo di spettri. 

Il progetto di Harvard, denominato “Henry Draper Catalogue”, fu completato nel 1897: si 

trattò della prima, importante classificazione delle stelle sulla base dei loro spettri. 

Il primo e definitivo catalogo (HD) venne pubblicato tra il 1918 ed il 1924, con la 

classificazione spettroscopica di 225.300 stelle. 

Tra il 1925 ed il 1926 seguì l’Henry Draper Extension (HDE) con altre 46.850 stelle ed, 

ancor più tardi tra il 1937 ed il 1949, l’Henry Draper Extension Charts (HDEC) con ulteriori 

86.933 stelle. 



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In tutto vennero quindi classificate 359.083 stelle. 

I principali artefici dell’HD furono Annie Jump Cannon ed Edward Charles Pickering che, 

insieme, pubblicarono l’HD, mentre la sola Cannon curò l’HDE. 

Annie Jump Cannon, autrice dell’HD e dell’HDE, ripresa nel suo studio ad Harvard. 

Edward Charles Pickering, coautore dell’HD con la Cannon. 



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Il cosiddetto “Harem di Pickering”presso l’Harvard College Observatory. L’astronomo 

americano si era circondato, infatti, di uno staff di abili ricercatrici, tra cui Annie Jump 

Cannon (in seconda fila, a destra, con i capelli grigi). 



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La Cannon, per la classificazione spettrale delle stelle HD, utilizzò parte dei tipi di lettere 

che Draper aveva introdotto nel suo “Catalogue of Stellar Spectra” e nacque così la famosa 

sequenza “O, B, A, F, G, K, M” che classifica, in sequenza, le stelle dalle più calde alle più 

fredde. 

Tale classificazione, con alcune integrazioni, è quella tuttora universalmente adottata dalla 

comunità astronomica. 

La tabella indica le principali caratteristiche delle stelle sulla base della loro 

classificazione spettrale: il Sole appartiene alla classe G. 



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Tra le varie stelle HD presenti nel campo della nostra immagine presentiamo la HD 220180, 

una supergigante di magnitudine 8.22 e tipo spettrale G7II. 

Identificazione ottica ed infrarossa della supergigante HD 220180. 



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La maggior parte delle stelle presenta spettri dominati dalle righe in assorbimento, ma ve 

ne sono alcune dotate di intense righe in emissione. 

Tra queste vi sono le cosiddette stelle Hα, così chiamate in quanto mostrano tale riga, 

dovuta all’idrogeno, presente nella parte rossa dello spettro. 

Tipico spettro di una stella Hα: sono molto evidenti le righe in emissione tra 550 e 650 

nanometri. 

Nel 1997, L. Kohoutek ed R. Wehmeyer hanno pubblicato un catalogo di 4174 stelle 

appartenenti al piano galattico e caratterizzate da spettri con la riga Hα in emissione. Il 

lavoro è stato ricavato analizzando le lastre rosse ottenute tra il 1964 ed il 1970 al telescopio 

Schmidt dell’Osservatorio Hamburg-Bergedorf. 



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Una di queste, K 68-9, rientra nel nostro campo. Si tratta di un debole oggetto di magnitudine 

15.10 che compare anche come sorgente di raggi x nei cataloghi 2RXP ed 1WGA, ricavati 

dalle osservazioni del satellite ROSAT. 

Identificazione ottica ed infrarossa della stella K 68-9, caratterizzata dalla presenza 

delle righe spettrali in emissione dell’idrogeno. 



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Le stelle al carbonio sono delle giganti di tipo spettrale avanzato simili alle giganti rosse 

(ed occasionalmente anche alle nane rosse) la cui atmosfera contiene una grande quantità 

di carbonio. Questo elemento si combina con l’ossigeno (meno abbondante) presente nella 

parte alta dell’atmosfera per formare monossido di carbonio. In tale modo l’ossigeno viene 

rapidamente consumato e così gli atomi di carbonio sono liberi di formare altri composti, 

conferendo alla stella un aspetto “fumoso”. 

Una stella al carbonio in un’immagine ottenuta al radiotelescopio IRAM: attorno alla 

stella si nota chiaramente l’anello di composti del carbonio. 

Storicamente, le stelle al carbonio possiedono caratteristiche spettrali ben definite 

e che vennero fissate per la prima volta nel 1860 da Padre Angelo Secchi, pioniere della 

spettroscopia astronomica. 

Nel 2001, A. Alksnis e collaboratori hanno pubblicato un compendio, revisionato ed 

ampliato, di un precedente catalogo curato da C.B. Stephenson, del Warner & Swasey 

Observatory, sulle stelle al carbonio. 

Il compendio contiene i dati di 6891 stelle, per le quali vengono forniti posizioni, dati 

fotometrici e tipi spettrali. 



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In campo abbiamo la CGCS 5875 (la sigla sta per Catalogue of Galactic Carbon Stars), 

astro di magnitudine 14.5. 

Cartina di identificazione ottica della stella al carbonio CGCS 5875. 

In astrofisica, le “stelle peculiari” sono quelle che possiedono abbondanze metalliche 

inusuali, almeno nelle parti più esterne delle loro atmosfere. 

Si tratta di caldi oggetti appartenenti alla sequenza principale, nei quali è ancora in corso 

il bruciamento dell’idrogeno e che, solitamente, vengono suddivisi in quattro classi. 



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- Le stelle “Am” mostrano nei loro spettri deboli righe del calcio e dello scandio, con 

forti abbondanze di metalli pesanti come lo zinco, lo stronzio, lo zirconio ed il bario; sono 

solitamente rotatori lenti e possiedono temperature effettive di 7-10.000 °K, spesso membri 

di sistemi binari stretti; 

Porzione dello spettro (in colore blu) della peculiare stella Am denominata 63 Tau, dove 

sono molto intense le righe in assorbimento del bario e dello stronzio. Per comparazione 

viene presentato lo spettro di Vega, di tipo A ma normale. 



pag. 42

- Le stelle “Ap” sono caratterizzate da intensi campi magnetici e notevoli abbondanze di 

silicio, cromo, stronzio, europio e mercurio; anch’esse ruotano lentamente, ma sono un po’ 

più calde delle precedenti, con temperature da 8000 a 15000 °K; 

Spettro di theta Aurigae, stella Ap: si notino le intense righe metalliche in assorbimento. 



pag. 43

- Le “HgMn” sono spesso associate alle Ap ma i loro campi magnetici sono meno intensi. 

Come dice il loro nome, presentano intense righe del mercurio e del manganese; sono i rotatori 

più lenti della categoria, con temperature comprese tra 10000 e 15000 °K; 

Spettro di α Andromedae, di tipo HgMn. 

- Le “He weak” mostrano le righe dell’elio molto più deboli di quanto ci si attenda dal 

loro colore. 

Le cause generali di tali peculiarità sono probabilmente generate da processi presenti poco 

dopo la loro formazione come la diffusione o gli effetti magnetici nelle parti più periferiche 

delle loro atmosfere, mentre le regioni nucleari sarebbero abbastanza normali in termini di 

composizione chimica. 

P. Renson è uno dei maggiori studiosi di stelle peculiari ed, a partire dal 1991, ha 

pubblicato diversi lavori su tali oggetti. L’ultimo è uscito nel 2009 nella rivista Astronomy 

and Astrophysics (vol. 498, 961) e riporta i dati di 8205 stelle appartenenti a tutte e quattro le 

sottoclassi sopra riportate. 



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In campo abbiamo la Re 60494, oggetto di magnitudine 12.6 posto poco a sud-ovest di 


La stella peculiare Re 60494 situata alla periferia sud-ovest di M52. 

Dal più volte citato catalogo LSPM, redatto da S. Lepine e Michael Shara nel 2005, relativo 

a 61.977 stelle a nord dell’equatore celeste e dotate di moto proprio maggiore di 0.15 secondi 

d’arco per anno, abbiamo estratto due deboli stelle. 



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LSPM J2330+6141 possiede una magnitudine di 15.56, nonchè un moto proprio pari a 

0.156 “/anno. 

Cartine ottica ed infrarossa della debole stella vicina LSPM J2330+6141. Si noti come 

la stella sia ben più luminosa nell’infrarosso, indicando un tipo spettrale avanzato. 



pag. 46

LSPM J2329+6159 è più debole della precedente, con una magnitudine di 17.76, ma anche 

più veloce, con moto di 0.186 “/anno, il che la rende probabilmente più vicina. La stella è 

anche una discreta sorgente con righe in emissione Hα. 

Id. c.s. ma per LSPM J2329+6159. 



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Dati posizionali: 

STELLE 

tipo nome AR 2000 DEC 2000 mag. rif. 

quadrupla BLL 58 23 24 15.9 61 35 18 8.6 12 

tripla ES 1863 23 19 12.5 61 31 03 9.2 18 

doppia HU 997 23 22 05.0 61 20 20 9.5 20 

doppia TDSC 63826 23 24 28.1 61 14 18 10.8 46 

doppia STI 1175 23 24 29.9 61 37 19 11.0 44 

doppia STI 1177 23 24 49.3 61 37 36 11.14 45 

doppia OCA 1 23 25 40.5 61 18 30 11.5 39 

tripla MLR 512 23 18 22.7 61 49 48 10.57 27 

faint red DO 42964 23 22 36.0 61 52 18 11.1 16 

faint red DO 43031 23 25 09.3 61 22 00 10.7 17 

faint NGC 7654-25 23 24 16.8 61 35 56 15.35 31 

faint P110-W 23 24 43.3 61 33 12 14.64 40 

OB star Wack 5226 23 21 11.6 61 31 34 12.9 56 

OB star LS +61° 30 23 21 50.3 61 38 36 11.8 24 

supergigante HD 220180 23 21 07.0 62 00 41 8.22 19 

H alpha K 68-9 23 19 12.0 61 17 51 15.10 22 

carbon star CGCS 5875 23 25 16.6 61 19 58 14.5 14 

ApAm star Re 60494 23 24 27.3 61 32 36 12.6 43 

nearby star LSPM J2330+6141 23 30 24.9 61 41 10 15.56 26 

nearby star LSPM J2329+6159 23 29 08.7 61 59 13 17.76 25 



pag. 48


In un campo ricco di stelle ed in parte occupato anche da un paio di ammassi aperti ben 

visibili, c’è da aspettarsi la presenza di numerose stelle variabili: e così è, essendo presenti 

20 variabili certe (oltre a qualche altra dubbiosa). 

Iniziamo con un gruppo scoperto dall’indimenticato Leonida Rosino che, con A. 

Bianchini e D. di Martino, pubblicò nel 1976 uno storico articolo sulla rivista Astronomy 

and Astrophysics Supplement Series (vol. 24, 1). 

Veduta panoramica della stazione di Cima Ekar dell’Osservatorio di Asiago. 



pag. 49

Il riflettore da 182cm di Cima Ekar. 

In tale lavoro, ottenuto da osservazioni effettuate alla stazione di Cima Ekar 

dell’Osservatorio Astrofisico di Padova-Asiago, vennero forniti i risultati di una ricerca, nel 

blu e nell’infrarosso, condotta in un campo di 30 gradi quadrati centrato sulla nebulosa NGC 

7635 (descritta in seguito). 



pag. 50

Identificazione ottica delle due variabili MP Cas ed MO Cas, poste poco a nord della 

nebulosa NGC 7635. 

In tale campo erano note, all’epoca, 26 variabili, mentre il gruppo di Rosino ne scoprì altre 

32 analizzando lastre ottenute tra il 1962 ed il 1963. 

Di queste ultime, 6 rientrano nel campo della nostra immagine. 

MP Cas è una variabile a lungo periodo di tipo Mira che varia tra le magnitudini 17.80 e 

Cartina AAVSO indicante le posizioni di MP Cas (al centro) ed MO Cas. Ricordiamo 

che le cartine AAVSO vengono solitamente prodotte in linea con la normale visione 

telescopica, per cui risultano capovolte ed invertite (nord in basso ed est a destra) rispetto 

alla posizione reale. 



pag. 52

PW Cas appartiene alla classe delle D Cephei, con range di magnitudine 14.0-14.8, tipo 

spettrale F6-G0 e periodo di 3.999 giorni. 

Queste variabili sono caratterizzate da ampiezze inferiori ad una magnitudine e presentano 

curve di luce piuttosto simmetriche. I loro periodi, solitamente, non eccedono i 7 giorni; si 

tratta di astri pulsanti che hanno da poco lasciato la sequenza principale. 

Cartina di identificazione ottica della variabile PW Cas. 



pag. 53

Cartina AAVSO centrata su PW Cas: sono indicate numerose altre stelle variabili, 

alcune delle quali non ancora confermate. 



pag. 54

V433 Cas è un oggetto di tipo spettrale M6, con variazioni di magnitudine tra i valori 15.2 

e

Carta AAVSO centrata su V433 Cas. 



pag. 56

V575 Cas è un’altra Mira di tipo spettrale M2/4, con periodo di 282 giorni e variazione tra 

le magnitudini 17.50 e

Carta AAVSO per la variabile V575 Cas. 



pag. 58

V576 Cas appartiene alla categoria delle LB, variabili irregolari lente degli ultimi tipi 

spettrali (K, M, C, S), il cui prototipo è la gigante CO Cygni. La nostra stella è di tipo 

spettrale M6 e varia tra le magnitudini 12 e 14. 

Cartina di identificazione ottica della stella variabile V576 Cas. 



pag. 59

Carta AAVSO centrata su V576 Cas; sono indicate diverse altre variabili. 

Nel 1964, l’astronomo sovietico M.I. Kumsishvili, dell’Abastumani Observatory, ha 



pag. 60

scoperto la variabile V399 Cas, oggetto di magnitudine 13.9-14.3, con periodo di 0.6603 

giorni ed appartenente alla categoria delle binarie ad eclisse (Abast. Bull. 30). 

Ricordiamo in proposito che queste stelle, per la precisione, non sono delle vere e proprie 

variabili “intrinseche” in quanto la variazione della loro luce è dovuta alle reciproche 

occultazioni in un sistema binario; pertanto vanno correttamente denominate “binarie ad 

eclisse”, che a loro volta sono suddivise in varie sottoclassi. 

La V399 Cas, denominata anche SON 4605, appartiene alla sottoclasse EW, il cui 

prototipo è la W Ursae Majoris (da cui la sigla W), caratterizzata da periodi inferiori ad un 

giorno –sono quindi binarie strette, vicine tra di loro- ed i cui componenti possiedono forme 

ellissoidali trovandosi quasi in reciproco contatto. Ed è proprio l’estrema vicinanza a causare 

l’allungamento ellissoidale dovuto a stiramento gravitazionale. 

Tali stelle presentano solitamente ampiezze di luminosità inferiori a 0.8 magnitudini e le 

componenti appartengono ai tipi spettrali F-G o più avanzati. 

Identificazione della binaria ad eclisse V399 Cas. 



pag. 61

Carta AAVSO della medesima binaria. 

Il 13.1.1998, gli astronomi coreani H.S. Choi, S.-L. Kim ed Y.H. Kang hanno pubblicato, 

sull’Information Bulletin on Variable Stars (IBVS) n. 4545, uno studio effettuato su M52 alla 

ricerca di stelle variabili. 

Le loro osservazioni, condotte nell’ottobre 1997 al Bohyunsan Optical Astronomy 

Observatory, hanno consentito la scoperta di 4 nuove variabili oltre alla conferma di una 

precedente, scoperta l’anno prima da M. Viskum et al. (Astronomy and Astrophysics 328, 

158 -1997-). 



pag. 62

Le cinque variabili hanno poi ricevuto la denominazione consecutiva come appresso 

indicato. 

V839 Cas, il cui range di magnitudine è 13.07-13.13, appartiene alle LPB (Long Period 

B type), una categoria introdotta di recente e che si riferisce a stelle di tipo spettrale B che 

presentano lunghi periodi di pulsazione. 

V840 Cas (scoperta da Viskum) è invece una Delta Scuti che varia tra le magnitudini 

15.06 e 15.13; le Delta Scuti, dal nome del prototipo, sono stelle pulsanti di tipo spettrale 

A-F che presentano ampiezze di luminosità tra 0.003 e 0.9 magnitudini nel visuale, nonchè 

periodi da 0.01 a 0.2 giorni. Le loro curve di luce variano notevolmente da periodo a periodo, 

presentando anche vistose pulsazioni radiali. 

V841 Cas è una binaria ad eclisse di tipo Algol (da cui la sigla EA) le cui componenti sono 

sferiche o leggermente ellissoidali. I loro periodi sono ampiamente spaziati e vanno da 0.2 ad 

oltre 10.000 giorni, con ampiezze di luminosità molto differenziate, che possono raggiungere 

alcune magnitudini. La V841 Cas varia tra i valori 17.4 e 18. 

V842 Cas è un’altra LPB con range di variazione fra 13.0 e 13.9. 

V843 Cas è anch’essa una LPB e varia tra le magnitudini 14.30 e 14.35. 

Identificazione ottica delle cinque variabili da V839 a V843 Cas, tutte all’interno di 




pag. 63

Carta AAVSO di M52 con indicate le posizioni delle suddette cinque variabili. 



pag. 64

Le variabili simbiotiche sono una particolare classe di stelle variabili; attualmente se ne 

conoscono circa 150 ed il loro prototipo è la famosa R Aquarii, le cui pulsazioni vennero 

rilevate per la prima volta all’inizio dell’800 da Karl Ludwig Harding, all’epoca giovane 

astronomo che lavorava all’Osservatorio Johann Schoter di Lilienthal –Germania-. 

Il termine “simbiotiche” sta ad indicare che due stelle, ben differenti tra loro, coesistono in 

simbiosi essendo l’una influenzata dall’altra: solitamente si tratta di una fredda gigante rossa 

e di una piccola stella calda. 

Rappresentazione artistica di una stella simbiotica (spiegazione nel testo). 

Gli spettri di tali stelle suggeriscono che, di fatto, vi sono tre regioni che emettono 

radiazione: le due componenti stellari ed una nebulosità che avvolge l’intero sistema. Tale 

nebulosità avrebbe origine dalla gigante rossa che perde una considerevole quantità di massa 

sia per mezzo del vento stellare che per una sua pulsazione intrinseca. 

Fu proprio R Aqr a svelare l’arcano. Infatti, fino ai primi anni del ‘900 la stella era ritenuta 

una “normale” variabile a lungo periodo (tipo Mira). 

Nel 1919, uno spettro ottenuto al Mount Wilson mostrò la presenza di diverse righe in 

emissione appartenenti ad una nebulosa gassosa calda in aggiunta alle tipiche righe di una 

gigante rossa di tipo spettrale M7. Tale nebulosa, in seguito denominata Cederblad 211, 

venne effettivamente registrata nel 1921 su un’immagine presa da Carl Lampland al Lowell 

Observatory. 

L’anno seguente venne ottenuto uno spettro molto dettagliato, nel quale si osservavano 

le righe della stella M7, quelle della nebulosa e, in aggiunta, quelle del piccolo e caldo 

compagno, una nana bianca di tipo spettrale O-B. 

In un recente lavoro (MNRAS 384, 1277 -2008-) denominato IPHAS (INT-WFC 

Photometric Hα Survey) e riferito alla porzione boreale del piano galattico, sono state 

catalogate 4853 sorgenti puntiformi che esibiscono nei loro spettri la riga Hα in emissione. 

Tra queste vi è la stella IPHAS J2327+6109, una variabile simbiotica di magnitudine 18.31 

che ricade nel nostro campo e che siamo riusciti a catturare al limite della nostra fotografia, 

pur essendo l’oggetto localizzato al bordo sud della lastra. 



pag. 65

Identificazione ottica ed infrarossa della simbiotica IPHAS J2327+6109. 



pag. 66

Concludiamo la sezione stelle variabili con sette oggetti estratti dal Catalogo NSV (New 

Suspected Variables), ricordando che variazioni e tipologie sono tuttora oggetto di verifica e 

che il loro inserimento nel GCVS (General Catalogue of Variable Stars) avverrà solamente 

dopo accurate verifiche. 

NSV 14533, di magnitudine 15.50, venne scoperta da Cuno Hoffmeister nel 1936 

(Astronomische Nachrichten 259, 37). E’ interessante ricordare che Hoffmeister, in 

quell’articolo, riportò la scoperta di ben 604 nuove stelle variabili. La nostra variabile rientra 

anche in alcuni specifici cataloghi di stelle con riga Hα in emissione. 

Cartina di identificazione ottica della sospetta variabile NSV 14533. 



pag. 67

NSV 14513, corrispondente alle stelle SB 9-1440, HD 220057 ed HIP 115198, è una 

luminosa binaria spettroscopica di tipo spettrale B3 che varia tra le magnitudini 6.90 e 6.95. 

La sigla SB 9-1440 indica che è l’oggetto n. 1440 nel 9^ Catalogo di Binarie spettroscopiche 

compilato nel 2004 da D. Pourbaix et al. (Astronomy and Astrophysics 424, 727), 

successivamente aggiornato ed ampliato nel 2009. 

Identificazione ottica, al centro, della NSV 14513. 



pag. 68

Variazioni fotometriche del flusso ultravioletto della NSV 14513. 



pag. 69

NSV 26079 varia tra le magnitudini 15.90 e 16.7 ed è stata scoperta nel 1980 da W. Pfan 

(IBVS 1874); di tipo spettrale A2 è localizzata all’interno di M52. 

Cartina di identificazione ottica di NSV 26079 in M52. 



pag. 70

NSV 26063 è una brillante stella di magnitudine 6.41 e tipo spettrale K1, scoperta come 

variabile nel 1991 da V.G. Kornilov et al. (Sternberg Astronomical Institute Trudy 63, 3). 

La sospetta variabile NSV 26063. 



pag. 71

NSV 26080 è localizzata nell’ammasso aperto Czernik 43 (vedi oltre). Scoperta da I. 

Platais nel 1979 (Astr. Tsirk. 1050), varia tra le magnitudini 16.40 e 17.3 ed appartiene, 

probabilmente, alla categoria delle SRD. 

Queste sono delle variabili giganti semiregolari di tipo spettrale F, G o K che, talvolta, 

presentano nei loro spettri delle righe in emissione. Le loro variazioni vanno da 0.1 a 4 

magnitudini, con periodi da 30 a 1100 giorni. 

Identificazione ottica della sospetta semiregolare NSV 26080. 



pag. 72

NSV 14571 ed NSV 14583 sono state entrambe scoperte da M.P. Fitzgerald nel 1973 

(Astronomy and Astrophysics Supplement Series 9, 297). 

La prima è una supergigante di tipo spettrale A2 che varia tra le magnitudini 8,72 ed 

8.86. 

La seconda, di tipo B9, oscilla tra i valori 9.63 e 9.74. 

Cartina di identificazione ottica della sospetta variabile NSV 14571. 



pag. 73

Id. c.s. ma per NSV 14583: si noti la vicinanza (prospettica?) con un’altra stella poco 

meno luminosa a nord-est. 



pag. 74



tipo nome AR 2000 DEC 2000 range mag. rif. 

Mira MP Cas 23 20 39.5 61 13 52 17.8-


Nei pressi di NGC 7635 troviamo l’unica nebulosa planetaria, peraltro molto debole, 

presente nel campo della nostra immagine. 

La sua natura di planetaria è stata scoperta solo di recente. 

Una tipica nebulosa planetaria scoperta di recente analizzando i dati di alcune surveys 

infrarosse, che hanno rilevato alcune sue righe spettrali in emissione. 



pag. 76

Di fatto il nostro oggetto, denominato PNG 112.2+00.2 (coordinate galattiche), è stato 

scoperto dall’analisi del citato catalogo IPHAS sulla base di caratteristiche emissioni Hα. 

Il compendio, pubblicato nel 2009 da K. Viironen et al. (Astronomy and Astrophysics 

504, 291), raccoglie i dati su 1005 oggetti candidati nebulose planetarie (di cui solo 224 già 

note). 

Questo oggetto è sicuramente una planetaria giovane, in quanto anche le immagini a più 

alta risoluzione non mostrano un’evidente presenza di nebulosità attorno alla stella centrale. 

Identificazione ottica della giovane nebulosa planetaria PNG 112.2+00.2, posta poco a 

sud-est di NGC 7635. 



tipo nome AR 2000 DEC 2000 rif. 

PN PNG 112.2+00.2 23 21 00.3 61 09 41 41 



pag. 77


Poco a sud-est di M52 si trova un ammasso aperto piuttosto sparso e, pertanto, di non 

facile individuazione. 

Questo agglomerato stellare è stato scoperto da M. Czernik nel 1966 (Acta Astronomica 

16 93) ed è noto come Czernik 43, oltre che con altre designazioni quali OCL 261, Lund 

1035 e COCD 513. 

Si tratta di un ammasso del diametro apparente di 14’, corrispondenti ad 1.8 parsec posto 

che la sua distanza dal Sole è di circa 2500 parsec (ricordiamo che il parsec equivale a 3.26 

anni luce). 

Che si tratti di un ammasso giovane lo si evince dal diagramma colore-magnitudine sotto 

riportato: si veda soprattutto il riquadro V-I dove le sue stelle si dispongono in una striscia 

quasi verticale, piegata a sinistra, mentre per gli ammassi globulari, molto più vecchi, la 

striscia piega decisamente verso destra (in una prossima scheda parleremo più diffusamente 

del diagramma colore-magnitudine e delle sue implicazioni negli studi sull’evoluzione 

stellare). 

Diagramma colore-magnitudine dell’ammasso aperto Czernik 43. 



pag. 78

Mappa di Czernik 43 –a destra- e di altri due giovani ammassi aperti, Basel 11b e King 

14. 

Cartina di identificazione ottica di Czernik 43. 



pag. 79

Per i più curiosi, ricordiamo che gli storici lavori sugli ammassi aperti sono essenzialmente 

due pubblicazioni, alle quali hanno attinto tutte le generazioni di astronomi che si sono 

dedicati a questa branca della ricerca astronomica. 

Il primo, pubblicato in forma quasi artigianale ma molto interessante (sono pochi gli 

astrofili che ne possiedono una copia) è il “Catalogue of Stellar Clusters and Associations”, 

pubblicato nel 1970 da G. Alter, B. Balasz e J. Ruprecht (Akademiai Kiado – Budapest). 

Il secondo è il “Supplement 1” al precedente, ed è stato pubblicato nel 1982 da J. Ruprecht, 

B. Balasz ed R.E. White (Akademiai Kiado, Bull. Inf. CDS 22). 

Accenniamo ora a BDS 44, giovanissimo ammasso scoperto nell’infrarosso da E. 

Bica, C.M. Dutra, J. Soares e B. Barbuy (Astronomy and Astrophysics 404, 223 -2003-), 

analizzando l’atlante ottenuto nel corso della 2MASS nelle zone boreale ed equatoriale della 

Via Lattea. Nel corso di tale ricerca sono stati scoperti 167 nuovi ammassi e/o gruppi stellari, 

quasi tutti appena percettibili nel visuale, posizionati nelle immediate vicinanze di altrettante 

nebulose. 

BDS 44 è localizzato all’interno della nebulosa NGC 7635. 

L’ammasso aperto BDS 44 risulta appena visibile al centro della “bolla” di NGC 7635. 



pag. 80

Nell’immagine profonda infrarossa si distingue nettamente la presenza di BDS 44. 

Le Associazioni OB, spesso accomunate agli ammassi aperti, sono gruppi sparsi contenenti 

da 10 a parecchie centinaia di giovani stelle di tipo spettrale O e B dispiegate in aree delle 

dimensioni fino a centinaia di anni luce. Si tratta di stelle coeve, formatesi all’interno della 

medesima nube interstellare, troppo distanziate le une dalle altre per formare un ammasso 

più o meno compatto; tali associazioni non sono pertanto legate gravitazionalmente ed i loro 

membri tendono a disperdersi nel tempo. 

Le radiazioni emesse dalle calde stelle OB ionizzano l’ambiente circostante e portano alla 

formazione delle cosiddette regioni HII (o sfere di Stromgren). 



pag. 81

Il nostro campo è attraversato da una di tali associazioni, denominata Cas OB2, che ha 

generato la formazione di alcune regioni HII tra cui la Sharpless 2-157 (fuori campo). 

La distanza dell’associazione è tuttora incerta, con stime che vanno da 2500 a 3390 

parsec. 

Localizzazione dell’associazione stellare Cas OB2, indicata con contorno giallo. La 

freccia marca la posizione della regione HII denominata Sh 2-157. 



pag. 82

La zona centrale di Cas OB2, ricca di giovani e calde stelle dei primi tipi spettrali. 



tipo nome AR 2000 DEC 2000 n. stelle rif. 

amm. aperto Czernik 43 23 25 48 61 19 00 15? 15 

amm. aperto BDS 44 23 20 41 61 11 36 ? 11 

Assoc. Cas OB2 23 19 18 61 09 ? 13 



pag. 83


Le nebulose oscure, come noto, sono delle regioni celesti dominate da polveri e gas, 

apparentemente prive di stelle, anche se gli studi più recenti hanno evidenziato che, nelle 

loro zone centrali, spesso si annidano piccole condensazioni di materia al cui interno stanno 

per nascere (o sono appena nati) giovanissimi oggetti stellari denominati YSO (Young Stellar 

Objects). 

Tipiche nebulose oscure in cui si nota l’assenza di brillanti stelle al loro interno. 



pag. 84

Pioniere degli studi su questi oggetti è stato, tra gli altri, Beverly T. Lynds che, nel 1962, 

pubblicò il primo esteso catalogo (in seguito revisionato ed ampliato) contenente i dati su 

1791 nubi oscure (Astrophysical Journal Supplement 7, 1) rilevate nelle lastre della prima 

POSS (Palomar Observatory Sky Survey). 

Distribuzione, in coordinate galattiche, delle nebulose oscure catalogate da Lynds: si 

noti come tutti gli oggetti siano distribuiti lungo il piano galattico. 

Molto più di recente, C.M. Dutra ed E. Bica hanno ampliato il lavoro di Lynds, producendo 

un catalogo di 5004 nubi oscure esteso anche alla porzione di cielo australe non coperto dalla 

POSS. 

La distribuzione, sempre in coordinate galattiche, delle nubi oscure catalogate da Dutra 

e Bica: appare evidente la notevole estensione rispetto al lavoro di Lynds. 



pag. 85

In campo abbiamo una di tali nubi, la LDN 1231, corrispondente alla DC 111.97+0.40 di 

Dutra-Bica. Si tratta di un oggetto piuttosto stretto ed allungato, che copre circa 0.013 gradi 

quadrati. 

Identificazione ottica della nebulosa oscura LDN 1231, ben visibile nella parte alta 

dell’immagine. 




neb. osc. LDN 1231 23 18 11 61 16 25 23 



pag. 86


Vi è una sola nebulosa brillante in campo, ma si tratta di un oggetto molto famoso, 

fotografato e ripreso in molte bande dello spettro elettromagnetico. 

Stiamo parlando di NGC 7635, nota come “Bubble Nebula”, LBN 548/49, Sh 2-162 e Ced 

210, un oggetto del diametro di circa 40’. 

Identificato per la prima volta da William Herschel nel 1787, fu in seguito inclusa 

(erroneamente), nel Catalogo di Nebulose Planetarie di Lubos Perek a causa della sua forma 

circolare. Si tratta invece di una nebulosa ad emissione ionizzata da una giovane stella di 

magnitudine 8.7 posta nella zona centrale. La stella, di tipo Wolf-Rayet, emette un vento alla 

velocità di 2000 km/s che è responsabile della ionizzazione dell’intera nube. La sua distanza 

è stimata in 11.000 anni luce ed il raggio effettivo della bolla è pari a 5 anni luce. 

A seguire, presentiamo alcune caratteristiche immagini della nebulosa, ottenute con varie 

tecniche in diverse regioni spettrali. 

L’immagine è stata ottenuta nell’x dal satellite ROSAT: NGC 7635 è indicata verso il 

bordo destro, poco sotto il centro. 



pag. 87

Identificazione nell’ottico, nel negativo della Digitized Sky Survey. 



pag. 88

Ripresa ottica a grande campo di tutto il complesso. 



pag. 89

Immagine della parte centrale, sempre nell’ottico. 

Primo piano della parte superiore della bolla, ottenuta dal telescopio spaziale Hubble. 



pag. 90

La ripresa, a grande campo, è stata ottenuta mediante interposizione di un filtro centrato 

sulla riga Hα dell’idrogeno; NGC 7635 è visibile a sinistra del centro, con M52 poco più in 

alto a sinistra. 



pag. 91


Radiomappa di NGC 7635 ottenuta nel corso della NVSS. 



neb. emissione NGC 7635 23 20 45 61 12 45 30 



pag. 92

GALASSIE 

Se alcuni anni orsono qualcuno avesse parlato dell’esistenza di galassie in 

Cassiopeia, come pure in altre costellazioni attraversate dal piano della Via 

Lattea, non sarebbe certo stato facile credergli. 

Il piano galattico, infatti, per gli studi intergalattici veniva definito come ZOA 

(Zone of Avoidance), una “zona da evitare” in quanto la presenza di spesse 

coltri di nubi di polveri e gas precludevano la scoperta di oggetti extragalattici 

retrostanti. 

Poi sono divenute disponibili profonde surveys nel rosso, a cui hanno attinto 

astronomi come Weinbeger e Saito i quali, in distinte ricerche, hanno scoperto 

numerose galassie, per lo più molto deboli, mascherate tra le grandi quantità di 

stelle interposte. 

Così la ZOA non è più stata una zona da evitare, bensì una regione da esplorare 

con sempre maggiore attenzione. 

In seguito è arrivata la 2MASS che, operando nell’infrarosso (molto più 

trasparente rispetto al rosso), ha svelato la presenza di una miriade di galassie. 

Ricordiamo in proposito che le due famose galassie Maffei 1 e 2 sono state 

scoperte dall’indimenticato Paolo Maffei proprio durante l’analisi di lastre 

infrarosse. 



pag. 93

Nel 2004, gli astronomi russi S.N. Mitronova, I.D. Karachentsev et al. Hanno condotto 

una ricerca sul database della 2MASS al fine di individuare la presenza di oggetti estesi 

qualificabili come galassie (BSAO 57, 5). 

Tale ricerca ha prodotto un catalogo, denominato 2MFGC (2MASS Flat Galaxy Catalogue), 

contenente 18.020 oggetti. Si tratta pur sempre di oggetti di non facile individuazione ottica; 

uno solo di essi rientra nel nostro campo, ma siamo comunque riusciti a catturarlo, seppure 

al limite dell’esposizione. 

Si tratta di 2MFGC 17563, una probabile galassia a disco di magnitudini infrarosse J13.13, 

H12.89 e K12.45, prospetticamente posta tra due deboli stelle galattiche. 

Cartina di identificazione ottica (nel rosso) di 2MFGC 17563, posta tra due deboli 

stelline; si noti, poco a sinistra, la presenza di un’altra debole galassia, probabilmente di 

tipo spirale vista quasi di taglio. 



pag. 94

Nella ripresa 2MASS la nostra galassia appare ben più visibile rispetto alla precedente 

immagine. 

Somma delle riprese nelle tre bande fotometriche JHK centrata su 2MFGC 17563; anche 

qui si nota la debole galassia spirale a sinistra. 



pag. 95

Concludiamo presentando alcune deboli galassie 2MASX (dove la x sta per extended) 

selezionate, tra le molte presenti nel campo, in quanto appaiono tra le più luminose. Sono 

comunque tutti oggetti rilevati al limite della nostra esposizione. 

Cartina di identificazione ottica di 2MASX J23230+6135. 



pag. 96

Immagine 2MASS della suddetta galassia. 



pag. 97

Id. c.s. ma per 2MASX J23217+6129. 



pag. 98

Immagine 2MASS della suddetta galassia. 



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Immagine 2MASS della predetta galassia. 



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Immagine 2MASS della predetta galassia. 

GALASSIE 

tipo nome AR 2000 DEC 2000 mag. rif. 

S? 2MFGC 17563 23 22 49.1 62 02 59 J13.83 10 

2MASX J23230+6135 23 23 05.4 61 35 54 1 

2MASX J23217+6129 23 21 49.0 61 29 54 5 

2MASX J23210+6138 23 21 01.9 61 38 41 4 

2MASX J23230+6120 23 23 03.0 61 20 12 6 

2MASX J23200+6120 23 20 05.1 61 20 11 2 

2MASX J23234+6110 23 23 27.8 61 10 13 7 

2MASX J23208+6111 23 20 53.2 61 11 05 3 

2MASX J23242+6110 23 24 13.5 61 10 24 8 

2MASX J23269+6156 23 26 55.5 61 56 51 9 

M. Amoretti 

R. Monella 

Elaborazione grafica di Mario Vignali 



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I dintorni degli oggetti MESSIER M52 - Vialattea.net

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