I dintorni degli oggetti MESSIER M52 - Vialattea.net
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<strong>M52</strong><br />
STELLE<br />
STELLE VARIABILI<br />
NEBULOSE PLANETARIE<br />
AMMASSI APERTI<br />
NEBULOSE OSCURE<br />
NEBULOSE BRILLANTI<br />
GALASSIE<br />
Il nostro oggetto è localizzato nella costellazione Cassiopeia, la quale ospita un<br />
altro oggetto di Messier –M103- anch’esso un ammasso aperto.<br />
Rappresentazione della costellazione Cassiopeia, con individuate le posizioni<br />
dei due ammassi aperti <strong>M52</strong> ed M103.<br />
M E S S I E R<br />
I <strong>dintorni</strong> I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 1
Ricordiamo che Messier era, essenzialmente, un cacciatore di comete e che il famoso<br />
Catalogo venne da lui compilato soprattutto per evitare “di scambiare un oggetto fisso con<br />
una cometa”.<br />
Guarda caso, la notte del 7.9.1774 egli stava proprio osservando una cometa quando scoprì<br />
<strong>M52</strong>.<br />
Tenendo presente l’evidente asterismo a “W” che caratterizza la costellazione Cassiopeia,<br />
<strong>M52</strong> può essere individuato prolungando idealmente la linea che parte da Shedir (α Cas) e<br />
passa per Caph (β Cas).<br />
Localizzazione di <strong>M52</strong> utilizzando il prolungamento della linea che congiunge le stelle<br />
Shedir e Caph.<br />
Come noto, Cassiopeia è attraversata dalla Via Lattea e, pertanto, risulta ricchissima<br />
di stelle, il che preclude l’osservazione di <strong>oggetti</strong> extragalattici. Vedremo infatti che, pur<br />
trovandosi nel nostro campo diverse, deboli galassie, la loro individuazione risulta alquanto<br />
difficoltosa; non per niente tali <strong>oggetti</strong> sono stati scoperti mediante le osservazioni infrarosse<br />
della survey 2MASS.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 2
A livello di pura curiosità segnaliamo che, in campo, si trova anche una pulsar e, più<br />
precisamente, la PSR J2326+6113, debolissimo oggetto posto alla distanza di 4820 parsec e<br />
dotato di un moto rotatorio pari a 0.23365 secondi.<br />
Individuazione della posizione della PSR J2326+6113, al centro del reticolo; il puntino<br />
centrale definisce l’esatta ubicazione dell’oggetto, peraltro non visibile nell’immagine<br />
ricavata dalla Digitized Sky Survey.<br />
Allorquando una stella massiccia, esaurito il combustibile nucleare, termina la propria vita,<br />
si ha un’esplosione di supernova che lascia, come residuo, un oggetto compatto detto anche<br />
“stella di neutroni”. L’esplosione, infatti, genera anche un’implosione che forza gli elettroni<br />
a fondersi con i protoni generando, appunto, i neutroni. L’oggetto assume un raggio di circa<br />
10 km ma con una massa di circa 1.4 masse solari. Si calcola che un singolo cucchiaino di<br />
materiale di una stella di neutroni pesi quanto una montagna.<br />
A causa della conservazione del momento angolare (proprio della stella progenitrice)<br />
la stella collassata, avendo drasticamente diminuito il suo raggio, nasce con un periodo<br />
rotazionale estremamente breve.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 3
Le pulsars, acronimo inglese di “pulsating radio sources”, sono stelle di neutroni<br />
rapidamente rotanti, con campo mag<strong>net</strong>ico elevatissimo e che emettono un fascio collimato<br />
di onde radio. Questo fascio, provenendo dai poli mag<strong>net</strong>ici della pulsar, è confinato entro un<br />
piccolo cono di emissione cosicchè, se l’asse mag<strong>net</strong>ico non è allineato con quello rotazionale,<br />
la stella si comporta come una specie di faro cosmico.<br />
Se tale fascio intercetta la linea congiungente la pulsar con la Terra, noi possiamo osservare<br />
un impulso radio ogni qualvolta il medesimo punta in direzione del nostro pia<strong>net</strong>a.<br />
Rappresentazione grafica della situazione in cui il fascio di onde radio emesso dai poli<br />
mag<strong>net</strong>ici di una pulsar intercetta la linea congiungente la stella collassata con la Terra,<br />
situazione che ci consente di registrare le emissioni coincidenti con il suo periodo di<br />
rotazione.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 4
Andiamo ora a presentare la nostra immagine che, come accennato in precedenza, è<br />
ricchissima di <strong>oggetti</strong> stellari<br />
Dati di ripresa:<br />
Osservatorio Astronomico Europa ’71 – Sanremo -IM-<br />
Data di ripresa: 13.12.2007<br />
Inizio ripresa: 23h 24m (TMEC)<br />
Tempo di esposizione: 60m<br />
Telescopio: Astro Physics GE-1200 GTO<br />
Camera: CCD SBIG STL 11000M in high resolution mode (pixels 9x9 μm)<br />
Filtro: Clear<br />
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pag. 5
STELLE<br />
STELLE<br />
Cominciamo con la presentazione di alcune stelle doppie e/o multiple.<br />
BLL 58 deve la sua sigla al fatto di essere stata scoperta da Sir Robert Stawell Ball,<br />
astronomo irlandese vissuto tra il 1840 ed il 1913.<br />
Egli lavorò per il famosissimo Lord Rosse tra il 1865 ed il 1867. Nel 1874 venne nominato<br />
Astronomo Reale d’Irlanda e Professore di Astronomia dell’Università di Dublino presso<br />
l’Osservatorio di Dunsink. Fu un grande divulgatore ed appassionato ricercatore di stelle<br />
doppie, pubblicando nelle Proceedings of the Royal Irish Academy i suoi lavori su tali tipi<br />
di astri.<br />
Un’allegra caricatura di Sir Robert Stawell Ball, matematico ed astronomo irlandese<br />
scopritore di molte stelle doppie.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 6
La nostra BLL 58, nota anche con le sigle CCDM 23243+6135, TDSC 63819, BD +60<br />
2532 ed HIC 115542, è un sistema quadruplo formato da quattro stelle luminose e facilmente<br />
separabili, posto in <strong>M52</strong>.<br />
Identificazione ottica del sistema quadruplo BLL 58.<br />
comp. A Mag. 8.6 Sep. 0” P.A. 0°<br />
“ B 11.1 44.4 167<br />
“ C 11.0 80.9 354<br />
“ D 10.7 130.7 64<br />
Tabella del sistema di BLL 58, con separazioni ed angoli di posizione riferiti alla<br />
componente A.<br />
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pag. 7
Spettro ultravioletto della componente A del sistema BLL 58, ottenuto dal satellite IUE.<br />
Il flusso della stella, in colore nero, mostra la presenza di numerose righe in emissione.<br />
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pag. 8
Passiamo ora ad una tripla, ES 1863, scoperta dal Rev. T.E. Espin in due tempi (nel 1903<br />
la componente ora denominata C e nel 1920 la B).<br />
Già in precedenti schede abbiamo accennato ai lavori condotti sulle stelle doppie da questo<br />
eclettico pastore protestante. Qui vogliamo solo ricordare che fu il fondatore, nel 1881, della<br />
Liverpool Astronomical Society, nata per raccogliere ed organizzare i lavori <strong>degli</strong> astrofili<br />
residenti nella zona.<br />
Stemma della Liverpool Astronomical Society, fondata da Espin nel 1881.<br />
La sede storica della Liverpool Astronomical Society, dove Espin effettuò quasi tutte le<br />
sue scoperte di stelle doppie.<br />
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La stella porta anche la sigla ABH 171 in quanto misurata anche da un altro grande<br />
osservatore di stelle doppie, Helmut A. Abt.<br />
Anche in questo caso abbiamo a che fare con un sistema luminoso, con la componente B<br />
molto vicina alla principale (ecco perchè è stata scoperta solo successivamente).<br />
Cartina di identificazione ottica del sistema triplo ES 1863, che mostra chiaramente un<br />
aspetto allungato.<br />
comp. A Mag. 9.2 Sep. 0” P.A. 0°<br />
“ B 12.7 4.3 314<br />
“ C 11.1 10.6 159<br />
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pag. 10
Il sistema ES 1863così come visto nell’infrarosso dalla 2MASS.<br />
In precedenti schede abbiamo accennato a William J. Hussey, astronomo americano dai<br />
molteplici interessi che spaziavano dalle osservazioni pla<strong>net</strong>arie (specialmente di Marte) agli<br />
asteroidi, dalle eclissi solari alle stelle doppie.<br />
Direttore dell’Osservatorio di Detroit –Università del Michigan- verso la fine dell’ 800,<br />
fondò anche un Osservatorio presso Bloemfontein, in Sud Africa, ma, purtroppo, morì proprio<br />
alla vigilia della sua partenza per quella località. Il suo corpo venne cremato e la cassettina<br />
con le ceneri fu posta sotto le fondazioni della cupola del nuovo Osservatorio di Detroit.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 11
La cupola dell’Osservatorio di Detroit sotto la cui sede riposano le ceneri di William J.<br />
Hussey.<br />
Ad Hussey si deve la scoperta di numerose stelle doppie una delle quali, la HU 997, rientra<br />
nel campo della nostra immagine.<br />
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pag. 12
Si tratta di un sistema molto stretto e difficilmente separabile, essendo la secondaria<br />
separata di soli 0”.4 in angolo di posizione (p.a.) 141°. La coppia, piuttosto luminosa, rientra<br />
anche nel Tycho Double Star Catalogue con la sigla TDSC 63739.<br />
Identificazione ottica della doppia stretta HU 997: come si può notare, neanche la DSS è<br />
riuscita a separare le due componenti.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 13
Ancora la HU 997come vista nell’infrarosso dalla 2MASS (poco sotto a destra del<br />
centro).<br />
Nel 2002, a cura di C. Fabricious et al. (Astronomy and Astrophysics 384, 180), è stato<br />
pubblicato il sopracitato TDSC, un compendio di 103.259 stelle appartenenti a sistemi doppi<br />
e multipli, derivati dall’esperimento Tycho a bordo del satellite astrometrico dell’ ESA<br />
denominato HIPPARCOS.<br />
Copertura della volta celeste del catalogo TDSC in coordinate galattiche.<br />
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pag. 14
Tipica mappa del TDSC: i due cerchi bianchi attorno alla stella più brillante indicano<br />
che si tratta di un sistema doppio.<br />
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pag. 15
Da questo catalogo abbiamo estratto la TDSC 63826, una supergigante blu di tipo spettrale<br />
B7 e magnitudine 10.80, con un compagno di magnitudine 12.27 posto a soli 1”.76 in p.a.<br />
325°.5, quindi difficilissimo da separare.<br />
Identificazioni nell’ottico –sopra- ed infrarosso –sotto- della doppia stretta TDSC 63826.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 16
Passiamo ora a due sistemi scoperti nel 1932 da J. Stein-Schabes, entrambi localizzati<br />
all’interno di <strong>M52</strong>.<br />
STI 1175 è composto da due stelle di magnitudine 11.0 ed 11.9, separate di 13”.6 in p.a.<br />
310° ed il loro legame fisico (difficile da valutare di primo acchito stante la presenza di molte<br />
stelle vicine) è stato determinato dall’analisi dei rispettivi moti propri.<br />
Cartine di identificazione ottica ed infrarossa del sistema doppio STI 1175.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 17
STI 1177 è posto poco ad est del precedente ed è formato da due astri di magnitudine 11.14<br />
ed 11.50, separati di 11”.4 in p.a. 279°.<br />
Identificazione ottica del sistema STI 1177 (visibile anche nell’infrarosso nell’immagine<br />
2MASS di STI 1175).<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 18
OCA 1 è un sistema doppio estratto dal Washington Visual Double Star Catalogue (The<br />
Astronomical Journal 122, 3466 -2001-) per il quale, nonostante varie ricerche, non siamo<br />
riusciti a scovare il significato della denominazione.<br />
Si tratta comunque di due stelle di magnitudine 11.50 e 13.40, separate di 5”.9 in p.a. 177°,<br />
che nelle immagini formano una specie di “8”.<br />
La caratteristica forma ad “8” del sistema OCA 1 appare ben visibile sia nell’immagine<br />
ottica che in quella infrarossa.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 19
Ultimo sistema è la tripla MLR 512, scoperta da P. Muller nel 1938 con il rifrattore da<br />
16cm dell’Osservatorio di Strasburgo.<br />
Ricordiamo che, attualmente, l’Osservatorio è diventato la sede del CDS (Centre des<br />
Données Stellaires) presso il quale sono disponibili i famosissimi database “Simbad” e<br />
“VizieR”, una vera e propria manna per la ricerca di dati ed informazioni su tutti gli <strong>oggetti</strong><br />
celesti al di fuori del sistema solare.<br />
La sede dell’Osservatorio Astronomico di Strasburgo in un’immagine invernale.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 20
Lo storico rifrattore da 16cm dell’Osservatorio di Strasburgo, utilizzato da P. Muller<br />
nelle sue osservazioni sulle stelle doppie.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 21
MLR 512 è composta da una coppia strettissima AB (mag. 10.57 e 10.64) separata di soli<br />
0”.4 in p.a. 307°, affiancata da un terzo compagno C (mag. 13.20) appena percettibile a 6”.9<br />
in p.a. 71°.<br />
Nell’immagine ottica –sopra- il sistema MLR 512 appare come una stella singola, mentre<br />
nell’infrarosso –sotto- la componente C si mostra come una debole protuberanza a nord-est.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 22
La Dearborn Survey è il risultato di una ricerca di deboli stelle rosse condotta al Dearborn<br />
Observatory tra il 1932 ed il 1947.<br />
Il riflettore del Dearborn Observatory con il quale è stata condotta l’omonima survey.<br />
Il programma ha coperto la zona celeste tra le declinazioni -4°.5 e +90° e consiste di oltre<br />
1800 lastre e spettrogrammi, questi ultimi ottenuti mediante l’applicazione di un prisma<br />
obiettivo con emulsioni sensibili al rosso. In totale sono state classificate 44.076 stelle (O.J.<br />
Lee et al., Annals Dearborn 1, 5 -1947-).<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 23
In campo abbiamo due stelle appartenenti al predetto catalogo, che andiamo ad illustrare<br />
in uno con le relative cartine, ricordando come il loro colore rosso risulti efficacemente<br />
soprattutto nelle immagini 2MASS.<br />
DO 42964 è una stella di magnitudine 11.1 e tipo spettrale M2.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 24
DO 43031 è un po’ più luminosa della precedente, essendo di magnitudine 10.7 e di tipo<br />
spettrale M0.<br />
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pag. 25
Nel 2007, presso il Lowell Observatory di Flagstaff –Arizona- è stato realizzato, a cura di<br />
Brian A. Skiff, il programma LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search), il<br />
cui scopo è stato quello di determinare un reticolo di stelle per le quali sono state ottenute le<br />
magnitudini nel sistema UBVRI di Johnson-Cousins, utili per fotometrare eventuali asteroidi<br />
vicini “di passaggio”.<br />
L’edificio del LONEOS presso il Lowell Observatory.<br />
In genere si tratta di stelle piuttosto deboli, le cui magnitudini potrebbero essere comparabili<br />
a quelle <strong>degli</strong> eventuali asteroidi da studiare.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
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pag. 26
Due di tali stelle compaiono nel nostro campo: si tratta di NGC 7654-25 di magnitudine<br />
15.35 e di P110-W, di magnitudine 14.64, entrambe poste in <strong>M52</strong>.<br />
Identificazione ottica di NGC 7654-25, situata nei pressi di BLL 58C.<br />
Id. c.s. ma per P110-W.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 27
Le stelle OB sono astri caldi e massicci, di tipo spettrale O o B, che si formano in sparsi<br />
ma organizzati gruppi denominati “Associazioni OB”. Si tratta di <strong>oggetti</strong> dalla breve vita in<br />
quanto esauriscono in fretta il combustibile nucleare. Pertanto si spostano di poco all’interno<br />
delle zone in cui si formano.<br />
Durante la loro evoluzione emettono copiosi venti stellari di radiazione ultravioletta che<br />
ionizzano rapidamente il gas interstellare circostante, solitamente contenuto in gigantesche<br />
nubi molecolari, dando origine alle cosiddette regioni HII (idrogeno ionizzato).<br />
Alcune stelle OB stanno ionizzando una grande nube molecolare, in una bellissima<br />
immagine ottenuta dal satellite Herschel, da poco immesso in orbita.<br />
Nel 1970, L.R. Wackerling ha realizzato un catalogo di 5326 stelle di tipo OB (MRAS 73,<br />
153) che, ovviamente, si trovano lungo il piano della Via Lattea, ricco di nubi molecolari e<br />
regioni HII.<br />
Il piano galattico esplorato nel lavoro di Wackerling sulle stelle OB –indicate da<br />
crocette-.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 28
Tale piano passa anche per la costellazione Cassiopeia e, nel nostro campo, troviamo la<br />
Wack 5226, brillante astro di magnitudine 12.9.<br />
Identificazione ottica della calda stella di tipo OB denominata Wack 5226.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 29
Restiamo ancora nel campo delle stelle OB per ricordare una serie di lavori (6 per<br />
la precisione) pubblicati dall’Osservatorio di Hamburg-Bergedorf, in Germania, in<br />
collaborazione con il Warner & Swasey Observatory –USA- tra il 1959 ed il 1965.<br />
La storica sede dell’Osservatorio di Hamburg-Bergedorf.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 30
Il compendio, curato da J. Hardorp e collaboratori, riguarda le stelle luminose nella<br />
porzione boreale della Via Lattea e contiene i dati di 7392 stelle OB catalogate con la sigla<br />
LS (Luminous Star) seguita dalla zona di declinazione (nel nostro caso +61°) e da un numero<br />
di serie.<br />
Nel campo ricade una di tali stelle, denominata LS +61° 30. Si tratta di una luminosissima<br />
stella che, però, appare di magnitudine 12.9 in quanto trovasi a grande distanza.<br />
Identificazione ottica –al centro- della luminosa stella LS +61° 30, che qui appare di<br />
modesta luminosità a motivo della grande distanza dal Sole.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 31
Chissà quante volte i nostri lettori avranno trovato delle stelle con la sigla “HD”, assegnata<br />
quasi sempre a stelle piuttosto brillanti: vale proprio la pena raccontarne brevemente la<br />
storia.<br />
Tutto nasce con Henry Draper (da cui la sigla), astronomo americano pioniere della<br />
spettroscopia astronomica. Nato nel 1837, superò tutti i corsi per la laurea in medicina a soli<br />
20 anni e, quindi, essendo troppo giovane per diventare “graduate”, venne inviato in Europa<br />
per il suo perfezionamento scientifico.<br />
Durante un periodo trascorso in Irlanda, conobbe l’astronomo William Parson e ne<br />
venne fortemente influenzato. Di conseguenza, spostò totalmente i suoi interessi verso la<br />
realizzazione di telescopi e la fotografia, facendone la propria ragione di vita professionale.<br />
Rientrato negli Stati Uniti iniziò a costruire un telescopio che venne installato nella casa<br />
paterna ad Hastings, presso New York.<br />
Il giovane Henry Draper con il telescopio auto costruito ad Hastings: nella parte<br />
posteriore dello strumento si può notare la presenza dello spettrografo.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 32
I suoi primi studi furono rivolti all’analisi <strong>degli</strong> spettri <strong>degli</strong> elementi chimici più comuni e<br />
fotografando anche lo spettro solare. Nel 1873 produsse il suo primo spettrografo in grado di<br />
stabilire le origini delle righe mediante l’accoppiamento con spettri di elementi noti, artificio<br />
che consentiva l’immediata identificazione dei composti responsabili dell’emissione (o<br />
dell’assorbimento).<br />
Uno <strong>degli</strong> ultimi ritratti di Henry Draper, ottenuto poco prima della sua morte.<br />
Da allora si dedicò all’acquisizione di spettri di alta qualità di <strong>oggetti</strong> celesti, ma la morte<br />
lo colse nel 1882, quando già gli era venuta l’idea di classificare spettroscopicamente le più<br />
brillanti stelle.<br />
La sua vedova istituì un fondo per supportare le ricerche sugli spettri stellari e così, nel<br />
1886, un gruppo di astronomi dell’Harvard College Observatory iniziò un programma volto<br />
a stabilire un utile schema di classificazione delle stelle ed un catalogo di spettri.<br />
Il progetto di Harvard, denominato “Henry Draper Catalogue”, fu completato nel 1897: si<br />
trattò della prima, importante classificazione delle stelle sulla base dei loro spettri.<br />
Il primo e definitivo catalogo (HD) venne pubblicato tra il 1918 ed il 1924, con la<br />
classificazione spettroscopica di 225.300 stelle.<br />
Tra il 1925 ed il 1926 seguì l’Henry Draper Extension (HDE) con altre 46.850 stelle ed,<br />
ancor più tardi tra il 1937 ed il 1949, l’Henry Draper Extension Charts (HDEC) con ulteriori<br />
86.933 stelle.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 33
In tutto vennero quindi classificate 359.083 stelle.<br />
I principali artefici dell’HD furono Annie Jump Cannon ed Edward Charles Pickering che,<br />
insieme, pubblicarono l’HD, mentre la sola Cannon curò l’HDE.<br />
Annie Jump Cannon, autrice dell’HD e dell’HDE, ripresa nel suo studio ad Harvard.<br />
Edward Charles Pickering, coautore dell’HD con la Cannon.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 34
Il cosiddetto “Harem di Pickering”presso l’Harvard College Observatory. L’astronomo<br />
americano si era circondato, infatti, di uno staff di abili ricercatrici, tra cui Annie Jump<br />
Cannon (in seconda fila, a destra, con i capelli grigi).<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 35
La Cannon, per la classificazione spettrale delle stelle HD, utilizzò parte dei tipi di lettere<br />
che Draper aveva introdotto nel suo “Catalogue of Stellar Spectra” e nacque così la famosa<br />
sequenza “O, B, A, F, G, K, M” che classifica, in sequenza, le stelle dalle più calde alle più<br />
fredde.<br />
Tale classificazione, con alcune integrazioni, è quella tuttora universalmente adottata dalla<br />
comunità astronomica.<br />
La tabella indica le principali caratteristiche delle stelle sulla base della loro<br />
classificazione spettrale: il Sole appartiene alla classe G.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 36
Tra le varie stelle HD presenti nel campo della nostra immagine presentiamo la HD 220180,<br />
una supergigante di magnitudine 8.22 e tipo spettrale G7II.<br />
Identificazione ottica ed infrarossa della supergigante HD 220180.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 37
La maggior parte delle stelle presenta spettri dominati dalle righe in assorbimento, ma ve<br />
ne sono alcune dotate di intense righe in emissione.<br />
Tra queste vi sono le cosiddette stelle Hα, così chiamate in quanto mostrano tale riga,<br />
dovuta all’idrogeno, presente nella parte rossa dello spettro.<br />
Tipico spettro di una stella Hα: sono molto evidenti le righe in emissione tra 550 e 650<br />
nanometri.<br />
Nel 1997, L. Kohoutek ed R. Wehmeyer hanno pubblicato un catalogo di 4174 stelle<br />
appartenenti al piano galattico e caratterizzate da spettri con la riga Hα in emissione. Il<br />
lavoro è stato ricavato analizzando le lastre rosse ottenute tra il 1964 ed il 1970 al telescopio<br />
Schmidt dell’Osservatorio Hamburg-Bergedorf.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 38
Una di queste, K 68-9, rientra nel nostro campo. Si tratta di un debole oggetto di magnitudine<br />
15.10 che compare anche come sorgente di raggi x nei cataloghi 2RXP ed 1WGA, ricavati<br />
dalle osservazioni del satellite ROSAT.<br />
Identificazione ottica ed infrarossa della stella K 68-9, caratterizzata dalla presenza<br />
delle righe spettrali in emissione dell’idrogeno.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 39
Le stelle al carbonio sono delle giganti di tipo spettrale avanzato simili alle giganti rosse<br />
(ed occasionalmente anche alle nane rosse) la cui atmosfera contiene una grande quantità<br />
di carbonio. Questo elemento si combina con l’ossigeno (meno abbondante) presente nella<br />
parte alta dell’atmosfera per formare monossido di carbonio. In tale modo l’ossigeno viene<br />
rapidamente consumato e così gli atomi di carbonio sono liberi di formare altri composti,<br />
conferendo alla stella un aspetto “fumoso”.<br />
Una stella al carbonio in un’immagine ottenuta al radiotelescopio IRAM: attorno alla<br />
stella si nota chiaramente l’anello di composti del carbonio.<br />
Storicamente, le stelle al carbonio possiedono caratteristiche spettrali ben definite<br />
e che vennero fissate per la prima volta nel 1860 da Padre Angelo Secchi, pioniere della<br />
spettroscopia astronomica.<br />
Nel 2001, A. Alksnis e collaboratori hanno pubblicato un compendio, revisionato ed<br />
ampliato, di un precedente catalogo curato da C.B. Stephenson, del Warner & Swasey<br />
Observatory, sulle stelle al carbonio.<br />
Il compendio contiene i dati di 6891 stelle, per le quali vengono forniti posizioni, dati<br />
fotometrici e tipi spettrali.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 40
In campo abbiamo la CGCS 5875 (la sigla sta per Catalogue of Galactic Carbon Stars),<br />
astro di magnitudine 14.5.<br />
Cartina di identificazione ottica della stella al carbonio CGCS 5875.<br />
In astrofisica, le “stelle peculiari” sono quelle che possiedono abbondanze metalliche<br />
inusuali, almeno nelle parti più esterne delle loro atmosfere.<br />
Si tratta di caldi <strong>oggetti</strong> appartenenti alla sequenza principale, nei quali è ancora in corso<br />
il bruciamento dell’idrogeno e che, solitamente, vengono suddivisi in quattro classi.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 41
- Le stelle “Am” mostrano nei loro spettri deboli righe del calcio e dello scandio, con<br />
forti abbondanze di metalli pesanti come lo zinco, lo stronzio, lo zirconio ed il bario; sono<br />
solitamente rotatori lenti e possiedono temperature effettive di 7-10.000 °K, spesso membri<br />
di sistemi binari stretti;<br />
Porzione dello spettro (in colore blu) della peculiare stella Am denominata 63 Tau, dove<br />
sono molto intense le righe in assorbimento del bario e dello stronzio. Per comparazione<br />
viene presentato lo spettro di Vega, di tipo A ma normale.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 42
- Le stelle “Ap” sono caratterizzate da intensi campi mag<strong>net</strong>ici e notevoli abbondanze di<br />
silicio, cromo, stronzio, europio e mercurio; anch’esse ruotano lentamente, ma sono un po’<br />
più calde delle precedenti, con temperature da 8000 a 15000 °K;<br />
Spettro di theta Aurigae, stella Ap: si notino le intense righe metalliche in assorbimento.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 43
- Le “HgMn” sono spesso associate alle Ap ma i loro campi mag<strong>net</strong>ici sono meno intensi.<br />
Come dice il loro nome, presentano intense righe del mercurio e del manganese; sono i rotatori<br />
più lenti della categoria, con temperature comprese tra 10000 e 15000 °K;<br />
Spettro di α Andromedae, di tipo HgMn.<br />
- Le “He weak” mostrano le righe dell’elio molto più deboli di quanto ci si attenda dal<br />
loro colore.<br />
Le cause generali di tali peculiarità sono probabilmente generate da processi presenti poco<br />
dopo la loro formazione come la diffusione o gli effetti mag<strong>net</strong>ici nelle parti più periferiche<br />
delle loro atmosfere, mentre le regioni nucleari sarebbero abbastanza normali in termini di<br />
composizione chimica.<br />
P. Renson è uno dei maggiori studiosi di stelle peculiari ed, a partire dal 1991, ha<br />
pubblicato diversi lavori su tali <strong>oggetti</strong>. L’ultimo è uscito nel 2009 nella rivista Astronomy<br />
and Astrophysics (vol. 498, 961) e riporta i dati di 8205 stelle appartenenti a tutte e quattro le<br />
sottoclassi sopra riportate.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 44
In campo abbiamo la Re 60494, oggetto di magnitudine 12.6 posto poco a sud-ovest di<br />
<strong>M52</strong>.<br />
La stella peculiare Re 60494 situata alla periferia sud-ovest di <strong>M52</strong>.<br />
Dal più volte citato catalogo LSPM, redatto da S. Lepine e Michael Shara nel 2005, relativo<br />
a 61.977 stelle a nord dell’equatore celeste e dotate di moto proprio maggiore di 0.15 secondi<br />
d’arco per anno, abbiamo estratto due deboli stelle.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 45
LSPM J2330+6141 possiede una magnitudine di 15.56, nonchè un moto proprio pari a<br />
0.156 “/anno.<br />
Cartine ottica ed infrarossa della debole stella vicina LSPM J2330+6141. Si noti come<br />
la stella sia ben più luminosa nell’infrarosso, indicando un tipo spettrale avanzato.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 46
LSPM J2329+6159 è più debole della precedente, con una magnitudine di 17.76, ma anche<br />
più veloce, con moto di 0.186 “/anno, il che la rende probabilmente più vicina. La stella è<br />
anche una discreta sorgente con righe in emissione Hα.<br />
Id. c.s. ma per LSPM J2329+6159.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 47
Dati posizionali:<br />
STELLE<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 mag. rif.<br />
quadrupla BLL 58 23 24 15.9 61 35 18 8.6 12<br />
tripla ES 1863 23 19 12.5 61 31 03 9.2 18<br />
doppia HU 997 23 22 05.0 61 20 20 9.5 20<br />
doppia TDSC 63826 23 24 28.1 61 14 18 10.8 46<br />
doppia STI 1175 23 24 29.9 61 37 19 11.0 44<br />
doppia STI 1177 23 24 49.3 61 37 36 11.14 45<br />
doppia OCA 1 23 25 40.5 61 18 30 11.5 39<br />
tripla MLR 512 23 18 22.7 61 49 48 10.57 27<br />
faint red DO 42964 23 22 36.0 61 52 18 11.1 16<br />
faint red DO 43031 23 25 09.3 61 22 00 10.7 17<br />
faint NGC 7654-25 23 24 16.8 61 35 56 15.35 31<br />
faint P110-W 23 24 43.3 61 33 12 14.64 40<br />
OB star Wack 5226 23 21 11.6 61 31 34 12.9 56<br />
OB star LS +61° 30 23 21 50.3 61 38 36 11.8 24<br />
supergigante HD 220180 23 21 07.0 62 00 41 8.22 19<br />
H alpha K 68-9 23 19 12.0 61 17 51 15.10 22<br />
carbon star CGCS 5875 23 25 16.6 61 19 58 14.5 14<br />
ApAm star Re 60494 23 24 27.3 61 32 36 12.6 43<br />
nearby star LSPM J2330+6141 23 30 24.9 61 41 10 15.56 26<br />
nearby star LSPM J2329+6159 23 29 08.7 61 59 13 17.76 25<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 48
STELLE VARIABILI<br />
In un campo ricco di stelle ed in parte occupato anche da un paio di ammassi aperti ben<br />
visibili, c’è da aspettarsi la presenza di numerose stelle variabili: e così è, essendo presenti<br />
20 variabili certe (oltre a qualche altra dubbiosa).<br />
Iniziamo con un gruppo scoperto dall’indimenticato Leonida Rosino che, con A.<br />
Bianchini e D. di Martino, pubblicò nel 1976 uno storico articolo sulla rivista Astronomy<br />
and Astrophysics Supplement Series (vol. 24, 1).<br />
Veduta panoramica della stazione di Cima Ekar dell’Osservatorio di Asiago.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 49
Il riflettore da 182cm di Cima Ekar.<br />
In tale lavoro, ottenuto da osservazioni effettuate alla stazione di Cima Ekar<br />
dell’Osservatorio Astrofisico di Padova-Asiago, vennero forniti i risultati di una ricerca, nel<br />
blu e nell’infrarosso, condotta in un campo di 30 gradi quadrati centrato sulla nebulosa NGC<br />
7635 (descritta in seguito).<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 50
Identificazione ottica delle due variabili MP Cas ed MO Cas, poste poco a nord della<br />
nebulosa NGC 7635.<br />
In tale campo erano note, all’epoca, 26 variabili, mentre il gruppo di Rosino ne scoprì altre<br />
32 analizzando lastre ottenute tra il 1962 ed il 1963.<br />
Di queste ultime, 6 rientrano nel campo della nostra immagine.<br />
MP Cas è una variabile a lungo periodo di tipo Mira che varia tra le magnitudini 17.80 e<br />
Cartina AAVSO indicante le posizioni di MP Cas (al centro) ed MO Cas. Ricordiamo<br />
che le cartine AAVSO vengono solitamente prodotte in linea con la normale visione<br />
telescopica, per cui risultano capovolte ed invertite (nord in basso ed est a destra) rispetto<br />
alla posizione reale.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 52
PW Cas appartiene alla classe delle D Cephei, con range di magnitudine 14.0-14.8, tipo<br />
spettrale F6-G0 e periodo di 3.999 giorni.<br />
Queste variabili sono caratterizzate da ampiezze inferiori ad una magnitudine e presentano<br />
curve di luce piuttosto simmetriche. I loro periodi, solitamente, non eccedono i 7 giorni; si<br />
tratta di astri pulsanti che hanno da poco lasciato la sequenza principale.<br />
Cartina di identificazione ottica della variabile PW Cas.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 53
Cartina AAVSO centrata su PW Cas: sono indicate numerose altre stelle variabili,<br />
alcune delle quali non ancora confermate.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 54
V433 Cas è un oggetto di tipo spettrale M6, con variazioni di magnitudine tra i valori 15.2<br />
e
Carta AAVSO centrata su V433 Cas.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 56
V575 Cas è un’altra Mira di tipo spettrale M2/4, con periodo di 282 giorni e variazione tra<br />
le magnitudini 17.50 e
Carta AAVSO per la variabile V575 Cas.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 58
V576 Cas appartiene alla categoria delle LB, variabili irregolari lente <strong>degli</strong> ultimi tipi<br />
spettrali (K, M, C, S), il cui prototipo è la gigante CO Cygni. La nostra stella è di tipo<br />
spettrale M6 e varia tra le magnitudini 12 e 14.<br />
Cartina di identificazione ottica della stella variabile V576 Cas.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 59
Carta AAVSO centrata su V576 Cas; sono indicate diverse altre variabili.<br />
Nel 1964, l’astronomo sovietico M.I. Kumsishvili, dell’Abastumani Observatory, ha<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 60
scoperto la variabile V399 Cas, oggetto di magnitudine 13.9-14.3, con periodo di 0.6603<br />
giorni ed appartenente alla categoria delle binarie ad eclisse (Abast. Bull. 30).<br />
Ricordiamo in proposito che queste stelle, per la precisione, non sono delle vere e proprie<br />
variabili “intrinseche” in quanto la variazione della loro luce è dovuta alle reciproche<br />
occultazioni in un sistema binario; pertanto vanno correttamente denominate “binarie ad<br />
eclisse”, che a loro volta sono suddivise in varie sottoclassi.<br />
La V399 Cas, denominata anche SON 4605, appartiene alla sottoclasse EW, il cui<br />
prototipo è la W Ursae Majoris (da cui la sigla W), caratterizzata da periodi inferiori ad un<br />
giorno –sono quindi binarie strette, vicine tra di loro- ed i cui componenti possiedono forme<br />
ellissoidali trovandosi quasi in reciproco contatto. Ed è proprio l’estrema vicinanza a causare<br />
l’allungamento ellissoidale dovuto a stiramento gravitazionale.<br />
Tali stelle presentano solitamente ampiezze di luminosità inferiori a 0.8 magnitudini e le<br />
componenti appartengono ai tipi spettrali F-G o più avanzati.<br />
Identificazione della binaria ad eclisse V399 Cas.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 61
Carta AAVSO della medesima binaria.<br />
Il 13.1.1998, gli astronomi coreani H.S. Choi, S.-L. Kim ed Y.H. Kang hanno pubblicato,<br />
sull’Information Bulletin on Variable Stars (IBVS) n. 4545, uno studio effettuato su <strong>M52</strong> alla<br />
ricerca di stelle variabili.<br />
Le loro osservazioni, condotte nell’ottobre 1997 al Bohyunsan Optical Astronomy<br />
Observatory, hanno consentito la scoperta di 4 nuove variabili oltre alla conferma di una<br />
precedente, scoperta l’anno prima da M. Viskum et al. (Astronomy and Astrophysics 328,<br />
158 -1997-).<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 62
Le cinque variabili hanno poi ricevuto la denominazione consecutiva come appresso<br />
indicato.<br />
V839 Cas, il cui range di magnitudine è 13.07-13.13, appartiene alle LPB (Long Period<br />
B type), una categoria introdotta di recente e che si riferisce a stelle di tipo spettrale B che<br />
presentano lunghi periodi di pulsazione.<br />
V840 Cas (scoperta da Viskum) è invece una Delta Scuti che varia tra le magnitudini<br />
15.06 e 15.13; le Delta Scuti, dal nome del prototipo, sono stelle pulsanti di tipo spettrale<br />
A-F che presentano ampiezze di luminosità tra 0.003 e 0.9 magnitudini nel visuale, nonchè<br />
periodi da 0.01 a 0.2 giorni. Le loro curve di luce variano notevolmente da periodo a periodo,<br />
presentando anche vistose pulsazioni radiali.<br />
V841 Cas è una binaria ad eclisse di tipo Algol (da cui la sigla EA) le cui componenti sono<br />
sferiche o leggermente ellissoidali. I loro periodi sono ampiamente spaziati e vanno da 0.2 ad<br />
oltre 10.000 giorni, con ampiezze di luminosità molto differenziate, che possono raggiungere<br />
alcune magnitudini. La V841 Cas varia tra i valori 17.4 e 18.<br />
V842 Cas è un’altra LPB con range di variazione fra 13.0 e 13.9.<br />
V843 Cas è anch’essa una LPB e varia tra le magnitudini 14.30 e 14.35.<br />
Identificazione ottica delle cinque variabili da V839 a V843 Cas, tutte all’interno di<br />
<strong>M52</strong>.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 63
Carta AAVSO di <strong>M52</strong> con indicate le posizioni delle suddette cinque variabili.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 64
Le variabili simbiotiche sono una particolare classe di stelle variabili; attualmente se ne<br />
conoscono circa 150 ed il loro prototipo è la famosa R Aquarii, le cui pulsazioni vennero<br />
rilevate per la prima volta all’inizio dell’800 da Karl Ludwig Harding, all’epoca giovane<br />
astronomo che lavorava all’Osservatorio Johann Schoter di Lilienthal –Germania-.<br />
Il termine “simbiotiche” sta ad indicare che due stelle, ben differenti tra loro, coesistono in<br />
simbiosi essendo l’una influenzata dall’altra: solitamente si tratta di una fredda gigante rossa<br />
e di una piccola stella calda.<br />
Rappresentazione artistica di una stella simbiotica (spiegazione nel testo).<br />
Gli spettri di tali stelle suggeriscono che, di fatto, vi sono tre regioni che emettono<br />
radiazione: le due componenti stellari ed una nebulosità che avvolge l’intero sistema. Tale<br />
nebulosità avrebbe origine dalla gigante rossa che perde una considerevole quantità di massa<br />
sia per mezzo del vento stellare che per una sua pulsazione intrinseca.<br />
Fu proprio R Aqr a svelare l’arcano. Infatti, fino ai primi anni del ‘900 la stella era ritenuta<br />
una “normale” variabile a lungo periodo (tipo Mira).<br />
Nel 1919, uno spettro ottenuto al Mount Wilson mostrò la presenza di diverse righe in<br />
emissione appartenenti ad una nebulosa gassosa calda in aggiunta alle tipiche righe di una<br />
gigante rossa di tipo spettrale M7. Tale nebulosa, in seguito denominata Cederblad 211,<br />
venne effettivamente registrata nel 1921 su un’immagine presa da Carl Lampland al Lowell<br />
Observatory.<br />
L’anno seguente venne ottenuto uno spettro molto dettagliato, nel quale si osservavano<br />
le righe della stella M7, quelle della nebulosa e, in aggiunta, quelle del piccolo e caldo<br />
compagno, una nana bianca di tipo spettrale O-B.<br />
In un recente lavoro (MNRAS 384, 1277 -2008-) denominato IPHAS (INT-WFC<br />
Photometric Hα Survey) e riferito alla porzione boreale del piano galattico, sono state<br />
catalogate 4853 sorgenti puntiformi che esibiscono nei loro spettri la riga Hα in emissione.<br />
Tra queste vi è la stella IPHAS J2327+6109, una variabile simbiotica di magnitudine 18.31<br />
che ricade nel nostro campo e che siamo riusciti a catturare al limite della nostra fotografia,<br />
pur essendo l’oggetto localizzato al bordo sud della lastra.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 65
Identificazione ottica ed infrarossa della simbiotica IPHAS J2327+6109.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 66
Concludiamo la sezione stelle variabili con sette <strong>oggetti</strong> estratti dal Catalogo NSV (New<br />
Suspected Variables), ricordando che variazioni e tipologie sono tuttora oggetto di verifica e<br />
che il loro inserimento nel GCVS (General Catalogue of Variable Stars) avverrà solamente<br />
dopo accurate verifiche.<br />
NSV 14533, di magnitudine 15.50, venne scoperta da Cuno Hoffmeister nel 1936<br />
(Astronomische Nachrichten 259, 37). E’ interessante ricordare che Hoffmeister, in<br />
quell’articolo, riportò la scoperta di ben 604 nuove stelle variabili. La nostra variabile rientra<br />
anche in alcuni specifici cataloghi di stelle con riga Hα in emissione.<br />
Cartina di identificazione ottica della sospetta variabile NSV 14533.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 67
NSV 14513, corrispondente alle stelle SB 9-1440, HD 220057 ed HIP 115198, è una<br />
luminosa binaria spettroscopica di tipo spettrale B3 che varia tra le magnitudini 6.90 e 6.95.<br />
La sigla SB 9-1440 indica che è l’oggetto n. 1440 nel 9^ Catalogo di Binarie spettroscopiche<br />
compilato nel 2004 da D. Pourbaix et al. (Astronomy and Astrophysics 424, 727),<br />
successivamente aggiornato ed ampliato nel 2009.<br />
Identificazione ottica, al centro, della NSV 14513.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 68
Variazioni fotometriche del flusso ultravioletto della NSV 14513.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 69
NSV 26079 varia tra le magnitudini 15.90 e 16.7 ed è stata scoperta nel 1980 da W. Pfan<br />
(IBVS 1874); di tipo spettrale A2 è localizzata all’interno di <strong>M52</strong>.<br />
Cartina di identificazione ottica di NSV 26079 in <strong>M52</strong>.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 70
NSV 26063 è una brillante stella di magnitudine 6.41 e tipo spettrale K1, scoperta come<br />
variabile nel 1991 da V.G. Kornilov et al. (Sternberg Astronomical Institute Trudy 63, 3).<br />
La sospetta variabile NSV 26063.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 71
NSV 26080 è localizzata nell’ammasso aperto Czernik 43 (vedi oltre). Scoperta da I.<br />
Platais nel 1979 (Astr. Tsirk. 1050), varia tra le magnitudini 16.40 e 17.3 ed appartiene,<br />
probabilmente, alla categoria delle SRD.<br />
Queste sono delle variabili giganti semiregolari di tipo spettrale F, G o K che, talvolta,<br />
presentano nei loro spettri delle righe in emissione. Le loro variazioni vanno da 0.1 a 4<br />
magnitudini, con periodi da 30 a 1100 giorni.<br />
Identificazione ottica della sospetta semiregolare NSV 26080.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 72
NSV 14571 ed NSV 14583 sono state entrambe scoperte da M.P. Fitzgerald nel 1973<br />
(Astronomy and Astrophysics Supplement Series 9, 297).<br />
La prima è una supergigante di tipo spettrale A2 che varia tra le magnitudini 8,72 ed<br />
8.86.<br />
La seconda, di tipo B9, oscilla tra i valori 9.63 e 9.74.<br />
Cartina di identificazione ottica della sospetta variabile NSV 14571.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 73
Id. c.s. ma per NSV 14583: si noti la vicinanza (prospettica?) con un’altra stella poco<br />
meno luminosa a nord-est.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 74
Dati posizionali:<br />
STELLE VARIABILI<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 range mag. rif.<br />
Mira MP Cas 23 20 39.5 61 13 52 17.8-
NEBULOSE PLANETARIE<br />
Nei pressi di NGC 7635 troviamo l’unica nebulosa pla<strong>net</strong>aria, peraltro molto debole,<br />
presente nel campo della nostra immagine.<br />
La sua natura di pla<strong>net</strong>aria è stata scoperta solo di recente.<br />
Una tipica nebulosa pla<strong>net</strong>aria scoperta di recente analizzando i dati di alcune surveys<br />
infrarosse, che hanno rilevato alcune sue righe spettrali in emissione.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 76
Di fatto il nostro oggetto, denominato PNG 112.2+00.2 (coordinate galattiche), è stato<br />
scoperto dall’analisi del citato catalogo IPHAS sulla base di caratteristiche emissioni Hα.<br />
Il compendio, pubblicato nel 2009 da K. Viironen et al. (Astronomy and Astrophysics<br />
504, 291), raccoglie i dati su 1005 <strong>oggetti</strong> candidati nebulose pla<strong>net</strong>arie (di cui solo 224 già<br />
note).<br />
Questo oggetto è sicuramente una pla<strong>net</strong>aria giovane, in quanto anche le immagini a più<br />
alta risoluzione non mostrano un’evidente presenza di nebulosità attorno alla stella centrale.<br />
Identificazione ottica della giovane nebulosa pla<strong>net</strong>aria PNG 112.2+00.2, posta poco a<br />
sud-est di NGC 7635.<br />
Dati posizionali:<br />
NEBULOSE PLANETARIE<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 rif.<br />
PN PNG 112.2+00.2 23 21 00.3 61 09 41 41<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 77
AMMASSI APERTI<br />
Poco a sud-est di <strong>M52</strong> si trova un ammasso aperto piuttosto sparso e, pertanto, di non<br />
facile individuazione.<br />
Questo agglomerato stellare è stato scoperto da M. Czernik nel 1966 (Acta Astronomica<br />
16 93) ed è noto come Czernik 43, oltre che con altre designazioni quali OCL 261, Lund<br />
1035 e COCD 513.<br />
Si tratta di un ammasso del diametro apparente di 14’, corrispondenti ad 1.8 parsec posto<br />
che la sua distanza dal Sole è di circa 2500 parsec (ricordiamo che il parsec equivale a 3.26<br />
anni luce).<br />
Che si tratti di un ammasso giovane lo si evince dal diagramma colore-magnitudine sotto<br />
riportato: si veda soprattutto il riquadro V-I dove le sue stelle si dispongono in una striscia<br />
quasi verticale, piegata a sinistra, mentre per gli ammassi globulari, molto più vecchi, la<br />
striscia piega decisamente verso destra (in una prossima scheda parleremo più diffusamente<br />
del diagramma colore-magnitudine e delle sue implicazioni negli studi sull’evoluzione<br />
stellare).<br />
Diagramma colore-magnitudine dell’ammasso aperto Czernik 43.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 78
Mappa di Czernik 43 –a destra- e di altri due giovani ammassi aperti, Basel 11b e King<br />
14.<br />
Cartina di identificazione ottica di Czernik 43.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 79
Per i più curiosi, ricordiamo che gli storici lavori sugli ammassi aperti sono essenzialmente<br />
due pubblicazioni, alle quali hanno attinto tutte le generazioni di astronomi che si sono<br />
dedicati a questa branca della ricerca astronomica.<br />
Il primo, pubblicato in forma quasi artigianale ma molto interessante (sono pochi gli<br />
astrofili che ne possiedono una copia) è il “Catalogue of Stellar Clusters and Associations”,<br />
pubblicato nel 1970 da G. Alter, B. Balasz e J. Ruprecht (Akademiai Kiado – Budapest).<br />
Il secondo è il “Supplement 1” al precedente, ed è stato pubblicato nel 1982 da J. Ruprecht,<br />
B. Balasz ed R.E. White (Akademiai Kiado, Bull. Inf. CDS 22).<br />
Accenniamo ora a BDS 44, giovanissimo ammasso scoperto nell’infrarosso da E.<br />
Bica, C.M. Dutra, J. Soares e B. Barbuy (Astronomy and Astrophysics 404, 223 -2003-),<br />
analizzando l’atlante ottenuto nel corso della 2MASS nelle zone boreale ed equatoriale della<br />
Via Lattea. Nel corso di tale ricerca sono stati scoperti 167 nuovi ammassi e/o gruppi stellari,<br />
quasi tutti appena percettibili nel visuale, posizionati nelle immediate vicinanze di altrettante<br />
nebulose.<br />
BDS 44 è localizzato all’interno della nebulosa NGC 7635.<br />
L’ammasso aperto BDS 44 risulta appena visibile al centro della “bolla” di NGC 7635.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 80
Nell’immagine profonda infrarossa si distingue <strong>net</strong>tamente la presenza di BDS 44.<br />
Le Associazioni OB, spesso accomunate agli ammassi aperti, sono gruppi sparsi contenenti<br />
da 10 a parecchie centinaia di giovani stelle di tipo spettrale O e B dispiegate in aree delle<br />
dimensioni fino a centinaia di anni luce. Si tratta di stelle coeve, formatesi all’interno della<br />
medesima nube interstellare, troppo distanziate le une dalle altre per formare un ammasso<br />
più o meno compatto; tali associazioni non sono pertanto legate gravitazionalmente ed i loro<br />
membri tendono a disperdersi nel tempo.<br />
Le radiazioni emesse dalle calde stelle OB ionizzano l’ambiente circostante e portano alla<br />
formazione delle cosiddette regioni HII (o sfere di Stromgren).<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 81
Il nostro campo è attraversato da una di tali associazioni, denominata Cas OB2, che ha<br />
generato la formazione di alcune regioni HII tra cui la Sharpless 2-157 (fuori campo).<br />
La distanza dell’associazione è tuttora incerta, con stime che vanno da 2500 a 3390<br />
parsec.<br />
Localizzazione dell’associazione stellare Cas OB2, indicata con contorno giallo. La<br />
freccia marca la posizione della regione HII denominata Sh 2-157.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 82
La zona centrale di Cas OB2, ricca di giovani e calde stelle dei primi tipi spettrali.<br />
Dati posizionali:<br />
AMMASSI APERTI<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 n. stelle rif.<br />
amm. aperto Czernik 43 23 25 48 61 19 00 15? 15<br />
amm. aperto BDS 44 23 20 41 61 11 36 ? 11<br />
Assoc. Cas OB2 23 19 18 61 09 ? 13<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 83
NEBULOSE OSCURE<br />
Le nebulose oscure, come noto, sono delle regioni celesti dominate da polveri e gas,<br />
apparentemente prive di stelle, anche se gli studi più recenti hanno evidenziato che, nelle<br />
loro zone centrali, spesso si annidano piccole condensazioni di materia al cui interno stanno<br />
per nascere (o sono appena nati) giovanissimi <strong>oggetti</strong> stellari denominati YSO (Young Stellar<br />
Objects).<br />
Tipiche nebulose oscure in cui si nota l’assenza di brillanti stelle al loro interno.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 84
Pioniere <strong>degli</strong> studi su questi <strong>oggetti</strong> è stato, tra gli altri, Beverly T. Lynds che, nel 1962,<br />
pubblicò il primo esteso catalogo (in seguito revisionato ed ampliato) contenente i dati su<br />
1791 nubi oscure (Astrophysical Journal Supplement 7, 1) rilevate nelle lastre della prima<br />
POSS (Palomar Observatory Sky Survey).<br />
Distribuzione, in coordinate galattiche, delle nebulose oscure catalogate da Lynds: si<br />
noti come tutti gli <strong>oggetti</strong> siano distribuiti lungo il piano galattico.<br />
Molto più di recente, C.M. Dutra ed E. Bica hanno ampliato il lavoro di Lynds, producendo<br />
un catalogo di 5004 nubi oscure esteso anche alla porzione di cielo australe non coperto dalla<br />
POSS.<br />
La distribuzione, sempre in coordinate galattiche, delle nubi oscure catalogate da Dutra<br />
e Bica: appare evidente la notevole estensione rispetto al lavoro di Lynds.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 85
In campo abbiamo una di tali nubi, la LDN 1231, corrispondente alla DC 111.97+0.40 di<br />
Dutra-Bica. Si tratta di un oggetto piuttosto stretto ed allungato, che copre circa 0.013 gradi<br />
quadrati.<br />
Identificazione ottica della nebulosa oscura LDN 1231, ben visibile nella parte alta<br />
dell’immagine.<br />
Dati posizionali:<br />
NEBULOSE OSCURE<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 rif.<br />
neb. osc. LDN 1231 23 18 11 61 16 25 23<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 86
NEBULOSE BRILLANTI<br />
Vi è una sola nebulosa brillante in campo, ma si tratta di un oggetto molto famoso,<br />
fotografato e ripreso in molte bande dello spettro elettromag<strong>net</strong>ico.<br />
Stiamo parlando di NGC 7635, nota come “Bubble Nebula”, LBN 548/49, Sh 2-162 e Ced<br />
210, un oggetto del diametro di circa 40’.<br />
Identificato per la prima volta da William Herschel nel 1787, fu in seguito inclusa<br />
(erroneamente), nel Catalogo di Nebulose Pla<strong>net</strong>arie di Lubos Perek a causa della sua forma<br />
circolare. Si tratta invece di una nebulosa ad emissione ionizzata da una giovane stella di<br />
magnitudine 8.7 posta nella zona centrale. La stella, di tipo Wolf-Rayet, emette un vento alla<br />
velocità di 2000 km/s che è responsabile della ionizzazione dell’intera nube. La sua distanza<br />
è stimata in 11.000 anni luce ed il raggio effettivo della bolla è pari a 5 anni luce.<br />
A seguire, presentiamo alcune caratteristiche immagini della nebulosa, ottenute con varie<br />
tecniche in diverse regioni spettrali.<br />
L’immagine è stata ottenuta nell’x dal satellite ROSAT: NGC 7635 è indicata verso il<br />
bordo destro, poco sotto il centro.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 87
Identificazione nell’ottico, nel negativo della Digitized Sky Survey.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 88
Ripresa ottica a grande campo di tutto il complesso.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 89
Immagine della parte centrale, sempre nell’ottico.<br />
Primo piano della parte superiore della bolla, ottenuta dal telescopio spaziale Hubble.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 90
La ripresa, a grande campo, è stata ottenuta mediante interposizione di un filtro centrato<br />
sulla riga Hα dell’idrogeno; NGC 7635 è visibile a sinistra del centro, con <strong>M52</strong> poco più in<br />
alto a sinistra.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 91
Dati posizionali:<br />
Radiomappa di NGC 7635 ottenuta nel corso della NVSS.<br />
NEBULOSE BRILLANTI<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 rif.<br />
neb. emissione NGC 7635 23 20 45 61 12 45 30<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 92
GALASSIE<br />
Se alcuni anni orsono qualcuno avesse parlato dell’esistenza di galassie in<br />
Cassiopeia, come pure in altre costellazioni attraversate dal piano della Via<br />
Lattea, non sarebbe certo stato facile credergli.<br />
Il piano galattico, infatti, per gli studi intergalattici veniva definito come ZOA<br />
(Zone of Avoidance), una “zona da evitare” in quanto la presenza di spesse<br />
coltri di nubi di polveri e gas precludevano la scoperta di <strong>oggetti</strong> extragalattici<br />
retrostanti.<br />
Poi sono divenute disponibili profonde surveys nel rosso, a cui hanno attinto<br />
astronomi come Weinbeger e Saito i quali, in distinte ricerche, hanno scoperto<br />
numerose galassie, per lo più molto deboli, mascherate tra le grandi quantità di<br />
stelle interposte.<br />
Così la ZOA non è più stata una zona da evitare, bensì una regione da esplorare<br />
con sempre maggiore attenzione.<br />
In seguito è arrivata la 2MASS che, operando nell’infrarosso (molto più<br />
trasparente rispetto al rosso), ha svelato la presenza di una miriade di galassie.<br />
Ricordiamo in proposito che le due famose galassie Maffei 1 e 2 sono state<br />
scoperte dall’indimenticato Paolo Maffei proprio durante l’analisi di lastre<br />
infrarosse.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 93
Nel 2004, gli astronomi russi S.N. Mitronova, I.D. Karachentsev et al. Hanno condotto<br />
una ricerca sul database della 2MASS al fine di individuare la presenza di <strong>oggetti</strong> estesi<br />
qualificabili come galassie (BSAO 57, 5).<br />
Tale ricerca ha prodotto un catalogo, denominato 2MFGC (2MASS Flat Galaxy Catalogue),<br />
contenente 18.020 <strong>oggetti</strong>. Si tratta pur sempre di <strong>oggetti</strong> di non facile individuazione ottica;<br />
uno solo di essi rientra nel nostro campo, ma siamo comunque riusciti a catturarlo, seppure<br />
al limite dell’esposizione.<br />
Si tratta di 2MFGC 17563, una probabile galassia a disco di magnitudini infrarosse J13.13,<br />
H12.89 e K12.45, prospetticamente posta tra due deboli stelle galattiche.<br />
Cartina di identificazione ottica (nel rosso) di 2MFGC 17563, posta tra due deboli<br />
stelline; si noti, poco a sinistra, la presenza di un’altra debole galassia, probabilmente di<br />
tipo spirale vista quasi di taglio.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 94
Nella ripresa 2MASS la nostra galassia appare ben più visibile rispetto alla precedente<br />
immagine.<br />
Somma delle riprese nelle tre bande fotometriche JHK centrata su 2MFGC 17563; anche<br />
qui si nota la debole galassia spirale a sinistra.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 95
Concludiamo presentando alcune deboli galassie 2MASX (dove la x sta per extended)<br />
selezionate, tra le molte presenti nel campo, in quanto appaiono tra le più luminose. Sono<br />
comunque tutti <strong>oggetti</strong> rilevati al limite della nostra esposizione.<br />
Cartina di identificazione ottica di 2MASX J23230+6135.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 96
Immagine 2MASS della suddetta galassia.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 97
Id. c.s. ma per 2MASX J23217+6129.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 98
Immagine 2MASS della suddetta galassia.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 99
Id. c.s. ma per 2MASX J23210+6138.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 100
Id. c.s. ma per 2MASX J23230+6120.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 101
Id. c.s. ma per 2MASX J23200+6120.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 102
Immagine 2MASS della predetta galassia.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 103
Id. c.s. ma per 2MASX J23234+6110.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 104
Id. c.s. ma per 2MASX J23208+6111.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 105
Id. c.s. ma per 2MASX J23242+6110.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 106
Id. c.s. ma per 2MASX J23269+6156.<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 107
Dati posizionali:<br />
Immagine 2MASS della predetta galassia.<br />
GALASSIE<br />
tipo nome AR 2000 DEC 2000 mag. rif.<br />
S? 2MFGC 17563 23 22 49.1 62 02 59 J13.83 10<br />
2MASX J23230+6135 23 23 05.4 61 35 54 1<br />
2MASX J23217+6129 23 21 49.0 61 29 54 5<br />
2MASX J23210+6138 23 21 01.9 61 38 41 4<br />
2MASX J23230+6120 23 23 03.0 61 20 12 6<br />
2MASX J23200+6120 23 20 05.1 61 20 11 2<br />
2MASX J23234+6110 23 23 27.8 61 10 13 7<br />
2MASX J23208+6111 23 20 53.2 61 11 05 3<br />
2MASX J23242+6110 23 24 13.5 61 10 24 8<br />
2MASX J23269+6156 23 26 55.5 61 56 51 9<br />
M. Amoretti<br />
R. Monella<br />
Elaborazione grafica di Mario Vignali<br />
I <strong>dintorni</strong> <strong>degli</strong> <strong>oggetti</strong> <strong>MESSIER</strong><br />
<strong>M52</strong><br />
pag. 108