I dintorni degli oggetti MESSIER M102 - Vialattea

M102 

STELLE 

NANE BIANCHE 

STELLE VARIABILI 

GALASSIE 

AMMASSI DI GALASSIE 

QUASARS ED OGGETTI BL LACERTAE 

La storia della scoperta di M102 è stata, per un certo periodo, piuttosto controversa 

ed esula dal contesto della nostra scheda. Ci pare comunque doveroso ricordare che, 

quasi certamente, Messier fece un po’ di confusione in quanto effettuò, verso la fine 

del 1781, un’erronea riosservazione di M101 (posta nelle vicinanze). 

Del fatto si accorse Pierre Francois André Mechain, astronomo e geodeta 

francese, che già aveva osservato un oggetto qualche mese prima (marzo o aprile) 

proprio nella posizione indicata da Messier. Mechain si rese conto che si trattava di 

un’altra “nebulosa” che in seguito venne classificata da Dreyer con la sigla NGC 

5866. 

M E S S I E R 

I dintorni degli oggetti MESSIER 

I dintorni degli oggetti 

L’astronomo francese 

Pierre Francois André Mechain, 

al quale va onestamente 

attribuita la scoperta di M102. 


pag. 1

Per oltre un secolo l’oggetto M102 non venne citato come tale ma ora è universalmente 

accettato ed associato alla predetta galassia NGC 5866. 


La costellazione del Draco alla cui periferia sud si trova M102; si noti la vicinanza 

posizionale di M101 nell’adiacente costellazione Ursa Major. 


pag. 2

Una curiosa illustrazione delle piramidi di Gizah con sullo sfondo la regione celeste 

contenente la costellazione Draco: i due trattini indicano la posizione di M102. 

La posizione di M102 rientra nei campi osservati dalla survey 

SDSS (Sloan Digital Sky Survey) una fantastica rassegna che ha coperto 

circa un quarto della volta celeste e che si è da poco conclusa (in termini 

osservativi, poichè la riduzione dei dati richiederà ancora parecchi anni 

prima di essere completata); questa survey ha regalato agli astronomi 

una miriade di scoperte, dalle nane bianche alle stelle variabili, dalle 

supernovae alle galassie, dagli ammassi di galassie ai quasars. 



pag. 3

Il riflettore da 2.5m dell’Apache Point Observatory (APO), utilizzato per la realizzazione 

della survey SDSS; si noti l’originale intelaiatura. 


Un primo piano della camera CCD del riflettore SDSS che, ricordiamo, ha effettuato 

le singole riprese in cinque distinti filtri ottici, corrispondenti ad altrettante bande 

fotometriche (u,g,r,i,z). 


pag. 4

A seguire, mostriamo una sequenza ad ingrandimenti crescenti sempre centrati su M102, 

sequenza che dimostra le superbe capacità del telescopio da 2.5m utilizzato per la survey. 



pag. 5



pag. 6

Le cinque immagini, centrate su M102, mostrano in una sequenza di successivi 

ingrandimenti le ottime capacità di ripresa del riflettore APO. 

Nonostante il gran numero di galassie presenti nel campo, vi è stata fino ad oggi scoperta 

una sola supernova. 

Si tratta della SN 1964O, scoperta da Paul Wild il 15.9.1964 nella posizione A.R.= 

15h08m50s.6 D= +55°28’07” (2000.0). Al momento della scoperta la stella si presentava di 

magnitudine 15.0. 


La galassia ospite è assolutamente sconosciuta ed alcuni ricercatori ritengono che la SN 

appartenga alla classe delle cosiddette “supernovae intergalattiche”, oggetti alquanto rari che 

si sono evoluti lontano –o comunque all’esterno- dalle galassie in cui sarebbero nati. 


pag. 7

Trattasi dalla survey SDSS, ecco la cartina centrata nella posizione in cui è 

apparsa la supernova 1964O. Come richiamato nel testo, non si osserva alcuna 

galassia possibilmente correlata all’evento esplosivo, nemmeno il debole oggetto 

bluastro a destra del centro e che dovrebbe essere una stella galattica. 



pag. 8

Riportiamo ora la nostra immagine, come al solito in negativo per meglio apprezzare 

gli oggetti più deboli, precisando che le posizioni degli ammassi di galassie riguardano 

essenzialmente la loro localizzazione centrale; si noti comunque, all’interno e nei pressi delle 

ellissi, la presenza di numerose, deboli galassie non classificate singolarmente. 

(per ingrandire usare lo strunento lente) 

Dati di ripresa: 

Osservatorio Astronomico Europa ’71 – Sanremo -IM- 

Data di ripresa: 3.8.2005 

Inizio ripresa: 21h 48m (TMEC) 

Tempo di esposizione: 60m 

Telescopio: Astro Physics Apocromatic Starfire 155mm/f 7 EDF 

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

Filtro: IR cut Baader 



pag. 9

STELLE 

STELLE 

Nel campo della nostra immagine vi sono diverse stelle “vicine” o ritenute tali a causa del 

moto proprio misurabile su tempi scala inferiori ad un anno o poco più. 

Storicamente, è doveroso iniziare con il lavoro pubblicato nel 1971 da H.L. Giclas, 

Jr.R. Burnham ed N.G. Thomas del Lowell Observatory a Flagstaff, in Arizona. Tale studio 

riguardava 8991 stelle dotate di apprezzabile moto proprio ed i cui dati erano stati ricavati da 

numerosi bollettini editi dall’osservatorio medesimo tra il 1958 ed il 1970. 

Per la cronaca, lo stesso Giclas pubblicò nel 1978 un catalogo simile ma riferito a stelle 

dell’emisfero australe. 

Henry Lee Giclas in una delle pochissime immagini disponibili, purtroppo di scarsa 

qualità. 

Ricordiamo che gli oggetti in tale catalogo sono designati con la lettera G (Giclas) 

seguita da due numeri: il primo si riferisce al campo della relativa lastra, mentre il secondo è 

semplicemente un progressivo. 

G 201-033 è una debole stellina di magnitudine 13.47 e tipo spettrale M, quindi piuttosto 

fredda, per la quale è stato misurato un moto proprio pari a 0.472 secondi d’arco/anno. La 

stella è stata inserita anche in successivi cataloghi, quali quelli di Luyten -1979- (NLTT 135- 

097), Gliese -1991- (Gl 3891), Bakos -2002- ed LSPM. 



pag. 10

Immagine ottica della stella vicina G 201-033, con l’evidente colorazione rossastra 

tipica degli oggetti stellari di tipo spettrale M. 


La ripresa infrarossa della 2MASS mette ancor più in evidenza la luminosità di G 201- 

033 in questa regione spettrale. 


pag. 11

Altra stella del catalogo di Giclas è la G 201-042 , ben più luminosa della precedente 

(magnitudine 10.3) ed anche più calda, possedendo una temperatura superficiale di 5680 °K e 

tipo spettrale G5. 

Il suo moto proprio è pari a 0.325 “/anno e corrisponde alle stelle HD 238430, NLTT 39636 

ed LSPM J1512+5537. La stella rientra anche nei cataloghi stellari astrometrici Hipparcos e 

PPMX. 

La stella G 201-042 appare molto luminosa nell’ottico ed un po’ meno rossa –perché più 

calda- rispetto alla precedente G 201-033. 

Più volte, in queste schede, abbiamo accennato al catalogo di Lepine e Shara (LSPM) sulle 

stelle caratterizzate da un misurabile moto proprio. 

Da tale lista abbiamo estratto la stella LSPM J1507+5516 un debole astro di magnitudine 

16.48 il cui moto proprio è pari a 0.157 “/anno. L’oggetto non risulta inserito in nessun altro 

catalogo del genere. 



pag. 12

La stella vicina LSPM J1507+5516 così come appare nella Digitized Sky Survey (DSS). 



pag. 13

La medesima stella vista dalla SDSS: appare evidente, oltre alla colorazione indicativa 

della temperatura, la maggior ricchezza di oggetti registrati. 


La LSPM J1507+5516 ripresa nell’infrarosso dalla 2MASS: si noti come, a tale 

lunghezza d’onda, la stella appaia più brillante che nel visuale. 


pag. 14

Negli anni ’70 del secolo scorso, l’astronomo tedesco naturalizzato 

americano Willem Jacob Luyten pubblicò numerosi articoli, tutti editi 

dall’University of Minnesota a Minneapolis, riguardanti stelle vicine, 

nane bianche e sistemi doppi, fornendo alla comunità astronomica 

internazionale importanti riferimenti per lo studio più approfondito di 

tali tipologie stellari. 

W.J. Luyten, grande esperto di moti propri stellari. 

Da uno di tali articoli, contenente diverse decine di migliaia di 

oggetti, abbiamo estratto la stella NLTT 39402, un oggetto non molto 

caldo (tipo spettrale G-K) e di debole luminosità (magnitudine 13.9). 

La stella presenta un moto proprio annuo pari a 0”.181. 



pag. 15

Immagine ottica della stella NLTT 39402, di un brillante colore giallastro. 



La medesima stella così come registrata nell’infrarosso. 

pag. 16

Nel 1999, un gruppo di astronomi del Main Astronomical Observatory della National 

Academy of Science in Ukraina, capitanato da V. Kislyuk, ha pubblicato il FONAC (FON 

Astrographic Catalogue), un compendio di dati riferiti a posizioni, moti propri e magnitudini 

fotometriche riferiti complessivamente a ben 2.008.383 stelle rilevate nella regione celeste 

compresa tra +90° e -2°. 

Il catalogo è basato sulle misurazioni effettuate su oltre 1700 lastre prese all’astrografo a 

grande campo del Main Astronomical Observatory presso Kiev. 

L’Osservatorio di Kiev presso il quale sono state realizzate le riprese del FONAC. 

Per i più curiosi, l’acronimo russo FON sta per “studio fotografico del cielo nord”. 

La precisione stimata per i dati è di circa 0.2 secondi d’arco per le posizioni, 3 millisecondi 

d’arco/anno per i moti propri e 0.18 magnitudini per la fotometria. 

Nel 2008, a cura di G.A. Ivanov, è stato pubblicato un aggiornamento del FONAC, nel 

quale sono state utilizzate informazioni più precise ricavate dalle osservazioni del satellite 

astrometrico Hipparcos oltre che da nuovi cataloghi resisi disponibili (UCAC 2, CMC, PPM 

ed altri). 


Da questo monumentale catalogo abbiamo estratto i quattro oggetti che seguono. 

FONAC 1-317239 è una stella di magnitudine 13.15, dotata di un moto proprio pari a 

1.6 mas/anno in ascensione retta e -41.8 mas/anno in declinazione. Tali piccoli moti sono 

caratteristici anche delle altre tre stelle elencate. 


pag. 17

Inquadratura centrata su FONAC 1-317239, stella dall’intenso colore azzurrino tipico 

degli oggetti caldi. 


Immagine 2MASS della medesima stella. Si noti che, nell’infrarosso, la stella rossastra in 

alto a sinistra appare più luminosa rispetto alla corrispondente immagine ottica soprastante. 


pag. 18

FONAC 1-316425, di magnitudine 13.18, appare di colore decisamente più arrossato 

rispetto alla precedente ed è localizzata poco a sud di due brillanti stelle rosse. 

Cartina ottica centrata sulla stella rossa FONAC 1-316425, prospetticamente situata 

poco a sud di una coppia di brillanti stelle rosse. Nell’angolo in alto a destra si nota la 

presenza di una debole galassia spirale di colore bluastro. 



pag. 19

FONAC 1-318764, corrispondente alla stella NPM1 +55.05323 del Northern Proper 

Motion catalogue approntato al Lick Observatory, è la più brillante del quartetto, con una 

magnitudine di 12.17. 

Individuazione ottica della stella FONAC 1-318764, dallo spiccato colore biancobluastro. 



pag. 20

FONAC 1-319486, di colore simile alla precedente, presenta una magnitudine di 12.49. 

Immagine ottica di FONAC 1-319486. 


Rilevamento infrarosso 2MASS della medesima stella. 


pag. 21

Tra i molteplici lavori pubblicati utilizzando l’enorme database della SDSS, vogliamo 

segnalarne uno dedicato allo studio di isolate stelle blu poste ad elevata latitudine galattica, 

quindi lontane dal piano della Via Lattea. 

L’articolo, pubblicato sull’Astronomical Journal vol. 127, 899 -2004- a cura di un gruppo 

di ricercatori guidato da E. Sirko, prende in esame 733 stelle brillanti (magnitudine 18), di notevole interesse in quanto posizionate in una delicata fase 

evolutiva stellare nota come “ramo orizzontale” al quale appartengono astri piuttosto evoluti 

e che hanno già lasciato la cosiddetta sequenza principale (torneremo su questo argomento in 

una prossima scheda, quando accenneremo al diagramma di Hertzprung e Russell). 

In questo lavoro abbiamo trovato una stella che rientra nel campo della nostra immagine e, 

più precisamente, la SDSS J15001+5533, di magnitudine 14.89. 

Cartina ottica della stella isolata blu SDSS J15001+5533. 



pag. 22

Spettro di SDSS J15001+5533, nel quale si osservano le righe di molti elementi ionizzati, 

caratteristica tipica degli oggetti caldi. 


L’immagine infrarossa di SDSS J15001+5533 mostra l’oggetto molto più debole rispetto 

all’ottico, come è giusto che sia trattandosi di una stella calda. 


pag. 23

Concludiamo la sezione sulle stelle presentando tre sistemi doppi, gli unici tuttora noti nel 

campo di M102. 

Il primo è denominato HU 143 e deve la sua sigla al fatto di essere stato scoperto da W.J. 

Hussey. 

Questi, insieme ad R.G. Aitken, famoso esperto di stelle doppie, aveva iniziato, nel 

1899 e presso il Lick Observatory, una ricerca di tutte le stelle incluse nel catalogo Bonner 

Durchmusterung (BD) fino alla magnitudine 9.0 e poste a nord della declinazione -22° che non 

fossero già classificate come stelle doppie. 

Il giovane Hussey (primo seduto a sinistra) in una rara immagine con amici e colleghi 

presso il Lick Observatory. 


Hussey, nel 1905, lasciò il Lick per la Michigan University mentre Aitken continuò nella 

ricerca fino al 1915. Il risultato fu la scoperta di 1329 sistemi doppi e/o multipli da parte di 

Hussey e di 3105 da parte di Aitken. 


pag. 24

Il nostro sistema, corrispondente alla stella BD +55.1733, è pure un’intensa sorgente x 

rilevata anche dal satellite ROSAT. 

Il sistema HU 143 così come registrato dal satellite per raggi x ROSAT. All’originaria 

mappa x sono stati sovrapposti numeri e simboli relativi alle sorgenti identificate. La nostra 

stella corrisponde alla sorgente n. 192 individuata dai due trattini neri. 


La coppia è formata da due astri, rispettivamente di magnitudine 10.0 (comp. A) e 10.3 

(comp. B) separati di soli 0”.6 in angolo di posizione 152°. Data l’estrema vicinanza reciproca 

delle componenti, la natura di sistema binario può essere svelata solo con strumenti di grande 

apertura o per mezzo di accurate indagini spettroscopiche. Ciò rende giusto merito ad Hussey, 

se solo pensiamo al periodo in cui la scoperta è stata effettuata. 


pag. 25

Il sistema è comunque presente anche nel catalogo di stelle doppie dell’esperimento Tycho, 

a bordo del satellite Hipparcos, con la sigla TDSC 39003. 

Le componenti di HU 143 sono talmente vicine che nemmeno il telescopio APO della 

SDSS è riuscito a separarle otticamente. 

Tra i citati, molteplici lavori di W.J. Luyten, vi è tutta una serie di articoli che l’astronomo 

pubblicò, tra il 1940 ed il 1987, sui Bollettini della Minnesota University, lavori riguardanti 

stelle doppie ad ampia separazione, scoperte come tali per avere in comune l’identico moto 

proprio. 

Collettivamente, tali lavori sono stati raccolti in un’unica pubblicazione, a cura del Centre 

des Données Stellaires di Strasbourg, e denominata LDS (Luyten Double Stars), contenente 

6121 sistemi inclusi 87 tripli ed 1 quadruplo. 


La coppia in questione è la LDS 1420, caratterizzata da un’ampia separazione (46”) in 

angolo di posizione 190°. Si tratta di due stelle rossastre di tipo spettrale G-K, poco luminose 

(magnitudine 16.2 e 18.9) con un moto proprio annuo comune di 0”.157. 

Il sistema risulta inserito anche in altri cataloghi come l’LSPM ed il WDS. 


pag. 26

Il sistema doppio LDS 1420, formato da due stelle rossastre ben separate tra di loro. 


Immagine infrarossa del sistema LDS 1420: il quadratino indica la componente A. 


pag. 27

I cataloghi Hipparcos e Tycho, come già ricordato, sono il prodotto primario della missione 

astrometrica spaziale dell’ESA (European Space Agency) denominata HIPPARCOS (HIgh 

Precision PARallaxes and COlours Survey). 

Il satellite, che ha operato per quattro anni dal Novembre 1989 al Marzo 1993, ha restituito 

dati scientifici di elevata qualità. 


Il satellite europeo HIPPARCOS che ha prodotto una gran quantità di dati astrometrici 

su svariati milioni di stelle. 


pag. 28

Tra le diverse decine di migliaia di stelle doppie catalogate, abbiamo in campo la HIP 

73436, corrispondente alla TDSC 38777, una coppia molto stretta (0”.8 in p.a. 167°), le cui 

componenti possiedono rispettivamente le magnitudini 7.28 e 10.83 e sono di difficilissima 

separazione; il satellite ci è riuscito grazie ovviamente alla favorevole posizione al di fuori 

dell’atmosfera terrestre. 

Immagine ottica della doppia stretta HIP 73436, le cui componenti sono difficilmente 

separabili dai telescopi posti al suolo. 

Dati posizionali: 

STELLE 

tipo nome AR 2000 DEC 2000 mag. rif. 

nearby star G 201-033 15 05 49.6 55 04 42 13.47 20 

nearby star G 201-042 15 12 23.8 55 37 39 10.3 21 

nearby star LSPM J1507+5516 15 07 06.9 55 16 26 16.48 28 

nearby star NLTT 39402 15 07 43.4 55 14 53 13.9 39 

high p.m. FONAC 1-317239 15 04 31.7 55 43 02 13.15 17 

high p.m. FONAC 1-316425 15 01 41.9 55 11 41 13.18 16 

high p.m. FONAC 1-318764 15 09 43.4 55 22 08 12.17 18 

high p.m. FONAC 1-319486 15 12 18.4 55 25 54 12.49 19 

blu star SDSS J15001+5533 15 00 11.6 55 33 55 14.89 58 

double star HU 143 15 07 27.8 55 15 57 10.0/10.3 23 

double star LDS 1420 15 04 02.7 55 14 42 16.2/18.9 27 

double star HIP 73436 15 00 23.8 55 37 06 7.28/10.83 22 



pag. 29

NANE BIANCHE 

NANE BIANCHE 

In campo sono presenti 4 nane bianche. Come noto, si tratta di oggetti molto piccoli e densi, 

la cui massa è comparabile a quella del Sole mentre il volume è simile a quello della Terra. Le 

temperature efficaci alla superficie di tali stelle hanno un’elevata escursione, da poche migliaia 

ad oltre 100.000 °K. 

Comparazione tra le dimensioni tipiche di una nana bianca e quelle della Terra. 

Pur essendo stelle molto calde, le loro ridotte dimensioni ne fanno oggetti intrinsecamente 

deboli, pertanto di difficile individuazione. 



pag. 30

Per questa ragione, delle 4 nane bianche presenti in campo, solo una risulta appena 

visibile. 

Si tratta di WD 1510+552, un debole astro di magnitudine 19.09, appartenente al sottotipo 

DA, nel cui spettro appaiono dominanti le righe dell’idrogeno. 

Le DA rappresentano la stragrande maggioranza delle nane bianche conosciute (circa il 

75%); una piccola frazione, pari allo 0.1%, è rappresentata dalle DQ nelle quali è il carbonio a 

dominare lo spettro atmosferico. La restante parte, classificata con le sigle DB, DC, DO, DZ e 

DQ-fredde, presenta le righe dominanti dell’elio in varie combinazioni. 

Il più completo catalogo di nane bianche attualmente disponibile è quello di G.P. McCook 

ed E.M. Sion (ApJS 121, 1 -2008-), che annovera 5557 oggetti. 

Identificazione ottica della nana bianca WD 1510+552, di un intenso colore blu 

indicativo dell’elevata temperatura superficiale della stella. 



NANE BIANCHE 


DA WD 1510+552 15 11 24.6 55 06 27 19.09 64 


pag. 31



Nonostante il gran numero di stelle presenti nel campo di M102, solo due variabili si 

conoscono attualmente, peraltro di classificazione incerta. 

La NSVS (Northern Sky Variability Survey) è un programma volto alla registrazione 

temporale del cielo nell’intervallo di magnitudine 8-15.5. 

E’ stato condotto nel corso dell’esperimento di prima generazione ROTSE-I (Robotic 

Optical Transient Search Experiment) utilizzando un sistema robotizzato di quattro piccoli 

telescopi in parallelo ed equipaggiati con camere CCD. Il programma è stato realizzato presso 

Los Alamos, in New Mexico e, principalmente, ha riguardato l’intero cielo boreale. 

Il database NSVS contiene, approssimativamente, 14 milioni di oggetti. 

L’apparecchiatura di ripresa ROTSE-I utilizzata per il programma NSVS. 

In campo abbiamo la NSVS J1506+5528, che varia tra le magnitudini 10.67 ed 11.78, 

provvisoriamente classificata come SR-L. 

In tale classe rientrano le variabili semiregolari (SR), stelle giganti o supergiganti di tipo 

spettrale intermedio che mostrano una certa periodicità nelle loro curve di luce, accompagnate 

ed a volte interrotte da varie irregolarità. I periodi vanno da 20 ad oltre 2000 giorni, mentre 

l’aspetto della curva di luce è piuttosto differente da periodo a periodo, con oscillazioni 

comprese tra alcuni centesimi di magnitudine ad 1-2 magnitudine nel visuale. 

L’aggiunta della lettera “L” indica che si tratta di variabili irregolari lente, poco conosciute 

e comunque non sufficientemente studiate. 



pag. 32

Identificazione ottica della variabile semiregolare rossa NSVS J1506+5528. Alla sua 

destra, ben visibile, è la galassia NGC 5870 (=UGC 9725) 



pag. 33

After flag rejection there are 164 points to display 

Position (J2000.0) 

Photometry 

HTM ID (depth 14) 3598761296 Median ROTSE Mag 10.709 

RA 15:6:41.48 Mag Scatter 0.324 

DEC 55:28:47.1 Median Error 0.011 

RA dee (deg) 226.67283 total N points 447 

DEC dee (deg) 5 5.47975 N good points 164 

RA err (arc sec) 0.72 N no flip 447 

DECerr(arc sec) 0.68 Flags 0 

MJD-50000 mag err flags 

1274.191323 10.873 0.01 0 

1274.192333 10.855 0.01 0 

1274.346243 10.902 0.01 0 

1274.347253 10.902 0.01 0 

1275.164543 10.913 0.01 2 

1275.165563 10.914 0.011 2 

1275.319603 10.929 0.01 0 

1275.320613 10.92 0.01 0 

1276.291323 10.941 0.012 2 

1276.292333 10.945 0.012 2 

1277.166003 10.927 0.011 0 

1277.167013 10.926 0.011 0 

1277.323113 10.928 0.01 0 

1277.324123 10.923 0.01 0 

1278.179773 10.931 0.01 0 

1278.180793 10.964 0.011 0 

1278.334713 10.96 0.01 0 

1278.335733 10.955 0.01 0 

1279.167783 10.973 0.011 2 

1279.168803 10.961 0.01 0 

1280.168223 11.003 0.011 2 

1280.169233 10.995 0.011 0 

1280.323023 11.04 0.011 0 

1280.324033 11.002 0.01 0 

1283.228173 11.046 0.011 0 


Estratto delle registrazioni ROTSE riferito alla variabile NSVS J1506+5528. 

Il secondo oggetto è stato estratto dall’NSV (New catalogue of Suspected Variable stars), 

un compendio al famoso GCVS (general Catalogue of Variable Stars) ora riuniti in un’unica 

pubblicazione curata da un team di astronomi dell’Institute of Astronomy of Russian Academy 

of Sciences e dello Sternberg State Astronomical Institute of the Moscow University. 


pag. 34

Il responsabile del gruppo, che da alcune decine di anni si dedica a questa catalogazione, è 

Nikolai N. Samus, conosciutissimo anche tra gli astrofili variabilisti. 


L’astronomo russo Nikolai N. Samus, team leader del GCVS e dell’ NSV. 


pag. 35

La variabile di che trattasi è la NSV 6886 di magnitudine attorno al valore 9.80 e tipo spettrale 

G5, quindi piuttosto rossa. 

La sua sospetta variabilità era stata segnalata già nel 1937 ad opera di J. Schilt ed S.J. Hill 

(Rutherford Contr. 30), mentre la tipologia di variabilità non è conosciuta. 


Cartina di identificazione ottica della sospetta variabile NSV 6886. 



tipo nome AR 2000 DEC 2000 range mag. rif. 

SR+L NSVS J1506+5528 15 06 41.3 55 28 47 10.67-11.78 45 

? NSV 6886 14 59 42.2 55 35 20 9.80-? 44 


pag. 36

GALASSIE 

GALASSIE 

In una zona come questa, lontana dal piano galattico, è ragionevole aspettarsi la presenza 

di numerosi oggetti extragalattici. 

Ed, infatti, vi troviamo parecchie galassie anche se gli oggetti brillanti sono davvero 

pochi. 

Presso l’Osservatorio Lick posto sul Mount Hamilton, California, negli anni ’70-’80 del 

secolo scorso è stata realizzata la survey NPM1 (Northern Proper Motion). Il gruppo di ricercatori, 

guidato da A.R. Klemola, ha utilizzato il doppio astrografo Shane da 20” per misurare i moti 

propri, le posizioni e le magnitudini fotografiche di circa 149.000 stelle che coprono la porzione 

di cielo boreale esterna al disco della Via Lattea ed a nord della declinazione +23°. 

I moti propri delle stelle sono stati misurati rispetto ad un sistema di riferimento costituito 

da circa 50.000 deboli galassie, le cui magnitudini coprono essenzialmente il range 16-18. 


Veduta generale del complesso di edifici che costituiscono l’Osservatorio Lick 


pag. 37

Il doppio astrografo Shane da 20 pollici utilizzato per la survey NPM1. 

Dal predetto lavoro di Klemola, nella sua porzione dedicata alle galassie e pubblicato 

sull’Astronomical Journal vol. 94, 501 -1987-, abbiamo estratto 4 oggetti che di seguito andiamo 

ad illustrare brevemente. 

NPM1 +55.0217 appare di aspetto ellittico, anche se non si esclude possa trattarsi di una 

galassia a disco vista pressochè di fronte. 


La galassia, di magnitudine 16.62, fa parte di un ammasso denominato Mr 19-9725 (vedi 

in seguito, Berlind 2006) nonchè del gruppo SDSS 5783 (E. Tago et al. Astronomy and 

Astrophysics 479, 927 -2008-). 


pag. 38

Immagine ottica della galassia NPM1 +55.0217; si noti la particolare brillantezza del 

nucleo. 


La stessa galassia vista nell’infrarosso dalla 2MASS. 


pag. 39

NPM1 +55.0215 è sicuramente una galassia a spirale di magnitudine 17.31, con nucleo 

piuttosto luminoso, in posizione isolata e non appartenente ad alcun ammasso. 

Cartina di identificazione ottica della galassia spirale NPM1+55.0215. 



pag. 40

NPM1 +56.0190 è una spirale vista di fronte e di magnitudine 17.30. Nonostante la lontananza, 

l’immagine SDSS mostra la presenza di deboli bracci a spirale. 

L’oggetto fa parte dell’ammasso Mr 20-16488. 

La galassia NPM1 +56.0190, nella quale si scorgono deboli evidenze di bracci a spirale. 



pag. 41

NPM1 +55.0222, di magnitudine 15.79, è la più luminosa del quartetto. 

Di natura ellittica, si trova al centro di un piccolo gruppo composto da almeno quattro galassie 

non classificate. 


Sopra, la galassia NPM1 +55.0222 come appare sulle lastre della Digitized Sky Survey (DSS). 

Sotto, lo stesso oggetto visto dalla SDSS. 


pag. 42

Utilizzando un sistema automatico di ricerca, gli astronomi S.S. Allam, D.L. Tucker, B.C. 

Lee et al. (ATL), hanno setacciato un’area di circa 2099 gradi quadrati nella Data Release 1 

(DR1) della SDSS alla ricerca di galassie isolate. 

Lo studio è stato poi pubblicato nella rivista Astronomical Journal vol. 129, 2062 –2005- e 

comprende un elenco di 2980 galassie, tre delle quali sono state scelte in quanto ricadenti nel 

nostro campo. 

ATL 2297 si presenta con morfologia ellittica ed un nucleo discretamente brillante; la sua 

magnitudine è di 17.13. 

La galassia risulta anche inserita nei cataloghi PGC ed NPM1. 



pag. 43

La galassia ATL 2297 così come vista dalla DSS (sopra) e dalla SDSS (sotto). 



pag. 44

ATL 2296 corrispondente ad altrettante galassie nei cataloghi KUG, CG, SBS ed NPM1, 

è un oggetto di magnitudine 16.99 che, nel suo spettro, presenta un eccesso ultravioletto. Ciò 

sta ad indicare che nella galassia sono presenti intensi fenomeni energetici quasi certamente 

legati ad episodi di formazione stellare. 

Di fatto, la galassia si presenta di un intenso colore blu, tipico delle galassie spirali dove la 

nascita di nuovi astri è ancora ampiamente in corso. 

Per tale motivo, nell’infrarosso, la galassia appare come un debole puntino, riferito alla sua 

zona nucleare dove sono presenti le stelle più vecchie e rosse. 



pag. 45

Confronto tra le immagini di ATL 2296 nella DSS e nella SDSS: il lettore tenga comunque 

presente le diverse dimensioni dei campi interessati, posto che le immagini SDSS presentate 

sottendono un’area 9 volte minore rispetto a quella della DSS. 


Immagine infrarossa con indicata la posizione della galassia spirale ATL 2296 che 

appare come una debole sorgente. 


pag. 46

Altro oggetto giovane e blu è la galassia ATL 2308, di magnitudine 16.98 che, nelle riprese 

della SDSS, si presenta come un batuffolo anonimo. 

Lo spettro che ne è stato ricavato dimostra che, nella galassia, sono in corso eventi altamente 

energetici (nascite di stelle, esplosioni di supernovae) in quanto sono presenti molte righe di 

elementi ionizzati. 

La giovane spirale ATL 2308 si presenta come un tenue batuffolo azzurrognolo poco a 

sud-ovest di una stellina blu galattica. 



pag. 47

Lo spettro della galassia ATL 2308 è stato ottenuto dal telescopio APO nell’ambito della 

realizzazione della SDSS. Si noti la presenza di numerose righe spettrali riferite ad elementi 

ionizzati dal caldo ambiente che permea l’intera galassia. 



pag. 48

Estratta da uno dei tanti lavori prodotti dalla Case Western Reserve University del Warner 

and Swasey Observatory (vedasi la nota nella sezione quasars), presentiamo la galassia CG 

607 (dove CG sta per Case Galaxy), un oggetto di magnitudine 17.31 e di natura piuttosto 

simile alla galassia ATL 2296. Anche in questo caso siamo infatti in presenza di una galassia 

spirale dove sono in corso violenti ed estesi processi di formazione stellare. 

La galassia risulta presente nel catalogo KUG e l’eccesso ultravioletto è chiaramente in 

evidenza nello spettro che riportiamo di seguito. 

Identificazione ottica della galassia spirale blu CG 607. 



pag. 49

Spettro di CG 607 ottenuto nel corso della SDSS. Da notare l’aumento dell’emissione in 

corrispondenza della zona spettrale blu e la presenza di numerose righe di elementi ionizzati. 


Immagine infrarossa di CG 607. 


pag. 50

Passiamo ora ad illustrare alcune galassie che, di fatto, sono le più luminose in campo dopo 

la M102. 

Come tali, figurano nei due più famosi cataloghi di galassie, l’NGC di Dreyer e l’UGC di 

Nilson. 

Cominciamo con NGC 5862, ellittica di magnitudine 15.85 con nucleo piuttosto brillante, 

catalogato anche da Fritz Zwicky con la sigla ZG 20259. 

La galassia fa parte dell’ammasso Mr 18-4626. 


Individuazione ottica della galassia ellittica NGC 5862 nella DSS. Il grande campo 

consente di vedere una bella galassia spirale vista di taglio, in alto a sinistra. 


pag. 51

L’immagine SDSS mostra in maggior dettaglio le caratteristiche di ellitticità della NGC 

5862. 



pag. 52

Se andiamo a rivedere, per esempio, lo spettro della galassia CG 607 e lo confrontiamo con 

quello di NGC 5862, mostrato di seguito, ci rendiamo subito conto della differenza morfologica 

e strutturale. 

In quest’ultima, infatti, non osserviamo l’aumento di segnale verso il blu, bensì esattamente il 

contrario. Le galassie ellittiche, infatti, presentano tale aumento nella regione spettrale rossa. 

Spettro della galassia ellittica NGC 5862, con il caratteristico picco nella regione di 

maggior lunghezza d’onda, indice della presenza di una popolazione stellare vecchia. 



L’immagine infrarossa della 2MASS è centrata su NGC 5862, che appare di un intenso 

colore rosso. 

pag. 53

NGC 5870, corrispondente ad UGC 9725, è una possibile S0 di magnitudine 15.3 ed 

appare molto vicina, prospetticamente, alla variabile rossa NSVS J1506+5528 descritta in 

precedenza. 

La sua classificazione di possibile S0 rende conto dell’andamento spettrale in quanto siamo 

in presenza di un oggetto evoluto, nel quale l’influenza di stelle vecchie conferisce allo spettro 

un andamento crescente verso il rosso con evidenti righe di elementi neutri o comunque poco 

ionizzati. 

Cartina di individuazione ottica della galassia NGC 5870; alla sua sinistra la variabile 

NSVS J1506+5528. 



Spettro di NGC 5870 (vedasi spiegazione nel testo). 

pag. 54

Dal catalogo UGC (Uppsala Galaxy Catalogue), pubblicato da Peter Nilson nel 1973 e 

contenente 12.939 oggetti rilevati nelle lastre blu della POSS (Palomar Observatory Sky 

Survey), abbiamo ricavato due oggetti. 

UGC 9759 è un bellissimo esempio di galassia S0 di magnitudine 15.4. Come già accennato 

per NGC 5870, qui vediamo un tipico caso di questa categoria, con le stelle rossastre (evolute) 

ammassate nella zona centrale e quelle blu (più giovani) ripartite nella parte esterna. 

La presenza di stelle vecchie rende conto del fatto che la galassia sia anche una radiosorgente: 

è stata infatti registrata nelle surveys radio NVSS e FIRST, oltre che dal satellite IRAS che ha 

operato nell’infrarosso. 


Una bella immagine ottica di UGC 9759 che mette in evidenza la dicotomia tra le 

vecchie stelle rosse al centro e quelle giovani blu all’esterno. 


pag. 55

L’immagine radio è stata ottenuta nel corso della survey NVSS e mostra la galassia 

UGC 9759 al centro. 



pag. 56


Dalla survey radio FIRST, i cui campi sono più ampi rispetto alla NVSS, si scorge la 

galassia UGC 9759 indicata dai trattini in alto a sinistra. 


pag. 57

Per UGC 9769 vale il discorso opposto rispetto alla precedente. Si tratta infatti di una spirale 

bluastra di magnitudine 15.7 nella quale lo spettro presenta il tipico andamento delle galassie 

ricche di stelle giovani. 

La galassia, infatti, presenta un eccesso ultravioletto ed è stata rilevata anche nella survey 

KUG (KUG 1510+559). 

Cartina ottica di UGC 9769, galassia spirale blu molto estesa e circondata da un nugolo 

di piccole galassie deboli, probabilmente molto più distanti. 



pag. 58

Spettro di UFC 9769, con il caratteristico andamento crescente verso le lunghezze d’onda 

minori, proprio delle galassie ricche di giovani stelle calde. 


L’immagine infrarossa della 2MASS indica la galassia UGC 9769 come un debole 

batuffolo. 


pag. 59

Poco sopra abbiamo accennato alle galassie KUG. All’Osservatorio giapponese denominato 

Kiso Station è stata realizzata, tra gli anni 1984 e 1993, tutta una serie di ricerche extragalattiche 

volte allo studio di galassie blu che presentano, nei loro spettri, un eccesso di luminosità nella 

regione ultravioletta. 

In totale è stata visionata un’area celeste di 5100 gradi quadrati, all’interno della quale si 

sono rilevate 8968 galassie che rispondevano ai criteri di ricerca. 

L’Osservatorio di Kiso, in Giappone, dove è stata realizzata la rassegna KUG sulle 

galassie che presentano un eccesso ultravioletto. 



pag. 60

Oltre agli oggetti già citati, vogliamo segnalarne altri due, piuttosto interessanti. 

KUG 1502+560, a prima vista, sembra un oggetto di taglia stellare. E’ invece una galassia 

compatta di magnitudine 17.0 che è prospetticamente posta poco a destra di una debole stella 

blu galattica: si potrebbe pensare di essere di fronte ad una stella doppia blu ma, ovviamente, la 

realtà è ben diversa. 



pag. 61

Nell’immagine DSS (sopra) la galassia compatta KUG 1502+560 sembra il membro più 

luminoso di una stella doppia. 

Anche con la SDSS (sotto) si ha la sensazione di una stella doppia, ma l’oggetto centrale 

a destra è la galassia compatta KUG. 



pag. 62

KUG 1507+553 è invece una piccola spirale blu vista pressochè di fronte e di magnitudine 

16.83. Dato il suo colore, nelle immagini infrarosse appare come una debole sorgente 

sfumata. 

Cartina ottica della galassia spirale KUG 1507+553; in campo si osservano anche 

alcune altre galassie più deboli. 



Nell’immagine infrarossa 2MASS la galassia KUG 1507+553 appare di aspetto molto 

debole e sfumato. 

pag. 63

Juan Enrique Cabanela Larrinaga, astronomo presso l’University of Minnesota, ha 

pubblicato, nel 1999, la sua tesi di dottorato dedicata alla ricerca di galassie presenti nella zona 

del polo nord galattico (NGP). 

Per tale lavoro ha utilizzato lo scanner automatico MAPS (Minnesota Automated Plate 

Scanner) per visionare le lastre della POSS, ricavandone un ricco catalogo contenente ben 

217.768 galassie con asse maggiore superiore a 10 secondi d’arco sulle lastre blu della serie. 

J.E. Cabanela Larrinaga, autore del catalogo MAPSNGP. 


Copertura della volta celeste attorno al polo nord galattico con indicate le posizioni di 

tutte le galassie del catalogo MAPSNGP. 

Cabanela ha usato una cura particolare nel rimuovere, dalla survey, tutti gli oggetti che non 

rispondessero ai criteri impostati. 

Una piccola curiosità: diversi oggetti della MAPSNGP sono risultati in seguito coincidenti 

con altrettanti quasars lontani. 

Dal catalogo di Cabanela abbiamo ricavato due oggetti. 


pag. 64

MAPSNGP 14942 è una debole galassia blu di magnitudine 17.14, probabilmente di tipo 

spirale, dato il suo aspetto morfologico. 

La debole galassia (spirale?) MAPSNGP 14942 nell’immagine ottica della SDSS. 



pag. 65

MAPSNGP 14906 è un oggetto compatto di un intenso colore azzurrino e di magnitudine 

15.50. Nelle sue immediate vicinanze si osserva una possibile coppia di stelle arancione nonchè 

una debole galassia spirale blu. 

Immagine ottica di MAPSNGP 14906: alla sua destra si notano una coppia di stelline 

arancione ed una debole galassia spirale blu. 



Ripresa infrarossa della galassia MAPSNGP 14906, visibile come un puntino all’interno 

del riquadro rosso. 

pag. 66

Nel 2003 (Astronomy and Astrophysics 412, 45), un gruppo di astronomi francesi guidati 

da G. Paturel ha pubblicato un corposo catalogo di galassie denominato HYPERLEDA, noto 

anche con la sigla PGC (Principal Galaxies Catalogue). Questo database ha sostituito ed 

ampliato il precedente catalogo LEDA (Lyon Extragalactic DAtabase) e, nella versione del 

2003, conteneva i dati di circa 1 milione di galassie più brillanti della magnitudine B18. 

Attualmente tale numero è più che raddoppiato, superando i 2.5 milioni di oggetti. 


Distribuzione delle galassie nel database HYPERLEDA in funzione della loro velocità 

eliocentrica. 


pag. 67

In un campo come il nostro, lontano dal piano galattico, è naturale attendersi la presenza 

di un gran numero di galassie PGC, ed infatti così è: abbiamo dovuto effettuare una cernita 

presentando solamente gli oggetti più luminosi, che comunque sono piuttosto numerosi e 

vengono di seguito illustrati in uno con le relative cartine di identificazione. 

PGC 2511046 è in realtà costituita da una bella coppia di galassie interagenti, 

collettivamente di magnitudine 15.18. Il sistema è stato rilevato anche nell’infrarosso sia 

dalla 2MASS che dal satellite IRAS. 


La coppia PGC 2511046 vista dalla 2MASS, in basso al centro. 


pag. 68

Mappa IRAS a grande campo con la coppia di galassie poco sotto a sinistra del centro 

del crocicchio rosso (si ingrandisca l’immagine per una migliore individuazione). 



pag. 69

PGC 2507252 è una galassia S0 piuttosto arrossata e di magnitudine 16.51, che 

appartiene probabilmente ad un ammasso, come si può evincere dall’immagine. Come tale 

l’oggetto è inserito in un lavoro di P.A.A. Lopes (MNRAS 380, 1608 –2007-) denominato LRG 

(Luminous Red Galaxies) che comprende oltre 1.5 milioni di galassie ricavate dall’analisi del 

database SDSS. 



pag. 70

PGC 166188, di aspetto azzurrino e magnitudine 17.43, dovrebbe appartenere alla 

categoria delle spirali e si presenta esattamente di fronte, anche se non vi è una traccia della 

presenza di bracci. Anch’essa risulta inserita nel catalogo LRG: si noti in proposito che il 

campo è molto ricco di piccole galassie. 



pag. 71

PGC 2522275 è un altro sistema composto da due galassie ellittiche di magnitudine 

complessiva 16.02. La coppia fa parte dell’ammasso Mr 29-16488 (ma anche di Mr 19- 

9434), ben visibile nell’immagine. Anche questa galassia è inserita nell’LRG. 


Anche l’immagine infrarossa mostra la bonarietà di PGC 2522275, come pure la presenza 

di varie galassie circostanti. 


pag. 72

PGC 2524053 è un’ellittica di aspetto giallastro e magnitudine 15.34. 



pag. 73

Lo spettro di PGC 2524053 mostra l’andamento canonico delle galassie ellittiche, con la 

luminosità che aumenta verso le lunghezze d’onda maggiori. 


Nell’infrarosso, la nostra ellittica si mostra come un’intensa sorgente dall’aspetto 

estremamente compatto. 


pag. 74

PGC 2523111, di magnitudine 16.29, è un’ellittica che sembra associata ad un debole 

compagno azzurrino posto poco a sud. 



pag. 75


PGC 2501627 e PGC 2501658 sono due oggetti vicini, come si può vedere nelle due 

immagini DSS (sopra) ed SDSS (sotto). Il primo è una S0 di magnitudine 16.01, catalogata 

anche con la sigla 2MFGC 12262 in un ridotto catalogo di galassie allungate estratto dalla 

survey 2MASS (2MFGC sta per 2MASS Flat Galaxy Catalogue). Il secondo, più debole, è di 

aspetto azzurrino e potrebbe essere una galassia S di magnitudine 17.40. 


pag. 76

Cartina 2MASS con le due galassie PGC 2501627 e 2501658 in basso a sinistra. 


PGC 2505866 è una spirale vista di taglio, con il nucleo piuttosto ben visibile. La sua 

magnitudine è di 17.32. 


pag. 77

PGC 2492989 è una debole ellittica di magnitudine 16.47. 


La natura ellittica di PGC 2492989 è ben evidenziata nell’immagine infrarossa che 

mostra la galassia ben più luminosa della rossa stella posta poco sopra alla sua destra. 


pag. 78

PGC 2510790 è una spirale evoluta di magnitudine 16.56. L’avanzamento della sua 

evoluzione, con la presenza di molte stelle rosse, si evidenzia non solo nell’immagine SDSS 

ma, e soprattutto, nel suo spettro che presenta un leggero aumento di luminosità nella 

regione rossa. 



pag. 79

Spettro di PGC 2510790, con andamento crescente verso la regione a maggior lunghezza 

d’onda. 


Immagine infrarossa della predetta galassia. 


pag. 80

Presso il Byurakan Observatory in Armenia, tra il 1960 ed il 1990 ha operato uno storico 

telescopio di tipo Schmidt con apertura di 1m. 

In quel periodo sono state ottenute oltre 10.000 lastre, ciascuna con un campo di 4°x4°, 

utilizzate principalmente per il rilevamento di oggetti extragalattici con continuo ultravioletto. 

Veduta dell’Osservatorio di Byurakan. 

Tutto quel lavoro è confluito in due survey. 

La prima si chiamava FBS (First Byurakan Survey), il cui investigatore principale fu il 

famoso astronomo B.E. Markarian. 

La seconda, SBS (Second Byurakan Survey) venne condotta da A. Stepanian come 

continuazione del lavoro di Markarian. 

Quest’ultima contiene 3563 oggetti (1863 galassie e 1700 oggetti stellari), tra i quali vi sono 

galassie di Seyfert e quasars. 



Il telescopio di tipo Schmidt utilizzato per la FBS e la SBS. 

pag. 81

Dalla SBS abbiamo estratto la coppia di galassie SBS 1500+557, di magnitudine 16.85 e 17.56. 

Si tratta evidentemente di due oggetti in reciproca interazione, come dimostra l’accavallamento 

delle loro regioni esterne. 

Solitamente, in questi casi siamo in presenza di galassie spirali destinate a fondersi 

reciprocamente. L’intenso colore blu indica che, al loro interno, sono in corso massicci eventi 

di formazione stellare causate da fenomeni mareali. 

Identificazione ottica della coppia di galassie interagenti SBS 1500+557. 

Le LSB (Low Surface Brightness) sono una categoria di galassie caratterizzate dal possedere 

una bassa luminosità superficiale, indice di una scarsa attività di formazione stellare. Si tratta 

solitamente di oggetti piuttosto vecchi ed evoluti e vengono spesso rilevati in indagini nel 

dominio infrarosso. 


Nel 2003, D. Monnier-Ragaigne e colleghi hanno pubblicato nella rivista Astronomy and 

Astrophysics, vol. 405, 99 un catalogo di circa 3800 galassie LSB selezionate dalla survey 

infrarossa 2MASS. 

Uno di questi oggetti, S2131N, è presente nel nostro campo. Si tratta di un’ellittica di 

magnitudine 18.16 con una curiosa estensione a forma di baffo nella regione sud, possibile 

indizio di un passato interattivo con un’altra galassia che è stata probabilmente fagocitata. 


pag. 82

Immagine ottica della galassia a bassa luminosità superficiale S2131N, residuo di una 

probabile collisione avvenuta in passato. 


Mappa infrarossa di S2131N, dove si nota l’intensa emissione nucleare. 


pag. 83

Concludiamo con una galassia piuttosto strana in quanto presenta proprietà ottiche e spettrali 

apparentemente contrastanti. 

Si tratta di MCG +09-25-023, classificata da alcuni come compatta blu ma che, sulle lastre 

della SDSS, appare come una spirale piuttosto evoluta. 

In aggiunta si notano evidenti segni di interazione mareale, segno che l’oggetto ha 

sperimentato un incontro ravvicinato con un’altra galassia minore che è stata ora inglobata, 

lasciando le sue tracce nell’aspetto distorto. 

Lo scenario proposto dovrebbe essere corretto anche perchè la nostra galassia risulta trovarsi 

all’interno di un gruppo di galassie denominato NOG 840. 

Il NOG (Nearby Optical Galaxy) è un catalogo di circa 7000 galassie vicine, la maggior 

parte delle quali è situata in gruppi più o meno densi. Tale lavoro è opera di alcuni astronomi 

italiani con a capo G. Giuricin (Astrophysical Journal 543, 178 –2000-), che hanno potuto 

verificare che circa il 60% delle galassie NOG sono membri di coppie o gruppi con almeno tre 

membri. 


L’immagine SDSS mostra chiaramente che la galassia MCG +09-25-023 è una spirale 

disturbata – addirittura sembra di vedere più di un nucleo -, con all’interno una popolazione 

stellare mista blu e rossa. 


pag. 84

Lo spettro di MCG +09-25-023 mostra un aumento di remissività, anche se poco 

pronunciato, verso la regione spettrale rossa (indicativo di una galassia evoluta) ma, 

contemporaneamente, presenta alcune intense righe in emissione prodotte da elementi 

ionizzati, tipici delle giovani regioni di formazione stellare. 



pag. 85


La nostra galassia MCG è anche una radiosorgente; risulta infatti rilevata sia nella survey 

NVSS (sopra) che nella FIRST (sotto). In entrambe le mappe l’oggetto trovasi al centro del 

crocicchio. 


pag. 86


GALASSIE 


E? NPM1 +55.0217 15 02 55.1 55 35 39 16.62 41 

S NPM1 +55.0215 15 00 40.2 55 29 19 17.31 40 

S NPM1 +56.0190 15 02 59.1 56 05 52 17.30 43 

E NPM1 +55.0222 15 08 44.6 55 36 21 15.79 42 

E ATL 2297 15 03 50.2 55 37 38 17.13 11 

S ATL 2296 15 03 49.7 55 28 33 16.99 10 

S ATL 2308 15 06 21.1 55 08 42 16.98 12 

S CG 607 15 00 54.6 55 45 44 16.07 14 

E NGC 5862 15 06 03.2 55 34 26 15.85 37 

SO? NGC 5870 15 06 35.1 55 28 30 15.3 38 

SO UGC 9759 15 10 41.0 55 20 59 15.4 62 

S UGC 9769 15 12 06.7 55 47 02 15.7 63 

C KUG 1502+560 15 03 33.3 55 53 24 17.0 25 

S KUG 1507+553 15 08 48.2 55 12 16 16.83 26 

S MAPSNGP 14942 15 00 43.0 56 07 41 17.14 30 

C MAPSNGP 14906 15 00 28.9 56 09 26 15.50 29 

S+S0 PGC 2511046 15 03 20.2 55 41 28 15.18 50 

S0 PGC 2507252 15 03 19.0 55 34 57 16.51 49 

S? PGC 166188 15 05 16.0 55 49 40 17.43 46 

E+E PGC 2522275 15 03 56.0 56 00 32 16.02 51 

E PGC 2524053 15 04 53.6 56 03 33 15.34 53 

E PGC 2523111 15 06 27.0 56 01 56 16.29 52 

S PGC 2501658 15 08 54.5 55 25 34 17.40 7 

S0 PGC 2501627 15 08 48.1 55 25 31 16.01 6 

S PGC 2505866 15 12 12.0 55 32 38 17.32 48 

E PGC 2492989 15 06 23.0 55 10 20 16.47 47 

S PGC 2510790 15 01 20.0 55 41 01 16.56 65 

S+S SBS 1500+557 15 01 27.3 55 31 27 16.85/17.56 55 

LSB S2131N 15 05 43.3 55 57 34 18.16 54 

DwSph KK 236 15 05 31.8 55 51 50 19.17 24 

S MCG +09-25-023 15 07 48.3 55 11 09 14.7 31 



pag. 87



Il nome Abell, per gli appassionati di Astronomia, è universalmente legato agli ammassi 

di galassie. 

George Ogden Abell (1927-1983), astronomo americano dell’ UCLA (University of 

California at Los Angeles), divenne famoso soprattutto per i suoi studi extragalattici. 

Nel periodo in cui veniva realizzata la POSS, egli esaminò accuratamente tutte le lastre 

alla ricerca di ammassi di galassie e, nel 1958, pubblicò un catalogo contenente circa 4000 

ammassi composti ciascuno da almeno 30 membri. 

In seguito, dopo la sua scomparsa, tale pubblicazione venne estesa all’emisfero australe 

e pubblicata nel 1989 a firma di Abell –in memoria-, Harold G. Corwin e Ronald P. Olowin 

(ACO). 

George Ogden Abell, pioniere degli studi sugli ammassi di galassie. 


Nel 1977, A.A. Leir e Sidney van den Bergh pubblicarono uno studio su 1889 ammassi 

ricchi del catalogo di Abell (Astrophysical Journal Supplement 34, 381). 


pag. 88

Da questo lavoro abbiamo estratto l’ammasso A 2015, nel quale sono state contate non 

meno di 98 galassie. Sono comunque tutte molto piccole e lontane e dalla loro colorazione si 

evince che siano, per la stragrande maggioranza, di tipo ellittico. 

Individuazione della zona centrale dell’ammasso A 2015 in cui sono visibile molte, 

piccole galassie lontane. 



pag. 89

Altro astronomo divenuto famoso specie per i suoi studi sugli ammassi di galassie fu Fritz 

Zwicky (1898-1974), nato in Bulgaria da padre svizzero. La sua carriera professionale venne 

svolta comunque interamente negli Stati Uniti, dapprima come Professore di Astronomia 

presso il California Institute of Technology ed in seguito come astronomo del Mount Wilson 

Observatory e del Palomar Observatory. 

Fritz Zwicky, poliedrico astronomo soprattutto nell’astronomia extragalattica. 

I suoi studi furono riferiti alle supernovae, alle stelle di neutroni, alle lenti gravitazionali ed 

alle morfologie delle galassie, ma qui ci interessa ricordare il suo enorme contributo nel campo 

degli ammassi di galassie, per i quali pubblicò ben 6 cataloghi tra il 1961 ed il 1968. 

Uno di questi, ZC 7235, si trova nel campo di M102. 



L’ammasso di galassie ZC 7235, composto esclusivamente di piccole e lontane galassie. 

Attualmente vi si conoscono non meno di 76 membri. 

pag. 90

Oltre ai lavori di Abell e Zwicky, negli ultimi anni sono fioriti molti studi sugli ammassi di 

galassie, lavori derivati essenzialmente dalle analisi delle moderne surveys digitalizzate. 

Nel 2006, per esempio, A.A. Berlind e colleghi hanno pubblicato uno studio su alcuni 

ammassi derivati dalle analisi del database SDSS. 

Denominati Mr (Main red) sono stati selezionati non solo per le reciproche vicinanze dei 

loro membri, ma anche dall’accostamento delle “magnitudini medie nel rosso” (da cui la sigla) 

e sono tuttora oggetto di approfondimenti. 

In campo ne abbiamo tre che andiamo brevemente ad illustrare. 


Mr 19-9725 presenta, nella regione centrale, una galassia S0 circondata da un nugolo di 

piccole galassie (si ingrandisca l’immagine per una migliore visione). 


pag. 91

Mr 19-9434 si trova sullo sfondo di una brillante stella rossa. Nell’immagine, i membri 

più brillanti sono visibili a sinistra della predetta stella. 



Mr 18-4626 è un ammasso sparso e nell’immagine si vedono soprattutto i suoi tre membri 

più brillanti. 

pag. 92

Quando gli ammassi di galassie sono formati da pochi membri, vengono più propriamente 

chiamati gruppi. 

Le surveys 2MASS ed SDSS si prestano perfettamente alla loro localizzazione. 

Sulla rivista Astrophysical Journal, vol. 655, 790 –2007-,A.C. Crook, J.P. Huchra et al. 

Hanno pubblicato un catalogo di gruppi di galassie derivati dalla 2MASS. Si tratta di circa 

20.000 aggregati i cui membri sono stati verificati spettroscopicamente, per cui siamo certi che 

si tratti di gruppi fisici (e non prospettici); la concentrazione di galassie varia, a seconda delle 

tipologie, da pochi membri ad oltre 50. 

Ecco i dati su tre gruppi presenti nel nostro campo. 


2MASS group 900 è uno dei rappresentanti più scarsi, con 4-5 membri visibili nell’immagine 

come dei punti azzurrognoli. 


pag. 93

2MASS group 1112/903 dovrebbe essere un gruppo doppio addensato attorno ad M102, 

composto da non meno di 40 membri buona parte dei quali visibili nell’immagine. 



2MASS group 1103 appare localizzato attorno alla galassia UGC 9759 già discussa in 

precedenza. Il gruppo è composto da almeno 8-10 membri. 

pag. 94

Da un lavoro pubblicato da F. Deng e colleghi nel 2007 (Astronomy and Astrophysics 474, 

783) e riferito ad 11.163 gruppi selezionati dalla SDSS-DR5 abbiamo estratto il gruppo SDSS 

5775, un bellissimo aggregato composto da non meno di 15 galassie e presso il cui centro si 

staglia una vistosa galassia ellittica. 

Il gruppo di galassie SDSS 5775 con la galassia dominante centrale localizzata nel 

mezzo di un triangolo formato da tre brillanti stelle galattiche. 


AMMASSI DI GALASSIE e GRUPPI 

tipo nome AR 2000 DEC 2000 n. galassie rif. 

amm. A 2015 14 59.6 55 59 98 9 

amm. ZC 7235 15 02.4 55 24 76 66 

amm. Mr 19-9725 15 03 21 55 36 05 34 

amm. Mr 19-9434 15 03 34 56 02 17 33 

amm. Mr 18-4626 15 06 19 55 36 14 32 

group 2M group 900 15 12 00 55 06 36 4-5 3 

group 2M group 1112/903 15 06 29 55 45 48 40 5 

group 2M group 1103 15 10 41 55 20 59 8-10 4 

group SDSS 5775 15 08 43 55 36 31 57 



pag. 95

QUASARS ED OGGETTI BL LACERTAE 

QUASARS ed OGGETTI BL LACERTAE 

Tra il 1983 ed il 1995, due astronomi del Warner and Swasey Observatory e della Case 

Western Reserve University, Nicholas Sanduleak e Peter Pesch, hanno realizzato (in 15 serie 

di articoli) una ricerca di oggetti blu, principalmente galassie con spettri a righe in emissione, 

nane bianche e quasars, nell’intervallo di magnitudine 15-18. 

Per tale ricerca hanno utilizzato il telescopio Burrell Schmidt da 61/91cm del Kitt Peak, 

davanti al quale è stato posizionato un prisma obiettivo in grado di generare, sulle lastre ottenute, 

degli spettri a bassa risoluzione di tutti gli oggetti registrati in ciascun campo inquadrato. 

Per i più curiosi, il numero doppio utilizzato per indicare le aperture dei telescopi di tipo 

Schmidt indica il diametro della lastra correttrice di ingresso (più piccolo) e dello specchio 

riflettente. Il recettore (lastra) è posizionato in un punto intermedio, al fuoco dello specchio. 


Il telescopio Burrell Schmidt del Kitt Peak National Observatory utilizzato per la 

realizzazione della Case Low Dispersion Northern Sky Survey. 


pag. 96

Della Case Survey, due oggetti rientrano nel campo della nostra immagine. 

CBS 299, dapprima ritenuto una nana bianca (CBS sta infatti per Case Blu Star), si è in realtà 

rivelato essere un quasar di magnitudine 17.91, posto al ragguardevole red-shift di 1.161. 

L’oggetto è stato registrato come oggetto blu anche nella SBS nonchè in infrarosso nella 

2MASS. 



pag. 97

Il quasar CBS 299 in due immagini SDSS a grande e piccolo campo. Si noti l’intenso 

colore blu dell’oggetto che, ricordiamo, è il nucleo luminosissimo di una galassia lontana. 



Spettro del quasar CBC 299, nel quale le intense righe in emissione (MgII e CIII) sono 

servite per il calcolo del red-shift. 

pag. 98

L’altro oggetto è CSO 712 (dove CSO sta per Case Stellar Object), un quasar un po’ più 

luminoso del precedente, essendo di magnitudine 17.88, ma molto più vicino, possedendo un 

red-shift pari a 0.404. 

Che sia più vicino del precedente lo si può desumere, per esempio, osservando la riga in 

emissione del MgII che qui risulta meno spostata verso il rosso (circa 4000 Angstrom contro 

gli oltre 6000 di CBS 299). 

L’oggetto risulta essere anche un’intensa sorgente x rilevata dal satellite ROSAT e figura 

anche nei cataloghi 2MASS, SBS e PGC. 

Immagine ottica del quasar CSO 712. 



pag. 99

Spettro di CSO 712, con le righe in emissione meno spostate verso il rosso rispetto a 

CBS 299. 



pag. 100

Il ROSAT (Rontgen Satellit) è stato uno dei più prolifici osservatori orbitali realizzati per 

lo studio del cielo nei raggi x. 

Di costruzione interamente tedesca, venne lanciato da Cape Canaveral nel giugno del 1990 

e restò operativo per quasi nove anni, fino al febbraio 1999. 

Il lancio del satellite per raggi x ROSAT avvenuto a Cape Canaveral per mezzo di un 

razzo Delta. 



pag. 101


Rappresentazione artistica del ROSAT in orbita. 

I suoi strumenti esplorarono l’intero cielo e produssero la scoperta di non meno di 150.000 

sorgenti. 

Numerosi sono i cataloghi che hanno preso come riferimento il database del ROSAT; quasi 

sempre si tratta di cataloghi che prendono in esame l’intensità di emissione delle sorgenti 

piuttosto che la loro natura di oggetti celesti. 

Per i nostri scopi siamo andati a verificarne alcuni ed in tre di essi abbiamo trovato altrettanti 

quasars. 


pag. 102

Il ROSAT All-Sky Survey Bright Source Catalogue (1RXS) è stato pubblicato nel 1999 su 

Astronomy and Astrophysics 349, 389 e raccoglie le osservazioni del satellite effettuate nei 

primi sei mesi di missione. Vi sono elencate 18.811 sorgenti con un’accuratezza posizionale di 

circa 30” (un vero record per l’epoca). 

Cerchi d’errore tipici dei rilevamenti ROSAT con indicate le sorgenti poi accertate. 

Qui abbiamo trovato la sorgente 1RXS J15017+5538 che corrisponde ad un quasar di 

magnitudine 17.81 posto al red-shift 0.545. 



Cartina di identificazione ottica del quasar 1RXS J15017+5538. Nonostante sia un 

quasar vicino, la sua apparenza stellare non tradisce affatto la presenza della galassia ospite. 

pag. 103

Immagine a grande campo del ROSAT ottenuta nella regione di M102. Il quasar 1RXS 

J15017+5538 è la sorgente n. 167 indicata dai due trattini neri. 

Nel 1994 i tre ricercatori N.E. White, P. Giommi ed L. Angelini utilizzarono i dati resi 

pubblici della missione ROSAT nel periodo 1991-1994 per generare un catalogo di sorgenti 

puntiformi che rispondessero a determinati requisiti preimpostati. 

Ne venne fuori un catalogo, denominato 1WGA, che non era ovviamente correlato alle 

pubblicazioni ufficiali previste dalla missione ma che, di fatto, si è rivelato estremamente 

importante per gli studi sulle sorgenti x. 

Nella versione aggiornata l’anno seguente il catalogo conteneva oltre 68.000 sorgenti. 



pag. 104

1WGA J1505.7+5549 è un quasar di magnitudine 18.41, con un red-shift pari a 0.709. 

L’oggetto è stato debolmente registrato anche nell’infrarosso dalla 2MASS. 

Identificazione del quasar 1WGA J1505.7+5549. 

Il 2RXP è il secondo catalogo di sorgenti ROSAT ottenuto dallo strumento PSPC (Position- 

Sensitive Proportional Counter) a bordo del satellite. 

Pubblicato nel 2000 a cura del ROSAT Consortium, contiene 95,.331 sorgenti rilevate 

analizzando una copertura celeste di solo il 14.5% del totale. 



Posizioni celesti delle sorgenti x contenute nel catalogo 2RXP, in coordinate galattiche. 

pag. 105

In tale catalogo abbiamo reperito il quasar 2RXP J1506.5+5611, oggetto di magnitudine 

19.03 e red-shift 0.771. 

Cartina di individuazione ottica del quasar 2RXP J1506.5+5611. 

Dalla survey SDSS, che nel campo ha rilevato numerosi quasars, purtroppo di elevata 

magnitudine e fuori portata dall’esposizione ottenuta col nostro strumento, abbiamo estratto due 

oggetti, il secondo dei quali è anche il più lontano oggetto catturato dalla nostra immagine. 



Il quasar SDSS J15095+5530 è un oggetto di magnitudine 19.39 e red-shift 1.139. 

pag. 106


Due immagini del quasar SDSS J15056+5612, oggetto di magnitudine 18.73 che, con il 

suo red-shift z= 2.423, è il più lontano oggetto registrato nella nostra fotografia. Sopra dalla 

DSS e sotto dalla SDSS. 


pag. 107

Spettro del quasar SDSS J15056+5612: se si vanno a rivedere gli spettri dei 

due oggetti CBS 299 e CSO 712, si potrà notare che qui, dato il notevole red-shift, la 

riga in emissione del MgII si è spostata così tanto verso il rosso (a destra) da uscire 

completamente dal range illustrato, mentre hanno fatto il loro ingresso righe del lontano 

ultravioletto come la Lyα e l’ NV. 

Si osservi comunque che, data l’elevata luminosità del quasar, le righe in 

emissione appartengono pressoché tutte ad elementi fortemente ionizzati. 



pag. 108

Dopo anni nei quali sono sempre stati pubblicati cataloghi di quasars basati sui loro redshifts 

spettroscopici, con l’avvento delle surveys estese e digitalizzate, quali la 2dF, 2MASS, 

6dF, SDSS etc., stanno fiorendo gli studi statistici che, evitando la noiosa e lunga (anche se 

l’unica perfettamente valida) verifica spettroscopica, utilizzano i parametri fotometrici per 

elaborare valutazioni statistiche che consentono, in prima istanza, di isolare gli oggetti che 

rientrano nelle tipologie ricercate. 

Ne conseguono le attribuzioni dei “red-shifts fotometrici” che portano, in sede finale, ad una 

classificazione come “candidati Quasars” (cQ). 

La comparazione dei dati così ottenuti con quelli di quasars spettroscopicamente confermati 

ha prodotto buoni risultati, con corrispondenze che vanno dall’ 80% al 97%. 

Ciò ha fornito credibilità a questi studi statistici che, applicando vari estimatori di densità 

fotometrica, ha portato alla “scoperta” di un numero di cQ che supera di 8-10 volte quello dei 

quasars scoperti per via spettroscopica. 

Dobbiamo però stare molto attenti ai red-shifts fotometrici, perchè spesso traggono in 

inganno fornendo valori che si discostano da quelli reali. Del resto questo è lo scotto che 

si paga quando si effettuano valutazioni statistiche; la buona e vecchia regola della verifica 

spettroscopica vale sempre! 

Il più corposo di tali lavori, realizzato da un gruppo di astronomi guidato da Gordon T. 

Richards, è apparso sull’ Astrophysical Journal Supplement vol. 180, 67 -2009- e comprende 

1.015.082 candidati quasars selezionati dal database SDSS. 

Copertura del catalogo NBCKDE in coordinate galattiche. La copertura medesima 

rispecchia, ovviamente, quella della SDSS alla quale il catalogo è legato analiticamente. 

Il catalogo è stato denominato “SDSS-NBCKDE Catalogue of Photometrically Selected 

Quasar Candidates”, dove NBCKDE sta per Non-parametric Bayesian Classification Kernel 

Density Estimator. 

Gli autori stimano che l’efficienza selettiva sia tale che non meno di 850.000 dovrebbero 

essere sicuramente “bona fide” quasars, mentre una verifica con quasars già noti ha mostrato 

una corrispondenza che sfiora il 97-98%. 

Il lettore interessato a questi tipi di oggetti potrà consultare e scaricare da questo sito il 

catalogo-atlante “QUAC” curato da uno degli autori di queste schede (R. Monella). 



pag. 109

Dall’NBCKDE abbiamo estratto due oggetti, ricordando che la loro natura di quasar è 

ancora da verificare, ragione per cui anche i valori dei red-shifts (fotometrici) vanno presi con 

cautela. 

NBCKDE 857545 è un oggetto di magnitudine 18.78, con z-phot. = 2.735; la sua 

colorazione non è azzurrina, per cui non si esclude possa trattarsi o di un quasar oscurato 

(QII) o di un oggetto tipo BL Lacertae. 



pag. 110

NBCKDE 868130, di magnitudine 19.07 e z-phot= 1.405, è di difficile osservazione 

in quanto si trova prospetticamente vicinissimo ad una brillante stella rossa galattica 

(esattamente a sud della medesima). Nonostante l’infelice posizione siamo comunque riusciti 

a catturarlo, sebbene al limite dell’esposizione. 



pag. 111

Concludiamo la sezione, e la scheda, con un oggetto che fa parte della ristretta famiglia 

degli Oggetti di tipo BL Lacertae. 

Questi rappresentano una sottoclasse dei cosiddetti Nuclei Galattici Attivi e sono galassie 

dai cui nuclei compatti proviene una quantità di energia comparabile, ed a volte superiore di 

diversi ordini di grandezza, a quella emessa da tutte le stelle della galassia medesima. 

Il loro nome deriva dal prototipo della classe (BL Lac), una sorgente che, quando venne 

scoperta nel 1929 da Cuno Hoffmeister, fu ritenuta una stella variabile e come tale siglata. 

I BL Lac sono gli oggetti più variabili dell’intero Universo (nell’ottico si superano anche 

le 2-3 magnitudini). La loro emissione si estende su tutto lo spettro elettromagnetico, dai raggi 

gamma alle onde radio, ed in queste ultime sono molto intensi. 

Possiedono una luce fortemente polarizzata ed indicativa di un processo di emissione detto 

di sincrotrone, dove gli elettroni si muovono quasi a velocità della luce spiraleggiando attorno 

alle linee di forza di intensi campi magnetici. Come dicono gli addetti ai lavori si tratta quindi 

di emissione “non-termica” a differenza di quella “termica” tipica delle stelle e legata alla loro 

temperatura. 


Rappresentazione artistica di un oggetto BL Lacertae: la sorgente si trova al centro 

del nucleo galattico ed è animata da rapida rotazione attorno ad un buco nero centrale 

supermassiccio. Lungo i poli dell’asse di rotazione fuoriesce materiale in eccesso che viene 

spinto lontano sotto forma di getti ad elevata velocità ed alta collimazione. Se il getto è 

grosso modo rivolto verso di noi, l’oggetto viene definito di tipo “BL Lacertae”, mentre se 

la direzione è lontana dalla nostra linea di vista è definito “Quasar”. La configurazione 

dei BL Lac rende difficile l’individuazione delle righe in emissione nei loro spettri (coperte 

dall’abbondante continuo stellare) ragione per cui i loro red-shift sono spesso sconosciuti. 


pag. 112

Il nostro oggetto è SBS 1508+561 che, come ci ricorda la sua sigla, è stato rilevato nella 

Second Byurakan Survey di cui abbiamo parlato nella sezione Galassie. 

In accordo a quanto sopra accennato, l’oggetto è stato rilevato in molteplici surveys che 

coinvolgono un po’ tutte le lunghezze d’onda. A parte la banda ottica, dove è presente quasi 

dappertutto, risulta infatti registrato nel radio (WENSS, GB6, NVSS, FIRST, CLASS, RGB, 

WN), nell’infrarosso (2MASS), nell’ultravioletto (GALEX) e nell’x (1RXS, 1WGA, RX, 

1RXP, 2RXP, ROXA, BZB). 



pag. 113

Identificazione ottica DSS (sopra) ed SDSS (sotto) dell’oggetto di tipo BL Lac denominato 

SBS 1508+561, di magnitudine 17.91 e del quale non si conosce il valore del red-shift. 



pag. 114

Mappe identificative nell’infrarosso (2MASS) e radio (NVSS) relative al medesimo 

oggetto SBS 1508+561. 


QUASARS ed 0GGETTI BL LACERTAE 

tipo nome AR 2000 DEC 2000 mag. red-shift rif. 

QSO CBS 299 15 01 51.0 55 32 41 17.91 1.161 13 

QSO CSO 712 15 00 30.8 55 17 09 17.88 0.404 15 

QSO 1RXS J15017+5538 15 01 42.1 55 38 10 17.81 0.545 1 

QSO 1WGA J15057+5549 15 05 43.8 55 49 35 18.41 0.709 2 

QSO 2RXP J15065+5611 15 06 36.0 56 11 13 19.03 0.771 8 

QSO SDSS J15095+5530 15 09 33.1 55 30 12 19.39 1.139 61 

QSO SDSS J15056+5612 15 05 38.8 56 12 59 18.73 2.423 60 

cQ NBCKDE 857545 15 02 38.1 55 15 14 18.78 (2.735) 35 

cQ NBCKDE 868130 15 08 30.7 55 14 59 19.07 (1.405) 36 

BL Lac SBS 1508+561 15 09 48.0 55 56 17 17.91 ? 56 


elaborazione grafica Mario Vignali 

M. Amoretti 

R. Monella 


pag. 115

I dintorni degli oggetti MESSIER M102 - Vialattea

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