M38 Area
RA: 05h 27m 02.721s / DEC: +35° 09' 20.760"
RA: 05h 27m 02.721s / DEC: +35° 09' 20.760"
| Ottica | Montatura | Camera | Integrazione | Luogo e data di ripresa | ||||
| Takahashy Sky90 f/4.5 | SkyWatcher EQ6 Pro | SBIG ST10-XME | LRGB+Ha - 96':24':24':24'+300' | Pesaro - Ottobre, Dicembre 2021 |
M38M38 (noto anche come Messier 38, o NGC1912) è un ammasso aperto visibile nella costellazione Auriga. Fu scoperto da Giovanni Battista Odierna prima del 1654 e scoperto poi indipendentemente da Guillaume Le Gentil nel 1749.
Si trova quasi nel centro geometrico della costellazione ed è ben visibile anche con piccoli strumenti amatoriali, come dei binocoli.
Quest'ammasso è uno dei più luminosi della costellazione; si individua quasi a metà strada fra le due stelle Θ Aurigae e ζ Aurigae, poco a nord di un ricchissimo campo stellare di fondo. è pure il più settentrionale fra gli ammassi brillanti dell'Auriga, ed è visibile con facilità soprattutto dall'emisfero boreale, sebbene resti comunque visibile da quasi tutte le aree popolate della Terra.
M38 si può scorgere anche con un piccolo binocolo, in cui appare come una chiazza chiara appena risolvibile, utilizzando la visione distolta; con un telescopio da 80mm già si risolve in stelle con facilità, mostrando diverse decine di componenti. Con un riflettore da 120-150mm si può arrivare a contare oltre cento stelle, disposte in molteplici concatenazioni, fra le quali una lunga sequenza di alcune decine di stelle disposte in senso est-ovest. In un 200mm le componenti visibili arrivano ad oltre duecento.
Un telescopio amatoriale di medie dimensioni è in grado di mostrare, sul lato sud-est di M38, un altro ammasso aperto, di dimensioni molto più ridotte: si tratta di NGC1907, dall'aspetto molto compatto.
M38 fu osservato da Charles Messier nella notte fra il 25 e il 26 settembre del 1764; egli annotò la sua posizione, molto vicina agli altri due ammassi M36 e M37 e nei pressi della stella ? Aurigae, vicino al centro della costellazione, e scoprì pure che osservandola con un buono strumento non vi è traccia alcuna di nebulosità. Tuttavia, risulta che l'ammasso sia stato osservato in precedenza da Giovan Battista Hodierna, che lo descrisse allo stesso modo, ossia come un oggetto composto da un gran numero di stelle; dello stesso avviso fu Le Gentil.
M38 dista circa 4.200 anni luce dalla Terra, si trova nel Braccio di Perseo, quello subito più esterno al nostro; rapportando un diametro apparente di circa 21' con la sua distanza, si ottiene un diametro reale di circa 25 anni luce. La sua età è stimata in 220 milioni di anni.
La stella più brillante dell'ammasso è una ipergigante gialla di magnitudine 7,9 e tipo spettrale G0, circa 900 volte più luminosa del Sole; un'altra stella, una gigante azzurra (spettro B5), appare di magnitudine 9,7. Si può notare una concatenazione di stelle diretta in senso nord-sud, un po' più luminose rispetto alle altre stelle dell'ammasso. La densità dell'ammasso nelle regioni centrali sarebbe di circa 7,8 stelle per parsec cubico, mentre quella media dell'intero oggetto è di circa 1,11 stelle per parsec cubo.
IC417
IC417, nota talvolta come Nebulosa Ragno, è una grande nebulosa a emissione visibile nella costellazione dell'Auriga; ad essa è legata l'ammasso aperto Stock 8 ed è sede di importanti processi di formazione stellare.
IC417 si individua nella parte centromeridionale della costellazione, in una regione molto ricca di campi stellari e nebulose a metà strada fra le stelle ζ Aurigae e Θ Aurigae; nelle sue immediate vicinanze si osserva la stella Φ Aurigae, che con la sua magnitudine 5,08 rappresenta un valido riferimento. Attraverso uno strumento ottico è possibile distinguere l'ammasso aperto centrale, che è formato da alcune decine di stelle fino alla magnitudine 12 disposte in allineamenti e concatenazioni e dominate verso sud da due stelle di magnitudine 9. Il contorno nebuloso invece resta invisibile ai telescopi di diametro più diffuso e può essere rivelato dalle fotografie a lunga esposizione.
Il periodo più indicato per la sua osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di ottobre e marzo ed è notevolmente facilitata per osservatori posti nelle regioni dell'emisfero boreale terrestre; alle latitudini più settentrionali si presenta circumpolare, mentre da aree come l'estremità meridionale del Sudamerica non può essere praticamente mai osservata.
Nella costellazione dell'Auriga sono state tradizionalmente individuate due grandi associazioni OB, allineate una dietro l'altra. La prima è indicata con la sigla Auriga OB1; inizialmente sono state indicate dodici stelle delle classi spettrali O e B come membri effettivi dell'associazione, cui si aggiungono tre supergiganti rosse al termine del loro ciclo vitale. La distanza suggerita era di circa 1750 parsec e veniva quindi collocata sul Braccio di Perseo. La seconda associazione è indicata come Auriga OB2 e ad essa venivano associate otto stelle di classe O e B in massima parte sulla sequenza principale; la sua distanza era indicata ad almeno 6300 parsec, ossia in una zona remota del disco esterno della Via Lattea, sul Braccio del Cigno.
Secondo gli studi più recenti, la situazione delle associazioni OB in direzione dell'Auriga sembrerebbe essere tuttavia più complessa di quanto creduto inizialmente: infatti le due principali associazioni individuate sarebbero entrambe formate dalla somma di due distinti gruppi stellari. Sotto la definizione di Auriga OB1 sono comprese due associazioni distinte situate rispettivamente a 1100 e a 2000 parsec; Auriga OB2 comprende a sua volta due associazioni, la più vicina delle quali sarebbe situata a 3000 parsec, mentre l'associazione più remota si trova a circa 6000 parsec, in corrispondenza del Braccio del Cigno.
IC417 si trova sul Braccio di Perseo in una regione molto ricca di nebulosità, situate però a varie distanze e visibili qui in successione una dietro l'altra; la sua distanza maggiormente accettata si aggira sui 2300 parsec (7500 anni luce) o tutt'al più di poco inferiore, attorno ai 2050 parsec (6680 anni luce), quindi a breve distanza dal secondo sottogruppo di Auriga OB1. A questo sistema nebuloso si associano diverse sorgenti di radiazione infrarossa, tre delle quali catalogate anche dall'IRAS. Le componenti stellari dell'ammasso Stock 8 sono state studiate a diverse lunghezze d'onda allo scopo di determinare l'evoluzione della regione; in particolare è stato scoperto che le stelle dell'ammasso centrale mostrano età comprese fra 1 e 5 milioni di anni circa, indicando che la formazione stellare qui ha avuto luogo a più riprese. A est di Stock 8 si estende una corrente nebulosa ricca di oggetti stellari giovani, mentre a circa 13 parsec dall'ammasso è presente un secondo addensamento di protostelle profondamente immerso nei gas; la massa di queste stelle neoformate è compresa fra 0,1 e 3 M. Il fronte occidentale della corrente è invece dominato da stelle la cui età è significativamente più giovane di quella delle stelle di Stock 8.
Le dinamiche osservate nel continuum radio rivelano che il fronte di ionizzazione proveniente dalle giovani stelle calde situate sul lato occidentale di Stock 8 non ha ancora raggiunto la corrente nebulosa; è possibile quindi che i processi generativi tuttora in atto in questa corrente siano indipendenti da quelli di Stock 8. Il processo che ha invece generato l'ammasso stesso è stato probabilmente innescato da una popolazione di stelle di classe O e B di una precedente generazione, osservabili adesso tutt'attorno alla nebulosa.
Si trova quasi nel centro geometrico della costellazione ed è ben visibile anche con piccoli strumenti amatoriali, come dei binocoli.
Quest'ammasso è uno dei più luminosi della costellazione; si individua quasi a metà strada fra le due stelle Θ Aurigae e ζ Aurigae, poco a nord di un ricchissimo campo stellare di fondo. è pure il più settentrionale fra gli ammassi brillanti dell'Auriga, ed è visibile con facilità soprattutto dall'emisfero boreale, sebbene resti comunque visibile da quasi tutte le aree popolate della Terra.
M38 si può scorgere anche con un piccolo binocolo, in cui appare come una chiazza chiara appena risolvibile, utilizzando la visione distolta; con un telescopio da 80mm già si risolve in stelle con facilità, mostrando diverse decine di componenti. Con un riflettore da 120-150mm si può arrivare a contare oltre cento stelle, disposte in molteplici concatenazioni, fra le quali una lunga sequenza di alcune decine di stelle disposte in senso est-ovest. In un 200mm le componenti visibili arrivano ad oltre duecento.
Un telescopio amatoriale di medie dimensioni è in grado di mostrare, sul lato sud-est di M38, un altro ammasso aperto, di dimensioni molto più ridotte: si tratta di NGC1907, dall'aspetto molto compatto.
M38 fu osservato da Charles Messier nella notte fra il 25 e il 26 settembre del 1764; egli annotò la sua posizione, molto vicina agli altri due ammassi M36 e M37 e nei pressi della stella ? Aurigae, vicino al centro della costellazione, e scoprì pure che osservandola con un buono strumento non vi è traccia alcuna di nebulosità. Tuttavia, risulta che l'ammasso sia stato osservato in precedenza da Giovan Battista Hodierna, che lo descrisse allo stesso modo, ossia come un oggetto composto da un gran numero di stelle; dello stesso avviso fu Le Gentil.
M38 dista circa 4.200 anni luce dalla Terra, si trova nel Braccio di Perseo, quello subito più esterno al nostro; rapportando un diametro apparente di circa 21' con la sua distanza, si ottiene un diametro reale di circa 25 anni luce. La sua età è stimata in 220 milioni di anni.
La stella più brillante dell'ammasso è una ipergigante gialla di magnitudine 7,9 e tipo spettrale G0, circa 900 volte più luminosa del Sole; un'altra stella, una gigante azzurra (spettro B5), appare di magnitudine 9,7. Si può notare una concatenazione di stelle diretta in senso nord-sud, un po' più luminose rispetto alle altre stelle dell'ammasso. La densità dell'ammasso nelle regioni centrali sarebbe di circa 7,8 stelle per parsec cubico, mentre quella media dell'intero oggetto è di circa 1,11 stelle per parsec cubo.
IC417
IC417, nota talvolta come Nebulosa Ragno, è una grande nebulosa a emissione visibile nella costellazione dell'Auriga; ad essa è legata l'ammasso aperto Stock 8 ed è sede di importanti processi di formazione stellare.
IC417 si individua nella parte centromeridionale della costellazione, in una regione molto ricca di campi stellari e nebulose a metà strada fra le stelle ζ Aurigae e Θ Aurigae; nelle sue immediate vicinanze si osserva la stella Φ Aurigae, che con la sua magnitudine 5,08 rappresenta un valido riferimento. Attraverso uno strumento ottico è possibile distinguere l'ammasso aperto centrale, che è formato da alcune decine di stelle fino alla magnitudine 12 disposte in allineamenti e concatenazioni e dominate verso sud da due stelle di magnitudine 9. Il contorno nebuloso invece resta invisibile ai telescopi di diametro più diffuso e può essere rivelato dalle fotografie a lunga esposizione.
Il periodo più indicato per la sua osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di ottobre e marzo ed è notevolmente facilitata per osservatori posti nelle regioni dell'emisfero boreale terrestre; alle latitudini più settentrionali si presenta circumpolare, mentre da aree come l'estremità meridionale del Sudamerica non può essere praticamente mai osservata.
Nella costellazione dell'Auriga sono state tradizionalmente individuate due grandi associazioni OB, allineate una dietro l'altra. La prima è indicata con la sigla Auriga OB1; inizialmente sono state indicate dodici stelle delle classi spettrali O e B come membri effettivi dell'associazione, cui si aggiungono tre supergiganti rosse al termine del loro ciclo vitale. La distanza suggerita era di circa 1750 parsec e veniva quindi collocata sul Braccio di Perseo. La seconda associazione è indicata come Auriga OB2 e ad essa venivano associate otto stelle di classe O e B in massima parte sulla sequenza principale; la sua distanza era indicata ad almeno 6300 parsec, ossia in una zona remota del disco esterno della Via Lattea, sul Braccio del Cigno.
Secondo gli studi più recenti, la situazione delle associazioni OB in direzione dell'Auriga sembrerebbe essere tuttavia più complessa di quanto creduto inizialmente: infatti le due principali associazioni individuate sarebbero entrambe formate dalla somma di due distinti gruppi stellari. Sotto la definizione di Auriga OB1 sono comprese due associazioni distinte situate rispettivamente a 1100 e a 2000 parsec; Auriga OB2 comprende a sua volta due associazioni, la più vicina delle quali sarebbe situata a 3000 parsec, mentre l'associazione più remota si trova a circa 6000 parsec, in corrispondenza del Braccio del Cigno.
IC417 si trova sul Braccio di Perseo in una regione molto ricca di nebulosità, situate però a varie distanze e visibili qui in successione una dietro l'altra; la sua distanza maggiormente accettata si aggira sui 2300 parsec (7500 anni luce) o tutt'al più di poco inferiore, attorno ai 2050 parsec (6680 anni luce), quindi a breve distanza dal secondo sottogruppo di Auriga OB1. A questo sistema nebuloso si associano diverse sorgenti di radiazione infrarossa, tre delle quali catalogate anche dall'IRAS. Le componenti stellari dell'ammasso Stock 8 sono state studiate a diverse lunghezze d'onda allo scopo di determinare l'evoluzione della regione; in particolare è stato scoperto che le stelle dell'ammasso centrale mostrano età comprese fra 1 e 5 milioni di anni circa, indicando che la formazione stellare qui ha avuto luogo a più riprese. A est di Stock 8 si estende una corrente nebulosa ricca di oggetti stellari giovani, mentre a circa 13 parsec dall'ammasso è presente un secondo addensamento di protostelle profondamente immerso nei gas; la massa di queste stelle neoformate è compresa fra 0,1 e 3 M. Il fronte occidentale della corrente è invece dominato da stelle la cui età è significativamente più giovane di quella delle stelle di Stock 8.
Le dinamiche osservate nel continuum radio rivelano che il fronte di ionizzazione proveniente dalle giovani stelle calde situate sul lato occidentale di Stock 8 non ha ancora raggiunto la corrente nebulosa; è possibile quindi che i processi generativi tuttora in atto in questa corrente siano indipendenti da quelli di Stock 8. Il processo che ha invece generato l'ammasso stesso è stato probabilmente innescato da una popolazione di stelle di classe O e B di una precedente generazione, osservabili adesso tutt'attorno alla nebulosa.