Gruppo Astrofili Volontari Ingauni


...io questo ciel che sì benigno
appare in vista, a salutar m'affaccio...

La sera del dì di festa (Giacomo Leopardi)


VERGINE




Vergine
Clic sulla mappa per ingrandire l'Ammasso di galassie della Vergine

Nome latino: Virgo (Virginis) - Vir
Coordinate: A.R. 13h; Dec.: 0°
Superficie: 1294° quadrati
Fascia di osservabilità: Lat. -80°/+80°
Passaggio al meridiano: 25 maggio
Stella alfa: Spica

Grande costellazione zodiacale nella quale il Sole si trova dalla fine di settembre alla fine di ottobre. Il Sole è nella Vergine al momento dell'equinozio autunnale, cioé quando si sposta verso l'emisfero meridionale del cielo: ciò accade intorno al 23 settembre di ogni anno.
La Vergine è, per dimensioni, la seconda costellazione ed una delle più ricche di oggetti del profondo cielo, grazie all'enorme quantità di galassie, molte delle quali osservabili anche con strumenti amatoriali.

Alfa
Virginis (Spica - Spiga di grano), di mag. media 0,98, è una binaria spettroscopica con periodo di 4,01 giorni; le due stelle hanno rispettivamente masse di 11 e 7 masse solari, diametri 13 e 6 volte quello del Sole e temperature superficiali di 22.000 e 20.000 K.
La primaria è una variabile pulsante di tipo b CMa con variazioni di luminosità comprese tra mag. 0,97 e 1,04 in 4 ore e 10 minuti ed è altresì una variabile ellissoidica a causa della sua binarietà. Dista 262 a.l.
Si pensa che questa stella permise ad Ipparco di scoprire la precessione degli equinozi; il tempio di Tebe fu infatti costruito allineandolo con Spica nel 3200 a.C. ed il lento (ma rilevabile) cambiamento nella sua orientazione permise di dedurre il fenomeno della precessione. Tali studi furono in seguito approfonditi anche da Nicolò Copernico.

Stelle doppie
Gamma Virginis (Porrima - nome di una dea romana del parto, chiamata anche Prorsa, colei che volge in avanti [la testa del nascituro]), di mag. 2,74, è una delle più belle doppie visuali del cielo.
Formata da una coppia di stelle gialle praticamente identiche aventi rispettivamente mag. 3,11 e 3,13 orbitanti attorno al comune centro di massa in 171,37 anni (con semiasse orbitale di 44 U.A.); le due stelle hanno massa di 1,5 masse solari, diametro di 1,4 volte quello del Sole e temperatura superficiale di 7000 K.
Il sistema dista 38,6 a.l. e purtroppo al momento le due stelle non sono separabili neppure con strumenti professionali, avendo raggiunto la distanza minima (periastro) nel 2007 con una separazione di 0,3" che tenderà via via ad aumentare nei prossimi decenni fino a raggiungere una separazione di circa 6" nel 2093.

Delta Virginis (Auva - colui che abbaia), di mag. 3,39, è una gigante rossa con massa circa doppia rispetto al nostro Sole, un diametro di 32 volte quello della nostra stella e temperatura superficiale di 3700 K.
Ha una compagna nana di mag. 10,7 (separata di 164"), che impiega ben 200.000 anni a compiere una rivoluzione completa attorno alla principale.
E' anche una variabile semiregolare con variazioni di luminosità comprese tra mag. 3,32 e 3,40; dista 202 a.l.

Eta Virginis (Zaniah - l'angolo), di mag. 3,89, ha una massa quasi tripla rispetto al Sole, un diametro di 5 volte ed una temperatura superficiale di 8700 K. Dista 250 a.l.
Benché appaia singola all'osservazione visuale, in realtà si tratta di un sistema triplo formato da una coppia principale di stelle separate di appena 0,5 U.A. e da una terza componente più lontana.
Situata sull'eclittica, può essere occultata dalla Luna e, seppur più raramente, dai pianeti: la prossima occultazione di questa stella da parte di Venere avverrà il 19 Novembre 2445.

Theta Virginis, di mag. complessiva 4,38, è in realtà un sistema quadruplo formato da una stella principale (A) che è a sua volta una binaria spettroscopica con componenti di mag. 4,6 e 6,8 separate di 0,48" e periodo orbitale di 14 anni.
La terza componente del sistema, Theta Virginis B, di mag. 9,0 è separata di 7,1" mentre Theta Virginis C, di mag. 10,4, è separata di 69,6". Dista 415 a.l.

Tau Virginis, di mag. 4,21, è una stella doppia formata da una coppia di stelle bianche separate di 80". Dista 219 a.l.

Wolf 424, di mag. 12,5, è un sistema binario formato da una coppia di nane rosse, separate mediamente di 4,1 U.A., che orbitano attorno al comune centro di massa in 16,2 anni. Il sistema dista 14,2 a.l.

Stelle variabili
Nu Virginis, di mag. 4,04, è una gigante rossa variabile semiregolare, con variazioni minime di luminosità, dell'ordine di 0,06 magnitudini. Dista 313 a.l.

FI Virginis (Ross 128), di mag. 11,2, è una nana rossa con una massa pari al 15% della massa solare, il 20% del suo diametro ed una temperatura superficiale di 2800 K. E' una variabile a brillamento (o a flare) ed attualmente sta attraversando una fase di instabilità che la porta a diminuire il periodo di variabilità. Dista 10,92 a.l. ed è ormai certo che attorno ad essa vi sia un disco di polveri, mentre non è provata l'esistenza di pianeti o nane brune.

R Virginis, di mag. media 7,77, è una gigante rossa variabile di tipo Mira con oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 7 ed 11 in un periodo medio di 145,5 giorni (insolitamente breve per una stella di questo tipo).
Le misure sulla distanza sono incerte ma alcune fonti la indicano in 2330 a.l.; questa stella non scende mai al di sotto della soglia di visibilità per strumenti di 150 mm. di apertura.

S Virginis, è una bella variabile a lungo periodo di tipo Mira con variazioni di luminosità comprese tra mag. 6,3 e 13,2 con conseguente variazione del tipo spettrale. Dista 245 a.l.

W Virginis, di mag. media 9,46, è una variabile Cefeide peculiare, prototipo delle Cefeidi di Popolazione II (più rare ed intrinsecamente meno luminose di quelle di Popolazione I).
E' una stella pulsante che alterna espansioni e contrazioni dei suoi strati più esterni con un periodo di 17,27 giorni, con variazioni di luminosità (dell'ordine di 1,2 magnitudini), spettro e diametro; presenta una curva di luce insolitamente larga ed è situata nell'alone galattico e quindi è una stella molto più vecchia dei membri tipici dei bracci di spirale.

Stelle peculiari
Beta Virginis (Zavijava - l'angolo dell'imbonitore), di mag. 3,59, ha una massa di 1,4 masse solari, un diametro di 1,8 volte quello del Sole ed una temperatura superficiale di 6500 K. Dista 35,6 a.l.
La prima particolarità di questa stella è quella di avere ottenuto l'assegnazione di beta nella nomenclatura di Bayer, nonostante non sia una stella particolarmente brillante (è la sesta in ordine di luminosità di questa costellazione).
Essendo situata sull'eclittica, questa stella può essere occultata dalla Luna e (seppur più raramente) dai pianeti; la prossima occultazione planetaria, da parte di Venere, avverrà l'11 agosto 2069.
Attorno a Zavijava orbitano uno o più pianeti di massa compresa tra 0,16 e 4,2 masse gioviane (a distanze comprese tra 0,05 e 5,2 U.A.) e una non confermata nana bruna.
Una curiosità: durante l'eclisse solare del 21 settembre 1922, il calcolo del tempo occorso per l'occultazione di questa stella permise ad Albert Einstein di calcolare la velocità della luce.

Epsilon Virginis (Vindemiatrix - annunciatrice della vendemmia), di mag. 2,85, è una gigante gialla con massa di 2,2 masse solari, diametro pari a 13 volte quello del Sole e temperatura superficiale di 5000 K. Dista 102 a.l.
Sembra ormai certo che questa stella sia un membro sfuggito dall'ammasso aperto delle Iadi, nel Toro.

Zeta Virginis (Heze - ?), di mag. 3,37, è una stella bianca con massa circa doppia rispetto al Sole, è 18 volte più luminosa ed ha una temperatura superficiale di 8400 K. Dista 73,2 a.l. ed è caratterizzata da un moto di rotazione estremamente rapido: poco meno di 12 ore.

70 Virginis, di mag. 4,98, è una stella gialla leggermente più massiva del Sole, tre volte più luminosa, con una temperatura superficiale di 5770 K ed una età stimata di 8,2 miliardi di anni. Dista 59 a.l.
Nel 1996 in orbita attorno a questa stella è stato scoperto un pianeta con massa di almeno 7 masse gioviane, orbitante ad appena 0,5 U.A. in 116 giorni (70 Virginis b). 

Ammassi stellari
NGC5634 - di mag. 11,0, è l'unico ammasso globulare della costellazione della Vergine (tra tutti gli oggetti di magnitudine superiore a 13). Piccolo ma brillante è situato quasi ai confini con la Bilancia, dista 82.000 a.l. da noi e 70.000 dal centro galattico.

Nebulose
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Galassie
M 49 (NGC4472) - di mag. 8,6, è una galassia ellittica gigante, cinque volte più massiva della Via Lattea. Ha una estensione di 160.000 a.l. e dista circa 55.000.000 di a.l.

M 58 (NGC4579) - di mag. 9,7, è una galassia a spirale barrata con un brillante nucleo centrale. Dista 55.000.000 di a.l.

M 59 (NGC4621) - di mag. 9,6, è una galassia ellittica appartenente all'ammasso di galassie della Vergine. Dista 55.000.000 di a.l.

M 60 (NGC4649) - di mag. 8,9, è una delle galassie ellittiche giganti dell'ammasso della Vergine, situata in un campo estremamente ricco che, in appena 1° quadrato, racchiude ben 7 galassie. Dista 55.000.000 di a.l.

M 61 (NGC4303) - di mag. 8,9, è una galassia a spirale che fa parte dell'ammasso di galassie della Vergine, pur trovandosi in una posizione decentrata, in direzione sud-sudest. Dista 55.000.000 di a.l.

M 84 (NGC4374) - di mag. 9,1, è stata a lungo classificata come galassia ellittica ma ultimamente si avanza l'ipotesi che possa trattarsi, in realtà, di una galassia lenticolare. Situata nel cuore dell'ammasso della Vergine, dista anch'essa 55.000.000 di a.l.

M 86 (NGC4406) - di mag. 8,9, è una probabile galassia lenticolare posta al centro dell'ammasso della Vergine. Dista 55.000.000 di a.l.

M 87 (NGC4486 - Virgo A) - di mag. 8,6, è una galassia ellittica gigante, membro dominante dell'ammasso di galassie della Vergine. Contiene al suo interno un buco nero supermassiccio ed è una cospicua emittente di raggi X. Dista 55.000.000 di a.l.

M 89 (NGC4552) - di mag. 9,8, è una galassia ellittica situata nel cuore dell'ammasso della Vergine, avvolta da una struttura gassosa che si estende per 1.500.000 a.l. Dista, al pari delle altre galassie dell'ammasso, 55.000.000 di a.l.

M 90 (NGC4569) - di mag. 9,5, è una delle più grandi galassie a spirale tra quelle appartenenti all'ammasso della Vergine ed è situata quasi ai confini con la costellazione della Chioma di Berenice. Dista 55.000.000 di a.l.

M 104 (NGC4594 - Galassia Sombrero) - di mag. 8,0, è una bellissima galassia a spirale vista quasi di taglio, con una inclinazione di appena 6°, caratterizzata da una larga banda di polveri oscure sul piano equatoriale.
Nonostante sia uno degli oggetti più noti e fotografati del cielo, è anche uno dei più controversi: viene infatti talvolta considerato facente parte dell'ammasso di galassie della Vergine (con una distanza stimata di 55.000.000 di a.l.) e talvolta no, ma considerato molto più vicino, con una distanza stimata attorno ai 30.000.000 di a.l.

NGC4030 - di mag. 10,6, è una debole galassia a spirale vista quasi frontalmente che necessita di strumenti di grandi dimensioni per evidenziare la struttura dei bracci. Dista 85.000.000 di a.l.

NGC4123 - di mag. 11,4, è una debolissima galassia a spirale vista quasi frontalmente che dista 82.000.000 di a.l.

NGC4124 - di mag. 11,4, è una sottile galassia a spirale (sospetta lenticolare), orientata da N-NO a E-SE, con un nucleo molto brillante. Dista 55.000.000 di a.l.

NGC4178 - di mag. 11,4, è una debole galassia a spirale che, all'osservazione visuale, si presenta come un tenue fuso orientato da N-NE a S-SO, senza lasciar intravvedere alcun dettaglio dei bracci. Dista 55.000.000 di a.l.

NGC4216 - di mag. 10,0, è una interessante galassia a spirale orientata da N-NE a S-SO che mostra già a medi ingrandimenti un rigonfiamento centrale molto luminoso; occorrono però strumenti di almeno 400 mm. di apertura per evidenziare alcuni dettagli della banda equatoriale. Dista 55.000.000 di a.l.

NGC4261 (3C 270) - di mag. 10,4, è una galassia ellittica gigante solo prospetticamente appartenente all'ammasso della Vergine ma in realtà posta molto più lontano, a ben 100.000.000 di a.l. da noi.
Il Telescopio Spaziale Hubble ha scoperto all'interno di questa galassia un buco nero supermassiccio, con una massa stimata compresa tra 500 milioni e 1 miliardo di masse solari, circondato da un disco di freddi gas e polveri del diametro di 800 a.l.; la peculiarità di questa galassia consiste nel fatto che sia il buco nero che il disco non si trovano esattamente al centro di NGC4261 ma spostati da esso di circa 20 a.l.: questo starebbe ad indicare una possibile fusione fra due galassie avvenuta in tempi remotissimi.
Questa galassia è anche una notevole radiosorgente. Parte del materiale più interno del disco cade spiraleggiando nel buco nero e parte genera un potente campo magnetico che irradia nello spazio, alla velocità della luce, due potenti getti di materia che sembrano provenire dai poli magnetici del buco nero ma che in realtà provengono dal disco.
Questi getti di radiazioni e particelle raggiungono una distanza di 90.000 a.l.! Tanto quanto il diametro della nostra Galassia.
Osservazioni effettuate con l'Osservatorio per raggi X Chandra hanno permesso di scoprire altri buchi neri, meno massicci, ed alcune stelle di neutroni nelle regioni esterne della galassia.
Questi oggetti possono essersi formati in seguito alla cannibalizzazione di una galassia più piccola che avrebbe dato origine ad enormi nubi di polvere ed alla conseguente nascita di stelle super massicce che, al termine della loro vita, avrebbero dato origine a stelle di neutroni e buchi neri.

NGC4365 - di mag. 9,6, è una galassia ellittica appartenente all'ammasso della Vergine ed ha una età di 12 miliardi di anni, come testimoniano molti dei suoi ammassi globulari; come in tutte le galassie ellittiche la formazione stellare dovrebbe essere finita da molto tempo ma il confronto tra immagini effettuate dall'Hubble Space Telescope e immagini ottenute nell'infrarosso con uno dei quattro strumenti da 8 metri che costituiscono il Very Large Telescope (VLT) dell'Osservatorio australe europeo in Cile ha dimostrato la presenza di numerosi ammassi globulari formati da stelle relativamente giovani e ricche di metalli.
E' la prima volta che un fenomeno del genere viene osservato in una galassia ellittica e forse questo dovrà far riflettere su alcune idee sull'evoluzione dell'universo.

NGC4371 - di mag. 10,8, è una galassia a spirale barrata appartenente all'ammasso della Vergine che, all'osservazione visuale, mostra una barra brillante orientata in direzione nord-sud attorno alla quale si avvolge un'ampia e debole struttura a spirale. Dista 55.000.000 di a.l.

NGC4388 - di mag. 11,0, è una galassia a spirale vista quasi di taglio appartenente all'ammasso della Vergine e quindi, la sua distanza stimata è pari a quella di tutte le altre galassie dell'ammasso: 55.000.000 di a.l.
E' anche una galassia attiva con un luminoso nucleo energetico. Nel 2002 il Telescopio Nazionale Giapponese (Subaru) ha scoperto che da questa galassia si innalzano nubi di gas che si estendono per oltre 100.000 a.l.
Una delle ipotesi fatte per spiegare questo fenomeno dice che le nubi di gas potrebbero essere state letteralmente strappate via durante l'attraversamento del fitto mezzo interstellare dell'ammasso; secondo un'altra ipotesi invece, le nubi di gas altro non sarebbero che il residuo di una piccola galassia distrutta dalle potenti forze mareali della ben più grande NGC4388.
Questa galassia si sta allontanando da noi alla incredibile velocità di 2500 km/sec.

NGC4429 - di mag. 10,0, è una galassia lenticolare situata proprio nel cuore dell'ammasso della Vergine. All'osservazione visuale si presenta vista quasi di taglio, orientata da est a ovest, con una notevole condensazione centrale attorno ad un nucleo quasi stellare. Dista 55.000.000 di a.l.

NGC4438 + NGC4435 (Arp 120 o Gli Occhi) - di mag. 10,2, è una coppia di galassie interagenti nella quale NGC4438 è il membro dominante e si presenta come un grande ovale brillante circondato da una tenue nebulosità; NGC4435 è più piccola ma altrettanto brillante e si trova a soli 5' dalla principale.
Entrambe le galassie sono interessate da fenomeni altamente energetici e dall'emissione di filamenti di gas caldi (più estesi in NGC4438 e concentrati attorno al nucleo in NGC4435).
Osservazioni congiunte nell'ottico, nei raggi X e nelle onde radio indicano che le due galassie si sono scontrate in un passato recente, stimato nell'ordine di 100.000.000 di anni fa.
Questi scontri sono relativamente comuni in ammassi ricchi come quello della Vergine, dove nella parte centrale ci sono migliaia di galassie che si spostano nello spazio alla velocità di migliaia di chilometri l'ora.
Durante l'incontro tra NGC4438 e NGC4435 le forze gravitazionali hanno attirato e strappato letteralmente via gas e stelle dalle regioni più esterne delle due galassie. NGC4438 fu danneggiata nella collisione, ma i gas caldi ricaddero su di essa nel giro di poche centinaia di milioni di anni; NGC4435, essendo meno massiva, non riuscì a recuperare i materiali che quindi si dispersero nello spazio intergalattico.

NGC4442 - di mag. 10,4, è una brillante galassia con un luminoso nucleo stellare. Dista 55.000.000 di a.l.

NGC4487 - di mag. 10,9, è una galassia a spirale vista quasi frontalmente che dista 45.000.000 di a.l. Utilizzando un oculare a basso ingrandimento è possibile osservare, nello stesso campo, la galassia a spirale NGC4504 (di mag. 11,2 - dimensioni: 4,0'x2,8').

NGC4496 A+B - di mag. 11,4, è una coppia di galassie nella quale la secondaria (una spirale di mag. 13,0), si trova quasi sovrapposta alla principale (una spirale barrata).
Benché viste frontalmente, sono deboli ed evanescenti; distano 45.000.000 di a.l. In questa coppia di galassie è stata osservata una supernova: la SN1960F.

NGC4517 - di mag. 10,4, è una galassia a spirale vista di taglio che presenta, all'osservazione visuale, un centro luminoso (senza però evidenziare il nucleo) ed una complessa struttura di polveri oscure.
Ha un diametro reale di 152.000 a.l. e dista 32.000.000 di a.l. dalla Terra.
Forma una coppia (NON interagente) con la galassia NGC4517A.
CURIOSITA': Questo oggetto è stato scoperto da William Herschel nel 1784, sennonché, nel 1828, suo figlio, John Herschel, lo registrò nuovamente (con un errore di 5' in A.R.) assegnandogli il numero di catalogo NGC4437. Dalla descrizione fatta della galassia è certo però che si tratti dello stesso oggetto, così questa spirale ha al suo attivo ben due numeri dello stesso catalogo.

NGC4526 (La galassia perduta) - di mag. 9,7, è una galassia lenticolare vista quasi perfettamente di taglio, che si presenta come una ellisse brillante circondata, nelle foto a lunga posa, da un debole alone. Situata nell'ammasso della Vergine, dista 55.000.000 di a.l.
A dispetto del suo nome, questo oggetto è facilmente localizzabile: basta semplicemente spostarsi di 11' in A.R. dalla stella 32 Virginis per trovare una coppia di stelle giallo-arancio di mag. 6,5 e 7,0, separate di circa 15'. La galassia si trova esattamente in mezzo alle due stelle.
In questa galassia sono state osservate due supernovae: la SN 1969E e la SN 1994D; quest'ultima è una delle supernovae più luminose del passato recente ed ha raggiunto, al suo massimo, mag. 11,8.

NGC4527 - di mag. 10,5, è una galassia a spirale mediamente inclinata con un nucleo centrale allungato ed un esteso alone nel quale si avvolgono i bracci; si notano alcune condensazioni e la sovrapposizione di alcune stelle di campo. Dista 44.000.000 di a.l.
Strutturalmente molto simile alla galassia di Andromeda, ha ospitato almeno due supernovae nell'ultimo secolo: la SN 1915A (magnitudine massima di 15,5) e la SN 1991T (magnitudine massima di 13,0).
Visibile già in un piccolo strumento di 114 mm. di apertura usato a bassi ingrandimenti, forma una coppia, solo prospettica, con la debole spirale NGC4536.

NGC4535 - di mag. 10,0, è una bellissima galassia a spirale barrata vista frontalmente che necessita di strumenti di apertura medio-grande per l'osservazione di particolari quali le condensazioni e le zone più scure all'interno dei bracci, nonché la barra centrale.
Nelle fotografie a lunga posa risaltano luminose giovani stelle blu e numerose nebulose ad emissione all'interno dei bracci.
E' un membro dell'ammasso della Vergine e la sua distanza, determinata con il metodo delle Cefeidi, risulta essere di circa 55.000.000 di a.l.

NGC4536 - di mag. 10,6, è una estesa ma sfuggente galassia a spirale barrata che richiede strumenti di almeno 200 mm. di apertura per essere individuata; strumenti con diametro almeno doppio permettono di vedere la barra centrale ed un accenno della intricata struttura a spirale, dominata da due bracci "maggiori".
All'interno del nucleo, è visibile una curiosa formazione nebulare oscura a forma di "X". Dista 70.000.000 di a.l. e forma una coppia prospettica con NGC4527 (di cui si è detto sopra).

NGC4567+NGC4568 (I Gemelli Siamesi o Galassie farfalla) - di mag. 10,9, è una coppia di galassie a spirale interagenti; la prima ha una inclinazione di 25° (quindi è visibile quasi frontalmente) ed un diametro stimato di 15.000 a.l., mentre la seconda è inclinata di 70°, con un diametro di 25.000 a.l.
NGC4567 presenta, all'osservazione visuale, un piccolo nucleo brillante con due bracci principali in parte distorti dall'interazione gravitazionale mentre NGC4568 mostra un esteso bulge attorno al quale è intensa l'attività di formazione stellare. Appartengono anch'esse all'ammasso di galassie della Vergine.
Nel 2004 è stata osservata una supernova in questa coppia di galassie (SN 2004cc).
(Nell'immagine NGC4567 è la galassia di destra)

NGC4636 - di mag. 11,5, è una galassia considerata intermedia tra le ellittiche e le lenticolari; sufficientemente brillante da essere osservata già in uno strumento di 100 mm. di apertura, necessita di un diametro almeno doppio per osservare, oltre alle tondeggianti regioni centrali, anche il debole alone ovaleggiante.
Immagini riprese nei raggi X dall'osservatorio spaziale Chandra, hanno evidenziato due bracci molto aperti (o forse due archi) di gas caldo che si estendono dal nucleo per oltre 25.000 a.l. in direzioni opposte.
Pur trovandosi approssimativamente nella stessa regione celeste, non appartiene all'ammasso della Vergine. Dista 57.000.000 di a.l.
Il nucleo centrale, piccolo e brillante, ha una denominazione a sé: NGC4624.

NGC4731 - di mag. 11,5, è una tenue ed affusolata galassia a spirale barrata che necessita di strumenti di grande apertura per essere individuata. Dista 65.000.000 di a.l.

NGC4762 - di mag. 10,3, è una sottilissima galassia a spirale barrata, o forse lenticolare, vista perfettamente di taglio. Dista 55.000.000 di a.l.
Circa 10' a nord-ovest è visibile la più piccola e debole NGC4754, di mag. 11,5 (visibile in basso a sinistra nella foto).

NGC4818 - di mag. 11,1, è una sottile galassia a spirale (forse barrata) con un nucleo di aspetto diffuso. Dista 70.000.000 di a.l.

NGC4845 - di mag. 11,2, è una galassia a spirale vista quasi di taglio, che presenta un piccolo nucleo brillante ed una sottile banda di polveri equatoriale. Dista 51.000.000 di a.l.

NGC4866 - di mag. 11,2, è una galassia lenticolare, o forse una galassia a spirale vista quasi perfettamente di taglio, che si presenta, all'osservazione visuale, come un sottilissimo fuso più brillante al centro, orientato per est-ovest. Dista 52.000.000 di a.l.

NGC4939 - di mag. 11,3, è una bella galassia a spirale, leggermente inclinata, che mostra bracci lunghi e sottili ben avvolti attorno al piccolo nucleo brillante; nelle foto a lunga posa si evidenziano numerose zone ad alta formazione stellare. Dista 130.000.000 di a.l.
E' anche una galassia attiva, con un nucleo che varia in luminosità in tempi irregolari.
In questa galassia sono state osservate tre supernovae: nel 1968, nel 1973 e, più recentemente, nel 2008 (la SN 2008aw, che ha raggiunto, al suo massimo, mag. 15,8).

NGC5054 (Herschel 400) - di mag. 10,9, è una bella ma piccola galassia a spirale di aspetto irregolare, con evidenti linee di polveri oscure (situate prevalentemente a sud ovest del nucleo) e regioni ad alta formazione stellare nei due bracci principali. Dista 82.000.000 di a.l.
Questa galassia fa parte del Gruppo di Galassie di NGC5044. La piccola galassia vista di taglio a nord est è 16 MCG-3-34-040.
Nel 2004 nelle immediate vicinanze del nucleo è stata osservata una supernova, la SN 2004ab, che ha raggiunto, al suo massimo, mag. 18,0.

NGC5068 (Bennett 59a) - di mag. 10,0, è una grande ma debole galassia a spirale barrata visibile frontalmente; di forma rotondeggiante con una luminosissima barra centrale, mostra numerose zone ad alta formazione stellare, con un'alta percentuale di giovani stelle blu.
Ha un diametro stimato di 45.000 a.l.; secondo la maggior parte delle fonti dista 22.000.000 di a.l. ma si sospetta la sua appartenenza al Gruppo di Galassie di NGC5128 (in questo caso la distanza sarebbe di 9.000.000 di a.l.).

NGC5247 - di mag. 10,0, è una bella galassia a spirale di aspetto diffuso, con bracci estesi ed aperti; vista frontalmente, appare di forma rotondeggiante, con un brillante nucleo centrale di aspetto stellare. Dista 50.000.000 di a.l.

NGC5334 (IC4338) - di mag. 11,3, è una galassia a spirale barrata vista frontalmente con un piccolo nucleo brillante. Dista 80.000.000 di a.l.

NGC5364 - di mag. 10,5, è una evanescente galassia a spirale vista quasi frontalmente; purtroppo rende poco all'osservazione visuale ma è stupenda nelle foto a lunga esposizione. E' una delle più belle della costellazione della Vergine. Dista 83.000.000 di a.l.
A soli 15' a nord è visibile la galassia NGC5363, più piccola ma decisamente più brillante.

NGC5566 - di mag. 10,6, è una galassia a spirale barrata con una caratteristica forma ad "S" dovuta, molto probabilmente, all'interazione gravitazionale con le compagne NGC5569 (in alto a sinistra nella foto) e NGC5560 (in alto a destra nella foto). Di questo piccolo gruppo rappresenta il membro dominante. Dista 86.000.000 di a.l.

NGC5746 - di mag. 10,3, è una bellissima galassia a spirale vista quasi di taglio (con una angolazione di 170°), situata a poco più di 20' ad est della stella 129 Virginis.
Nelle fotografie appaiono evidenti le regioni scure sul piano equatoriale, formate da polveri e gas ad alta densità, che probabilmente avvolgono l'intero disco galattico.
Lo studio della curva di luce di questa galassia ha permesso di calcolarne la massa in un valore particolarmente alto che verrebbe giustificato solo dalla presenza di una notevole quantità di materia oscura.
Il satellite X Chandra ha rivelato la presenza di un grande alone galattico che si estende per oltre 60.000 a.l., formato da gas caldi; ciononostante non sono stati segnalati particolari attività di formazione stellare, né attività energetica proveniente dal nucleo per cui si suppone che si tratti di un residuo del materiale eiettato durante le prime, intense fasi di formazione stellare che, a causa della presenza di grandi quantità di materia intergalattica, non ha potuto disperdersi nello spazio circostante.
La distanza stimata di questa massiva galassia è di ben 96.000.000 di a.l.

Ammasso Virgo-Coma - è il più grande tra gli agglomerati di galassie che si trovano nei pressi del nostro Gruppo Locale e, con i suoi oltre 2000 componenti, domina il vicino spazio intergalattico; rappresenta il centro del Superammasso Locale e, con la sua enorme massa, influenza tutte le galassie ed i gruppi di galassie che lo circondano, rallentandone la velocità di fuga.
L'ammasso della Vergine ha creato un flusso di materia che dall'esterno si dirige verso il centro dell'ammasso (il flusso Virgo centrico) ed ha attirato in passato numerose galassie (e molte altre ne attirerà in futuro) incrementando in questo modo la sua massa.
Anche il nostro Gruppo Locale si sta dirigendo verso l'ammasso della Vergine, alla velocità di 300 km/sec., e forse un giorno ne farà parte.
L'enorme gravità generata ha avuto come conseguenza l'accelerazione dei componenti dell'ammasso, molti dei quali si spostano nello spazio a velocità superiori a 1000-1500 km/sec.; il record di velocità è detenuto dalla galassia IC4388 con ben 2535 km/sec.!
La distanza media è stimata in 55.000.000 di a.l.

Catena di Markarian - è una sottile linea di galassie che attraversa il cuore dell'Ammasso della Vergine (arrivando a sconfinare nella Chioma di Berenice) ed i cui componenti principali sono M84, M86, M87 ed M88 (quest'ultimo nella Chioma).
Deve il suo nome all'astronomo armeno che per primo la osservò nel 1970 e comprende anche diverse galassie del catalogo NGC tra cui: NGC4402, 4435, 4438, 4458, 4461, 4473, 4477, ecc.

Oggetti peculiari
3C 273 - di mag. 13,0, è uno dei quasar più vicini a noi e quello più luminoso conosciuto (in magnitudine apparente) e di conseguenza uno dei più studiati.
Scoperto nel 1963 dall'astronomo tedesco Maarten Schmidt, si trova ad oltre 3 miliardi di a.l. da noi ed è caratterizzato da un getto di gas espulso ad alta velocità, che si protende nello spazio per 150.000 a.l.
Il quasar, che ha un diametro stimato di pochi anni luce, ha al suo centro un buco nero della massa stimata di 100.000.000 di masse solari e si sta allontanando alla incredibile velocità di 44.000 km/sec.
Dall'analisi dei dati acquisiti dal satellite Beppo-Sax dal 2003 ad oggi, si è potuto calcolare che ogni anno "cade" all'interno del buco nero una quantità di materia equivalente ad alcune stelle come il nostro Sole.

PSR B1257+12 - scoperta nel 1990 dall'astronomo Aleksander Wolszczan con il radiotelescopio di Arecibo, è una pulsar situata a 980 a.l. da noi.
Con una massa di poco superiore al limite di Chandrasekhar, è una pulsar millisecondo con pulsazioni anomale, molto compatta e con un raggio di 0,00002 raggi solari.
E' anche la prima pulsar attorno alla quale è stato scoperto un sistema planetario, formato da tre pianeti e da un asteroide (o una cometa) inserito all'interno di una probabile fascia asteroidale di corpi minori.
I dati di questi oggetti sono riassunti in tabella:

NomeMassaSemiasse maggiorePeriodo orbitale
PSR B1257+12A0,025T0,19 UA25,262 giorni
PSR B1257+12B4,3T0,36 UA66,5419 giorni
PSR B1257+12C3,9T0,46 UA98,2114 giorni
PSR B1257+12D<0,0004T2,6 UA1250 giorni

L'origine di questi pianeti è dubbia. Una prima ipotesi teorizza che possa trattarsi dei nuclei rocciosi di antichi pianeti gassosi il cui involucro esterno è stato spazzato via dall'esplosione della stella madre mentre una seconda ipotesi propone che possa trattarsi del risultato di una seconda formazione planetaria derivata proprio dai detriti residuo della supernova.

Meteore
Le meteore che irradiano da questa costellazione si chiamano, ovviamente, Virginidi ma, contrariamente a quanto avviene per le altre costellazioni, si tratta di un insieme molto complesso di ben 16 sciami, più o meno ricchi, che irradiano da punti diversi e per un periodo prolungato che va da Febbraio a Maggio.
Si tratta di meteore solitamente lente e benché solo le alfa Virginidi abbiano uno ZHR stabile di 5-10 meteore l'ora, l'attività complessiva dei vari sciami può superare le 10 meteore/ora, soprattutto verso la metà di Aprile.
Studi su queste meteore hanno rivelato alcune caratteristiche peculiari come un eccesso di meteore di magnitudine compresa tra 0 e 5 con radianti anomali, oppure dei sub-radianti con ZHR non superiore a 5.
Gli sciami principali sono quello delle Alfa Virginidi, che raggiunge il massimo irraggiamento il 10 aprile con ZHR=3-10, quello delle Eta Virginidi, con irraggiamento massimo il 19 marzo (ZHR=2-16) e quello delle Virginidi Sud (ZHR=2-10).

Per approfondire: TABELLA SCIAMI METEORICI



 

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s - S sigma
t - T tau
u - U ipsilon
f, j - F phi
c - C chi
y - Y psi
w - W omega


Gamma Virginis: Porrima




















































































































Il getto di M87



































Immagine ottica e radar della galassia NGC4261














































































































































































SN2008aw in NGC4939


































































Catena di Markarian
























Nota:
T = Massa Terrestre



Ultimo aggiornamento: 5 giugno 2009
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