Piccola, ma caratteristica e di facile riconoscimento, costellazione della regione polare sud celeste. Fu introdotta dai navigatori olandesi Geyser e de Hountman alla fine del 1500 ma venne rappresentata per la prima volta solo nel 1603 nell'Uranometria di Johan Bayer.

Originariamente a questa costellazione venne dato il nome di Apis (Ape), ma visto che ciò poteva creare confusione con l'Apus (l'Uccello del Paradiso) venne mutata in Musca Australis (per non confonderla con la Musca Borealis, oggi scomparsa e le cui stelle sono state assegnate all'Ariete).

Alfa Muscae (Myia - mosca), di mag. 2,69, è una subgigante bianco-azzurra 4.520 volte più luminosa del Sole e con una temperatura superficiale di 25.000 K; dista 306 a.l. È una variabile pulsante con piccole oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 2,68 e 2,73 in 0,09 giorni ed è classificata come variabile b Cephei. Il nome di questa stella, benché di origine greca, è stato dato in tempi recenti; va ricordato comunque che, al di là del suo significato letterale, Myia era anche il nome della figlia del filosofo greco Pitagora.

Stelle doppie

beta Muscae (Diptera - dalle due ali), di mag. 3,04, è una stella doppia le cui componenti, entrambe bianco-azzurre, hanno rispettivamente mag. 3,60 e 3,90, sono separate di 1,2" (valore in aumento dal 1880) ed impiegano 383 anni a compiere una rivoluzione attorno al comune centro di massa; la coppia dista 311 a.l.

delta Muscae, di mag. 3,61, è una gigante gialla, binaria spettroscopica con un periodo di 847 giorni e dista 91 a.l. Forma anche una doppia ottica con una stella di mag. 5,9 posta 6' a NE.

eta Muscae, di mag. 4,79, è in realtà un sistema multiplo situato a 406 a.l. dal Sole e formato da una componente A che è a sua volta una doppia stretta composta da due stelle quasi identiche con le seguenti caratteristiche:
M₁ = 3.30 M_solari; M₂ = 3.29 M_solari;

R₁ = 2.14 R_solari; R₂ = 2.13 R_solari;

T₁ = 12.700 K; T₂ = 12.550 K;

la separazione tra le due stelle è pari a 14.11 R_solari con un'orbita fortemente inclinata.

Si è osservato che la velocità rotazionale della componente primaria è minore di quella della componente secondaria. Questo asincronismo della rotazione della primaria rispetto al sincronismo della secondaria implica una recente diminuzione della velocità orbitale, dovuto o al trasferimento di momento angolare orbitale alla compagna visuale h Muscae C o ai relativamente frequenti incontri stellari in questa regione affollata.
Il compagno visuale h Muscae B invece non è gravitazionalmente legato al membro A, mentre sembra certo appartenere all'Associazione OB Centaurus inferiore-Crux; al contrario il membro A non sembra fare parte di questa associazione.

theta Muscae, di mag. 5,9, visualmente appare come una bella e larga coppia di stelle ma in realtà ciascuna delle due componenti è a sua volta doppia; si tratta di quattro calde e giovani stelle così lontane che il satellite Hipparcos non è stato in grado di determinarne la distanza (altre fonti pongono il gruppo tra i 2.000 e i 2.500 a.l. dal Sole).

La componente A è una binaria spettroscopica con un periodo di 19 giorni, formata da una stella Wolf-Rayet e da una supergigante bianco-azzurra separate di appena 0,04". La componente B è formata da due stelle di mag. 5,63 e 7,55, una gialla e l'altra bianca; di queste, una probabilmente è a sua volta una stella Wolf-Rayet circondata da una debole nebulosa, probabile risultato di una precedente fase di espulsione di materia. Le due coppie sono separate tra loro di 5,4".

HD103079, di mag. 4,89, è la coppia più larga della costellazione ed è formata da una gigante azzurra di mag. 4,91 e da una nana gialla di mag. 7,41 separate di ben 86". La coppia dista 338 a.l. dal Sole.

HD105151, di mag. 5,95, è una doppia le cui componenti, entrambe gialle, hanno rispettivamente mag. 6,78 e 7,97 e sono separate di 8,8". La coppia dista 566 a.l.

Stelle variabili

epsilon Muscae, di mag. media 4,06, è una variabile pulsante semiregolare con oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 3,99 e 4,31 in periodi attorno ai 40 giorni. Dista 302 a.l.

mu Muscae, di mag. media 4,7, è una gigante rossa, variabile pulsante lenta con oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 4,6 e 4,8 in periodi di tempo irregolari. Dista 432 a.l.

R Muscae, di mag. media 6,31, è una variabile Cefeide con oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 5,93 e 6,73 in un periodo di 7,510211 giorni. Dista 1929 a.l.

S Muscae, di mag. media 6,05, è una variabile Cefeide con oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 5,89 e 6,49 in un periodo di 9,66007 giorni. Dista 1.630 a.l.

BO Muscae, di mag. media 6,11, è una variabile lenta con oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 5,85 e 6,56 in periodi di tempo irregolari. Dista 1.003 a.l.

Nova Muscae 1991 (GU Muscae o GRS 1124-683), è un sistema binario a raggi X formato da una stella rossa di piccola massa orbitante attorno ad un oggetto invisibile con una massa compresa fra 3 e 7 masse solari, candidato come possibile buco nero. Scoperta il 9 gennaio 1991 nel corso di una survey sulla sorgente X GRS 1124-683, è stata individuata la controparte ottica dell'oggetto, che in quell'occasione subì un aumento di luminosità di ben 8 magnitudini.

All'interno del sistema l'oggetto più massivo (una stella di neutroni o un buco nero) strappa gli strati di gas superficiali alla compagna i quali roteando vanno a formare un disco di accrescimento attorno all'oggetto massivo; disco che, nel caso delle novae X è solitamente sottile, lento e freddo. I due oggetti orbitano l'uno attorno all'altro in circa 10,4 ore ad una velocità di 409 km/sec, separati di 3,2 milioni di km. Difficile determinare la distanza di questa tipologia di oggetti ma da calcoli effettuati su alcune righe di NaD presenti nello spettro si è giunti ad un valore di circa 4.500 a.l.

Stelle peculiari

HD111232, di mag. 7,61, è una nana gialla con massa pari al 78% di quella solare, temperatura superficiale di 5.500 K ed una età stimata di 5,2 miliardi di anni. Dista circa 95 a.l. Nel 2004 è stata scoperta, ed in seguito confermata, la presenza di un pianeta gigante gassoso con le seguenti caratteristiche: massa di 6,8 masse gioviane, semiasse maggiore dell'orbita di 1,97 U.A. e periodo orbitale di 1143 giorni.

Ammassi stellari

NGC4372 (Caldwell 108) - di mag. 7,2, è un grande ammasso globulare pochissimo concentrato, contenente migliaia di stelle di mag. 12 (o più deboli) e dista 16.000 a.l. All'interno dell'ammasso sono state osservate una ventina di stelle variabili, tra cui 8 del tipo delta Scuti ed altrettante variabili ad eclisse e spettroscopiche. Sono invece completamente assenti le variabili RR Lyrae, il che conferma l'estrema povertà di metalli di questo ammasso.

NGC4463 (Collinder 260) - di mag. 7,2, è un piccolo ammasso aperto formato da una ventina di stelle, luminoso e fortemente concentrato nella parte centrale. Dista 3.400 a.l.

NGC4815 (Collinder 265) - di mag. 8,6, è classificato come ammasso aperto ma potrebbe essere un semplice asterismo. Brillante, formato da un centinaio di stelle, apparentemente densissimo, è un oggetto facile per i binocoli.

NGC4833 (Caldwell 105) - di mag. 7,4, è un grande e luminoso ammasso globulare; di forma arrotondata ed abbastanza concentrato, è già individuabile con un comune binocolo ma si risolve in stelle con strumenti di almeno 200 mm di apertura. Dista 21.000 a.l.

Harvard 6 (Collinder 261) - di mag. 10,7, è un bellissimo e folto ammasso aperto binoculare formato da un centinaio di stelle di mag. attorno alla 12, situato ad appena 40' dalla stella alfa.

Nebulose

NGC5189 (Nebulosa Planetaria Spirale) - di mag. 10,3, è una nebulosa planetaria che, vista attraverso un telescopio, presenta una forma ad "S" (di qui il soprannome) simmetrica che ricorda quella di una galassia a spirale barrata. Dista 3.000 a.l.

Nebulosa Clessidra - di mag. 12,9, è una giovane nebulosa planetaria il cui aspetto è dovuto all'azione di forti venti stellari all'interno di una nube in lenta espansione che è più densa vicino al centro che non verso l'esterno. Originata da una calda stella di Wolf-Rayet, presenta alcune irregolarità ed asimmetrie forse spiegabili con la presenza di un compagno invisibile. Dista 8.000 a.l.

Nube Oscura della Mosca - frazione minore della ben più vasta Nube del Camaleonte, uno dei complessi nebulari oscuri più vicini alla Terra, trovandosi ad una distanza stimata di 550 a.l. La massa complessiva della nube è valutata attorno alle 5.000 masse solari ed al suo interno è attiva la formazione di stelle di taglia medio-piccola come pure, si suppone, di nane brune e sistemi planetari. Lo studio della dinamica di questi fenomeni di formazione è notevolmente favorito dalla vicinanza della nube.

Parte della Nebulosa "Sacco di Carbone" - per la descrizione di questo oggetto si rimanda alla sezione Nebulose nella costellazione della Croce del Sud.

Galassie

-