Ursa Minor, conosciuta come la Costellazione dell’Orsetto, si trova nel cielo settentrionale. Il nome della costellazione è tradotto dal latino e significa “l’orso più piccolo”. Questo insieme di stelle è associato alla ben più grande Ursa Major, o Grande Orso. Ursa Minor è una delle 48 costellazioni note dai greci, catalogata originariamente dall’astronomo tolemaico nel II secolo d.C. Riconoscibile per la sua forma che ricorda il famoso asterismo del Cucchiaino, Ursa Minor è rilevante perché segna l’emisfero celeste settentrionale, ospitando l’astro Polaris, nota come Stella Polare. Polaris si trova all’estremità del manico del Cucchiaino e coincide con la punta della coda dell’Orsetto. La creazione di questa costellazione è attribuita a Talete di Mileto, un noto filosofo e astronomo del VI secolo a.C., che poteva aver semplicemente introdotto questa formazione stellare ai greci. La costellazione è anche un punto di riferimento chiave per la navigazione, poiché è posizionata nei pressi del polo celeste settentrionale. I greci la designavano a volte come ‘Phoenician’. In epoca antica, prima di essere conosciuta come l’Orsetto (Μικρὰ Ἄρκτος), Ursa Minor era riferita come la Coda del Cane, o Cynosura (Κυνόσουρα).

Fatti, posizione e mappa

Ursa Minor è la 56ª costellazione per grandezza, coprendo un’area di 256 gradi quadrati. Si colloca nel terzo quadrante dell’emisfero settentrionale (NQ3) ed è visibile da latitudini comprese tra +90° e -10°. Le costellazioni circostanti includono Camelopardalis, Cefeo e Drago. Il nome Ursa Minor si pronuncia /ˌɜːrsə ˈmaɪnər/. In inglese, è conosciuta come Little Bear. La forma genitiva di Ursa Minor, utilizzata nei nomi delle stelle, è Ursae Minoris (pronuncia: /ˌɜːrsiː mɪˈnɒrɪs/). L’abbreviazione di tre lettere, adottata dall’Unione Astronomica Internazionale (IAU) nel 1922, è UMi. Ursa Minor è parte del gruppo di costellazioni dell’Orsa Maggiore, insieme a Coma Berenices, Boötes, Camelopardalis, Canes Venatici, Corona Borealis, Drago, Leone Minore, Lince e Ursa Major. Al suo interno, Ursa Minor ospita quattro stelle con pianeti confermati e non presenta oggetti Messier. La stella più luminosa di questa costellazione è Polaris (Alpha Ursae Minoris), con una magnitudine apparente di 1.97. La costellazione include 39 stelle visibili (più luminose della magnitudine 6.50). È associata a una pioggia di meteore: gli Ursidi, il cui picco avviene tra il 18 e il 25 dicembre ogni anno e che è prodotto dalla cometa periodica 8P/Tuttle (Cometa Tuttle). Ursa Minor possiede cinque stelle nominate. I nomi ufficialmente approvati dall’IAU sono Baekdu (8 Ursae Minoris), Kochab (Beta Ursae Minoris), Pherkad (Gamma Ursae Minoris), Polaris (Alpha Ursae Minoris) e Yildun (Delta Ursae Minoris). Il periodo migliore per osservare Ursa Minor è nel mese di Giugno, quando la costellazione appare più alta nel cielo a partire dalle 21:00.

La mappa della costellazione Ursa Minor è fornita dall’IAU e dalla rivista Sky&Telescope (Roger Sinnott & Rick Fienberg) (CC BY 3.0)

Mito

Nella mitologia greca, Ursa Minor è legata a diverse storie. In una, rappresenta Ida, la ninfa che si prese cura di Zeus nell’isola di Creta da piccolo, insieme a Adrasteia, la ninfa simboleggiata dalla più grande Ursa Major. Secondo la leggenda, Rhea, la madre di Zeus, lo nascose nella speranza di sottrarlo a Crono, il padre temuto per una profezia predittiva, che lo portò a divorare i suoi figli. Quando Zeus nacque, Rhea lo salvò facendogli ingoiare un sasso e, successivamente, Zeus liberò esplicitamente i suoi fratelli e sorelle, diventando il dio supremo dell’Olimpo. Un’altra leggenda narra di Arcas, il figlio di Zeus e della ninfa Callisto, trasformata in orso dalla moglie di Zeus, Era, per aver violato un giuramento di castità. Dopo anni, Callisto e Arcas si incontrarono e, spaventato, il giovane tentò di ucciderla. Tuttavia, Zeus intervenne, sollevandoli entrambi nel cielo per formare le costellazioni che conosciamo oggi. In alcune varianti, è Artemide a punire Callisto, ed Arcas è anche spesso associato alla costellazione di Boötes. Un’antica leggenda racconta che le sette stelle del Cucchiaino rappresentassero le Esperidi, le figlie di Atlante.

Asterismi

Ursa Minor non presenta asterismi particolarmente evidenti. Ospita il Cucchiaino, un ampio schema stellare situato vicino al grande Cucchiaino, formato da alcune delle stelle più luminose dell’Orsetto. Questa figura è difficilmente identificabile da zone urbanizzate, ma può essere visibile in notti buie e limpide. La costellazione contiene anche il Diamante, un piccolo asterismo vicino a Polaris, visibile con binocolo e telescopi.

Il Cucchiaino

Il Cucchiaino è un asterismo relativamente debole costituito da sette stelle in Ursa Minor. A differenza del più luminoso e ampio Grande Cucchiaino, richiede condizioni favorevoli per essere visto, poiché le quattro stelle centrali non sono molto luminose. Le stelle che compongono il Cucchiaino sono Polaris (Alpha Ursae Minoris), Yildun (Delta Ursae Minoris), Epsilon Ursae Minoris, Eta Ursae Minoris, Zeta Ursae Minoris, Pherkad (Gamma Ursae Minoris) e Kochab (Beta Ursae Minoris). Polaris, Kochab e Pherkad sono visibili anche in condizioni di scarsa visibilità, mentre le altre quattro stelle non si evidenziano in cieli fortemente inquinati. Il Cucchiaino può essere rintracciato utilizzando le stelle del Grande Cucchiaino; Polaris, che segna la fine del manico, si trova lungo l’immaginaria linea che unisce Merak e Dubhe, le stelle più esterne della coppa del Grande Cucchiaino. Le stelle esterne del Cucchiaino, Kochab e Pherkad, sono parallele a Mizar e Alioth nel manico del Grande Cucchiaino. Sebbene entrambi gli orsetti occupino la stessa porzione del cielo, non si toccano. Le stelle più deboli della costellazione Drago si interpongono tra di loro.

Una vista ravvicinata al sistema stellare trino di Polaris, credito: NASA, ESA, N. Evans (Harvard-Smithsonian CfA) e H. Bond (STScI)

Diamante (Anello di Fidanzamento)

Il Diamante (o Anello di Fidanzamento) è un asterismo telescopico che appare vicino a Polaris. Può essere utilizzato per localizzare il polo celeste settentrionale. È visibile con binocoli e piccoli telescopi. Il Diamante è composto da stelle di magnitudine 9 e superiori e forma un cerchio lungo quasi un grado vicino al confine con la costellazione Cefeo. L’anello si presenta su un lato di Polaris, mentre il polo celeste settentrionale si trova sull’altro lato.

Polaris e l’Anello di Fidanzamento, immagine: Wikisky

Stelle di Ursa Minor

Ursa Minor non è sede di molte stelle brillanti. Al suo interno, troviamo due stelle di seconda magnitudine, Polaris (Alpha Ursae Minoris) e Kochab (Beta Ursae Minoris), mentre Pherkad (Gamma Ursae Minoris) è l’unica altra di magnitudine superiore a 4.0. Kochab e Pherkad sono noti come i Custodi del Polo perché appaiono ruotare attorno a Polaris. (Tutte le stelle sembrano ruotare attorno alla Stella Polare, ma Kochab e Pherkad sono le stelle più luminose più vicine al polo). Tra il 1500 a.C. e il 500 d.C., queste due stelle fungevano da stelle polari gemelle, essendo le più vicine e luminose al polo celeste settentrionale. Nessuna delle due, tuttavia, era vicina al polo quanto Polaris lo è attualmente.

Polaris (Stella Polare) – α Ursae Minoris

Polaris (α UMi), la Stella Polare, è la stella più brillante di Ursa Minor. Con una magnitudine di 1.98, è mediamente la 48ª stella più luminosa del cielo notturno. Questo supergigante si trova a una distanza di 323 – 433 anni luce. Polaris segna la punta della coda dell’Orsetto e la fine del manico del Cucchiaino. Può essere trovata tracciando una linea da Dubhe attraverso Merak nel Grande Cucchiaino, che sono le stelle esterne della coppa. Queste due stelle sono chiamate le Stelle Indicatori perché puntano verso Polaris e il polo celeste settentrionale. Polaris è rimasta la stella luminosa più vicina al polo celeste settentrionale fin dall’alta età medioevale. Nel 2018, si trovava a 0.66 gradi dal polo. Dopo l’anno 2100, si avvicinerà ulteriormente, a meno di 0.45 gradi (27 arcminuti). Alpha Ursae Minoris è in realtà un sistema stellare triplo. Polaris (Alpha Ursae Minoris Aa), il componente principale, è un supergigante giallo di tipo spettrale F7Ib, con una massa 5.13 volte quella del Sole e un raggio tra 37.5 e 46.27 volte quello del Sole. Con una temperatura superficiale di 6,015 K, è luminoso 1,260 volte rispetto al Sole. Questo supergigante ruota a 14 km/s, impiegando 119 giorni per completare una rotazione. Ha un’età stimata di 45 – 67 milioni di anni. Polaris è classificata come una Variabile Cepheid classica di Popolazione I. La variabilità di questa stella è stata confermata nel 1911 dall’astronomo danese Ejnar Hertzsprung. Le Cepheid classiche variano in luminosità a causa di pulsazioni radiali regolari. Il loro periodo di pulsazione è strettamente correlato alla loro luminosità, motivo per cui sono ottimi standard per determinare le distanze agli oggetti dello spazio profondo. Polaris è una delle 800 Cepheid classiche conosciute nella Via Lattea, la cui luminosità varia da 1.86 a 2.13 con un periodo di circa quattro giorni. Polaris ha due compagni più piccoli. Il primo dei due compagni, Alpha UMi Ab, è una stella della sequenza principale di tipo spettrale F6 V, della massa di 1.316 masse solari e un raggio di 1.04 raggi solari. Questa stella è tre volte più luminosa del Sole e si crede abbia più di 500 milioni di anni. Le due stelle orbitano l’una attorno all’altra con un periodo di 29.416 anni a separazione di almeno 2.90 unità astronomiche. Il compagno più distante, Alpha UMi B, è una nana di tipo spettrale F3 V, con un’età stimata di 1.5 miliardo di anni. Essa ha una massa di 1.39 masse solari e orbita a una distanza di 2,400 AU. Polaris B può essere vista in un piccolo telescopio. È stata scoperta dall’astronomo di nascita tedesca William Herschel nel 1780. Due stelle più distanti un tempo si credeva facessero parte del sistema di Alpha Ursae Minoris. Queste erano designate Alpha UMi C e Alpha UMi D, ma ora si sa che non sono collegate fisicamente a Polaris. È stato stimato che oggi Polaris sia 2.5 volte più luminosa di quanto fosse in antichità. Negli ultimi cinquant’anni, ha aumentato la sua luminosità del 10%. Nel 1800, il suo splendore era del 20% inferiore. Quando Ptolemeo la osservò nel II secolo d.C., era una stella di terza magnitudine. Anche il famoso astronomo persiano al-Sufi del X secolo riportò Polaris come stella di terza magnitudine. Il drammatico cambiamento di luminosità in un breve intervallo di tempo è piuttosto insolito. Gli astronomi hanno ipotizzato che il supergigante possa trovarsi più vicino a noi attualmente rispetto a 2000 anni fa. Grazie alla sua luminosità e vicinanza al polo, Polaris è una stella importante per la navigazione celeste. Ha avuto molti nomi in diverse culture, tra cui Stella Maris, Alruccabah, Phoenice, Lodestar (stella guida) e Cynosūra. Il nome Polaris deriva dalla locuzione neo-latina stella polaris, che significa “stella polare”.

Polaris e le sue stelle compagne, immagine: NASA/ESA/HST, G. Bacon (STScI)

Kochab – β Ursae Minoris

Kochab (β UMi) è una stella gigante di tipo spettrale K4 III. Ha una magnitudine visiva di 2.08 ed è distante 130.9 anni luce dal sistema solare. È la stella più luminosa della coppa del Cucchiaino ed è la seconda più brillante di Ursa Minor. Kochab ha una massa di 1.3 masse solari e brilla con 454 luminosità solari. Ha un raggio di 44.13 raggi solari ed una temperatura efficace di 4,008 K. Questo gigante arancione ruota a circa 1.7 km/s, con un’età stimata di 2.95 miliardi di anni. Il nome tradizionale della stella deriva dall’arabo al-kawkab, che significa “la stella”. Questo nome è tratto dall’espressione al-kawkab al-šamāliyy, che significa “la stella del nord”.

Pherkad – γ Ursae Minoris

Pherkad (γ UMi) è la terza stella più luminosa di Ursa Minor. È una stella gigante bianca di tipo spettrale A2 III, a circa 487 anni luce di distanza, con una magnitudine apparente di 3.05. La stella evoluta ha un raggio 15 volte quello del Sole e brilla con 1,100 luminosità solari. Ruota molto velocemente, con una velocità di rotazione proiettata di 180 km/s. Gamma Ursae Minoris è classificata come stella a guscio che presenta un anello di gas attorno all’equatore, il cui effetto causa variazioni nella magnitudine della stella. Pherkad è anche classificata come variabile Delta Scuti, una giovane stella pulsante la cui luminosità varia a causa di pulsazioni sia radiali che non radiali. Il nome tradizionale, Pherkad, deriva dall’arabo farqad, che significa “vitello”, da una frase che significa “il più oscuro dei due vitelli”. Pherkad ha un compagno visivo, 11 Ursae Minoris, a volte noto come Pherkad Minor. Le due stelle non sono in relazione fisica; 11 UMi è una stella gigante arancione a 410 anni luce di distanza, con magnitudine 5.15, e visibile a occhio nudo in notti scure e limpide.

Yildun – δ Ursae Minoris

Yildun (δ UMi) è una nana bianca della sequenza principale di tipo spettrale A1Van. Si trova a circa 172 anni luce dalla Terra, con magnitudine visiva di 4.36. È la stella più vicina a Polaris nell’asterismo del Cucchiaino. Yildun ha 2.35 volte la massa del Sole e un raggio di 2.8 volte quello solare. Con una temperatura efficace di circa 9,911 K, è 47.77 volte più luminosa del Sole. Come Pherkad, è una stella a rapida rotazione. Con una velocità di rotazione stimata di 154 km/s, impiega 19 ore a completare una rotazione. La stella ha un’età stimata di circa 327 milioni di anni. Il nome tradizionale, Yildun, proviene dalla parola turca per “stella,” yıldız, e può essere scritto anche come Vildiur, Jildun o Gildun.

ζ Ursae Minoris

Zeta Ursae Minoris (ζ UMi) è una nana della sequenza principale di tipo spettrale A3Vn. Ha una massa di 3.4 masse solari e un raggio 6.15 volte quello del Sole. Con temperatura superficiale di 8,720 K, la stella è 227 volte più luminosa del Sole. Si presenta con magnitudine 4.29 da una distanza di 369 anni luce. Ha un’età stimata di 180 milioni di anni. Zeta Ursae Minoris possiede un disco circumstellare e si pensa stia per diventare una stella gigante. Sta pulsando in un periodo di 15.8 ore, risultando una variabile Delta Scuti sospetta. Zeta Ursae Minoris è una stella di rotazione eccezionalmente rapida, alla velocità di 210 km/s, il che ha generato un rigonfiamento equatoriale, appiattita ai poli. Il suo raggio equatoriale è circa il 10% più grande del raggio polare. Zeta UMi era storicamente chiamata Akhfa al Farkadain, espressione araba per “il più debole dei due vitelli”.

η Ursae Minoris

Eta Ursae Minoris (η UMi) è una stella bianco-gialla della sequenza principale di tipo spettrale F5 V. Si trova a 97.6 anni luce dalla Terra con una magnitudine visiva di 4.95. La stella è più grande e massiccia del Sole, con una massa di 1.35 masse solari e un raggio di due volte quello del Sole. Ha una temperatura efficace di 6,858 K e brilla con 7.7 luminosità solari. Ruota a 84.8 km/s, con un’età stimata di 1.061 miliardi di anni. Eta Ursae Minoris ha un compagno visivo a una separazione angolare di 228.5 arcsecondi, molto più debole e invisibile a occhio nudo, brillando con magnitudine 15.3. Le due stelle possono formare un largo sistema binario. Il nome tradizionale di Eta UMi, Anwar al Farkadain, è derivate dalla frase araba ’anwar al-farqadayn, che significa “il più luminoso dei due vitelli”.

ε Ursae Minoris

Epsilon Ursae Minoris (ε UMi) è una stella binaria con magnitudine apparente combinata di 4.19, distante circa 300 anni luce. Il sistema stellare è composto da Epsilon Ursae Minoris A, un gigante giallo di tipo spettrale G5 III, e Epsilon Ursae Minoris B, una stella della sequenza principale di classe A8-F0 V. Il sistema ha un compagno visivo di magnitudine 12.32 a separazione di 77 secondi d’arco. Epsilon Ursae Minoris A e B formano una binaria spectroscopica distaccata. Le due componenti sono molto vicine tra loro e non possono essere risolte, nemmeno con un grande telescopio. Presentano un periodo orbitale di 39.5 giorni. Epsilon Ursae Minoris è classificato come una stella variabile eclittica e come variabile RS Canum Venaticorum. La luminosità del sistema diminuisce quando il componente di magnitudine 11 passa in primo piano rispetto al componente A, bloccando parte della sua luce. Grandi macchie stellari contribuiscono alla variazione di luminosità osservata. La luminosità complessiva di Epsilon UMi varia da 4.19 a 4.23.

5 Ursae Minoris

5 Ursae Minoris (5 UMi) è un gigante rosso con classificazione stellare K4 III. Ha una luminosità di 4.253 e si trova a circa 359 anni luce di distanza. La stella ha una massa di 1.86 masse solari e un raggio 16 volte quello del Sole. È 447 volte più luminosa del Sole, con una temperatura efficace di 4,095 K, e ha un’età stimata di 2 miliardi di anni.

Baekdu (8 Ursae Minoris)

Baekdu (8 UMi) è un gigante clump rosso di tipo spettrale G8III. Brilla con magnitudine 6.835 da una distanza di 532 anni luce. Ha una massa 1.51 volte maggiore del Sole e un raggio di 10.73 volte quello solare. Si stima che la stella abbia un’età di 377 milioni di anni e presenta un’anomala abbondanza di litio. Un pianeta, 8 Ursae Minoris b, è stato scoperto mentre orbita intorno alla stella nel 2015 durante un’indagine sugli esopianeti nella regione del polo nord, utilizzando un telescopio da 1.8 metri presso l’Osservatorio Astronomico Ottico di Bohyunsan (BOAO) in Corea del Sud. Il pianeta ha una massa minima di 1.5 masse di Giove e un periodo orbitale di 93 giorni con un’eccentricità di 0.06. 8 Ursae Minoris b è stato il primo pianeta scoperto ad aver superato un periodo di transizione evolutiva quando una stella evoluta si espande in una gigante, inghiottendo eventuali pianeti in orbita ravvicinata. 8 Ursae Minoris b orbita a circa 0.5 unità astronomiche dal suo host. Ciò è molto vicino considerando che la stella madre è una gigante e il pianeta avrebbe dovuto essere consumato quando la stella si sarebbe espansa a 0.7 unità astronomiche, prima di ridursi alle dimensioni attuali. Gli astronomi hanno ipotizzato l’esistenza di una fusione stellare che abbia modificato l’evoluzione di 8 UMi o che abbia dato vita a 8 UMi b come pianeta di seconda generazione, formato da una nube di gas prodotta dalla fusione. Se ciò fosse vero, il sistema 8 UMi sarebbe originariamente costituito da due componenti e la fusione potrebbe aver impedito loro di espandersi per inghiottire il pianeta. Nel 2023, gli astronomi hanno riportato una variazione di velocità radiale di 65 giorni, che potrebbe indicare un secondo pianeta in orbita a una distanza di 5 o più unità astronomiche. 8 Ursae Minoris e 8 Ursae Minoris b sono stati nominati Baekdu e Halla nella competizione NameExoWorlds 2019 dell’Unione Astronomica Internazionale (IAU), con Baekdu che prende il nome dal monte Peaktu, la montagna più alta della Corea del Nord, e Halla dal Hallasan, la montagna più alta della Corea del Sud.

Calvera (1RXS J141256.0+792204)

Calvera è una sorgente di raggi X identificata come una stella di neutroni nel 2007. È una delle stelle di neutroni più calde e più vicine al Sole, situata all’interno di 500 parsec. Catalogata come PSR J1412+7922 e 1RXS J141256.0+792204, il residuo stellare è stato nominato dopo il cattivo del film I magnifici sette (1960) ed è l’ottava stella di neutroni nota all’interno di 500 parsec (1,630 anni luce) dalla Terra. Fonti più recenti indicano una distanza superiore a 2,000 parsec (6,523 anni luce). Nel 2022, gli astronomi hanno riportato la scoperta di un anello di emissione radio a bassa luminosità superficiale attorno al pulsar Calvera. L’anello è lungo quasi un grado e si trova a 4.87 arcminuti dal pulsar. Si ritiene che sia il residuo dell’evento supernova che ha prodotto la stella di neutroni. Se confermato, il residuo della supernova è uno dei pochi del suo genere localizzati nel alone galattico.

H1504+65

H1504+65 è il secondo nano bianco più caldo noto, dopo RX J0439.8−6809. Questa stella peculiare ha una temperatura superficiale di 200,000 K e si pensa sia il nucleo stellare di una stella post-AGB. L’atmosfera della stella è composta da carbonio, ossigeno e neon, la cui composizione non può essere spiegata dai modelli attuali di evoluzione stellare. H1504+65 ha una magnitudine apparente di 15.9 e si trova a circa 1,590 anni luce dalla Terra.

Oggetti del cielo profondo in Ursa Minor

Ursa Minor non ospita oggetti di cielo profondo particolarmente brillanti che possano essere facilmente osservati con binocoli o piccoli telescopi. La costellazione non contiene oggetti elencati nei cataloghi di Messier e Caldwell. Tuttavia, è sede di un singolo oggetto inserito nel catalogo Herschel 400, la galassia a spirale NGC 6217.

NGC 6217

NGC 6217 è una galassia a spirale barrata che appare a circa 2.5 gradi a est-nordest di Zeta Ursae Minoris. La galassia ha una magnitudine apparente di 11.2 ed è distante circa 67.2 milioni di anni luce. Presenta una dimensione apparente di 55,000 anni luce e può essere osservata con telescopi di 4 pollici o più. NGC 6217 è classificata come una galassia starburst con un nucleo galattico attivo. Una supernova, SN 2018gj, è stata rilevata nella galassia nel 2018, un supernova di Tipo II scatenata con un picco di magnitudine 14.4.

La galassia a spirale barrata NGC 6217 è stata fotografata il 13 Giugno e l’8 Luglio 2009, durante i test iniziali e la calibrazione della Advanced Camera for Surveys (ACS) di Hubble. La galassia si trova a 67 milioni di anni luce di distanza nella costellazione circumpolare settentrionale Ursa Minor. Credito immagine: NASA, ESA, Hubble (PD)

Ursa Minor Dwarf (PGC 54074, UGC 9749)

Ursa Minor Dwarf è una galassia sferoidale nana in Ursa Minor. Questo satellite della Via Lattea ha una magnitudine apparente di 11.9 ed è a una distanza di circa 200,000 anni luce. Il centro della galassia si trova a circa 225,000 anni luce dalla Terra. La maggior parte delle stelle nel Dwarf di Ursa Minor è vecchia e si osserva poca o nessuna attività di formazione stellare in atto. La galassia Dwarf di Ursa Minor è stata scoperta da A.G. Wilson presso l’Osservatorio Lowell nel 1955. Osservazioni effettuate con il Telescopio Spaziale Hubble nel 1999 hanno confermato che la galassia aveva un periodo di formazione stellare di due miliardi di anni fa, avvenuto circa 14 miliardi di anni fa, in una evoluzione continua da allora.

Ursa Minor Dwarf, credito immagine: Giuseppe Donatiello (CC0 1.0)

Polarissima Borealis – NGC 3172

NGC 3172 è una galassia lenticolare scoperta da John Herschel nel 1831. Si trova a circa 285 milioni di anni luce di distanza. Ha un diametro di circa 85 anni luce e una dimensione apparente di 0.92 x 0.79 arcminute. La galassia è stata denominata Polarissima Borealis perché è l’oggetto NGC più vicino al polo celeste settentrionale, apparendo a meno di un grado da Polaris. Polarissima Borealis ha ospitato due supernovae negli ultimi decenni. La supernova di tipo Ia SN 2010af è stata identificata nel Marzo 2010, con un picco di magnitudine 17.2. Un’altra supernova di tipo Ia, SN 2017gla, è stata scoperta nel Settembre 2017, con magnitudine visiva di 16.

NGC 3172, immagine creata utilizzando il software Aladin Sky Atlas dal Centro Dati Astronomici di Strasburgo e dati pubblici del Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System), credito: Donald Pelletier (CC BY-SA 4.0)

NGC 6251

NGC 6251 è una galassia ellittica supergigante situata a circa 340 milioni di anni luce di distanza. Presenta una magnitudine apparente di 14.3 e una dimensione apparente di 1.82 x 1.55 arcminute. NGC 6251 è classificata come galassia radio attiva, con un nucleo galattico attivo (Seyfert 2) e ospita un buco nero supermassiccio, assieme a un getto radio unilaterale. Questa emissione di getto è stata scoperta nel 1977 ed è uno dei più luminosi conosciuti. La galassia potrebbe essere associata a una sorgente gamma, designata 3EG J1621+8203, nota per la sua emissione di raggi gamma ad alta energia.

Questa immagine composita del nucleo della galassia è stata costruita combinando un’immagine a luce visibile acquisita con la Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) di Hubble, con un’immagine separata presa in luce ultravioletta con la Faint Object Camera (FOC). Sebbene l’immagine a luce visibile mostri un disco di polvere scura, l’immagine ultravioletta (colorata in blu) mostra una luminosa caratteristica lungo un lato del disco. Poiché Hubble osserva la luce ultravioletta riflessa solo da un lato del disco, gli astronomi concludono che il disco deve essere deformato come il bordo di un cappello. La brillante macchia bianca al centro dell’immagine è luce proveniente dalla vicinanza del buco nero che illumina il disco. Credito immagine: Philippe Crane (European Southern Observatory) e NASA/ESA (PD)

NGC 6331

NGC 6331 è una galassia ellittica situata a 737 milioni di anni luce di distanza, con una magnitudine apparente di 14.4. La galassia ha un diametro fisico di circa 345,000 anni luce. È il membro più luminoso dell’ammasso galattico Abell 2256. NGC 6331 forma un tripletto con due galassie più deboli presenti nell’ammasso.

NGC 6331, immagine creata utilizzando il software Aladin Sky Atlas dal Centro Dati Astronomici di Strasburgo e dati pubblici del SDSS (Sloan Digital Sky Survey), credito: Donald Pelletier (CC BY-SA 4.0)

NGC 5034

NGC 5034 è una galassia a spirale situata a 401.5 milioni di anni luce di distanza, con magnitudine apparente di 14.6. La galassia fu scoperta da William Herschel il 7 Aprile 1793.

NGC 5034, immagine creata utilizzando il software Aladin Sky Atlas dal Centro Dati Astronomici di Strasburgo e dati pubblici del Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System), credito: Donald Pelletier (CC BY-SA 4.0)