Nebulae dell'Orsa Maggiore
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Questa debole stella doppia fu trovata da Charles Messier mentre questi era alla ricerca di una nebulosa che si diceva (erroneamente)  fosse stata osservata nel XVII sec. da Johann Hevelius in quella regione. Una volta rilevata la posizione dell’oggetto, Messier gli attribuì un numero nel suo Catalogo; il che ci offre qualche suggerimento su come il Catalogo stesso sia stato compilato: Messier raccoglieva le posizioni mentre andava catalogando gli ammassi stellari e le nebulosa che potevano essere scambiate per comete. M40 apparentemente fu l’ultima che registrò quando era occupato a controllare i rapporti di cui aveva disponibilità nel 1764.

La descrizione di Messier: “Due stelle molto vicine l’una all’altra, e molto piccole, poste alla base della coda della Grande Orsa: si possono distinguere appena con un’ordinaria lente da 6 piedi. E’ mentre cercava la nebulosa posta sul dorso della Grande Orsa, riportata nel libro “La figure des Astres”, che doveva avere, nel 1660, ascensione retta 183° 32’ 41” e declinazione +60° 20’ 33”, e che M. Messier non è riuscito ad osservare, che egli stesso ha osservato queste due stelle.” Confrontando la descrizione di Messier con il cielo, John Mallas notò che la stella doppia  Winnecke 4 occupa la posizione giusta[1].

M40 si trova a 16’ nordest della stella di magnitudine 6 70 UMa. Riportiamo la descrizione che Mallas, colui che ha identificato l’oggetto, ne dà nel suo “The Messier Album”: “La doppia era facilissima nel rifrattore da 4 pollici a 25 ingrandimenti. Non si notava alcuna nebulosità intorno alla coppia, che risulta ampiamente separata nella fotografia della pagina accanto. Questa mostra la galassia di 13^a magnitudine NGC4290 che forma un triangolo rettangolo con la stella di 6^a magnitudine 70 Ursae Majoris ed M 40...”

Le due componenti (V: 9,0 e 9,3) sono separate di 49 secondi d’arco, come riporta John Mallas nel suo libro sopra citato. Lo spettro della stella principale è G0 (Lick Observatory Index Catalog). Assumendo che primaria sia una stella della sequenza principale, essa dovrebbe essere più o meno luminosa quanto il Sole, il che permetterebbe, dalla magnitudine, di fare una stima della sua distanza, che potrebbe essere di circa 300 anni luce.

M81 ed M82 furono scoperte da Bode a Berlino nel dicembre 1774; M81 fu registrata come “una chiazza nebulosa, più o meno rotonda, con un denso nucleo nel mezzo”. Messier l’aggiunse al suo Catalogo nel febbraio 1781: “Questa nebulosa é un po’ ovale, il centro chiaro e può vedersi bene in un ordinario telescopio da 3.5 piedi...”

Il gruppo di M81[2] si trova a circa 10° nordovest di a Ursae Majoris. La stella riconoscibile più vicina é 24 Ursae Majoris (V: 4,6), che si trova a 2° ovest. Chi scrive, quando vuole osservarle con il suo binocolo 11 x 70, usa questo sistema: traccia una linea ideale da g ad a UMa, e la raddoppia quasi esattamente: in quel punto c’è la piccola e debole spirale NGC2976 (che però, purtroppo, in quello strumento non si vede); 1,5° a nordest c’è M81.  

E’ una delle galassie più osservate dagli astrofili, tra quelle dell’emisfero settentrionale; anche in strumenti modesti, come il comunissimo riflettore da 114 mm. di diametro, il suo nucleo mostra una spiccata ellitticità (l’asse maggiore è circa il doppio di quello minore), circondata da una tenue nebulosità. Di grande interesse, e molto spettacolare, è l’interazione fisica mostra avere con M82, la galassia irregolare sua vicina, altrettanto ben visibile anche in un telescopio di modesta apertura.

Essa è inoltre la più luminosa (ma M82, presentandocisi di taglio, può dare un’impressione di maggiore brillanza), e probabilmente la dominante, nel gruppo di galassie che va sotto il nome di gruppo di M81 e di cui fa parte, insieme ai due oggetti Messier e a forse una decina di membri minori, anche NGC3077. l non remotissimo (astronomicamente parlando) avvicinamento tra le due galassie, che ha sconvolto la forma di M82, ha lasciato le sue tracce anche nella geometria spirale di M81. Innanzi tutto rendendola estremamente pronunciata, e poi nella caratteristica banda oscura in basso a sinistra nella regione nucleare.

M81 fu la prima galassia in cui si è trovata l’evidenza di una rotazione: dalle caratteristiche delle righe in assorbimento del suo spettro, Max Wolf, nel 1914, calcolò che le regioni più esterne delle sue spirali avevano una velocità di rotazione di circa 300 km/sec.

Il Telescopio Spaziale ha rivelato in M81 ben 32 cefeidi, che hanno permesso di stimarne la distanza in 11 milioni di anni luce. Il 28 marzo 1993, in M81 fu scoperta, da un astrofilo spagnolo, una supernova (1993J). I resti di questa supernova sono stati ripresi nella banda radio, alla lunghezza d’onda di 3,6 cm approssimativamente da 6 a 18 mesi  dall’esplosione dal radiotelescopio  VLA del NRAO.

Nel 1994 è stato ipotizzato che in M81 probabilmente non ci sia molta materia oscura. Si rilevò, infatti, che la sua curva di rotazione decresceva nettamente nelle regioni più esterne.

Oltre a M82 ed alla già citata NGC3077 (ellittica, V: 11; Ø: 2,5’ x 2,0’), che si trova 45’ a sudest, 1,5° a sudovest c’è NGC2976 (spirale, V: 11,5; Ø: 3,5’ x 1,5’).

Come M81, anche M82 fu scoperta da Bode, nel 1774. Messier, il 9 febbraio 1781, la descrisse come “Nebulosa senza stelle, vicina alla precedente (M 81) tanto che appaiono entrambe nello stesso campo del telescopio.”  Lord Rosse, osservandola con il suo gigantesco riflettore, ne mise in rilievo per primo l’insolita struttura irregolare, nel 1871.

Per trovarla, vale quanto si dirà alla scheda di M81, dato che trovata quella si è trovata anche M82. Questa galassia, che è il prototipo delle galassie irregolari del secondo tipo, cioè dei dischi irregolari, è interessante da osservare anche in uno strumento modesto (per esempio, il celebre newtoniano 114 f/8). A differenza di molte galassie anche più luminose ed estese, M82 sopporta bene gli ingrandimenti, e con uno strumento da 150 mm. o meno si osservano bene le grandi regioni oscure che tormentano trasversalmente le sue regioni più centrali.  Il suo nucleo sembra avere sofferto drammaticamente a causa di un non remotissimo incontro stretto, come si deduce dai violenti fenomeni di starbust tuttora in atto e dalle cospicue fasce di polveri. Questi turbolenti ed esplosivi flussi di gas sono anche un’intensa fonte di disturbi radio. John Mallas ha poeticamente descritto il suo aspetto visuale come una scheggia argentata. Il notevole arrossamento della luce di M82 dimostra che le regioni esterne della galassia sono ricche di materia oscura.

Fu scoperta da Méchain nel 1781. Messier, il 24 marzo di quello stesso anno, la catalogò descrivendola così: “Nebulosa nell’Orsa Maggiore, vicina a b: é difficile da vedere, riferisce M. Méchain, soprattutto quando si illuminano i fili del micrometro: la sua luce é flebile, senza stelle. M. Méchain la vide per la prima volta il 16 febbraio 1781”. Il nomignolo “Owl Nebula”, “Nebulosa Gufo”, le fu dato in seguito ad un disegno fattone da Lord Rosse, che l’aveva osservata nel 1848 con il telescopio da 72 pollici. Si trova a circa 2,4° sudest da b Ursae Majoris. E’ un oggetto piuttosto difficile per i piccoli telescopi, essendo piccola e debole: è difficilissimo osservarla con riflettori a di sotto dei 150 mm; la stella centrale, poi, richiede aperture di almeno 250 mm.

M97 è una delle nebulose planetarie più complesse. Si pensa che la  forma del suo involucro sia approssimativamente quella di una porzione di toro (figura geometrica che ricorda le ciambelle) vista obliquamente, così che la proiezione delle sue basi, più povera di materia, corrisponda agli occhi del gufo. Questo involucro consiste in una fioca nebulosa formata da gas debolmente ionizzato.

La sua massa è stata stimata in circa 0,15 masse solari, mentre la stella centrale, di magnitudine 16, pare abbia 0,7 masse solari.

M101 è una scoperta di Méchain (27 marzo 1781). Messier la descrive come una “Nebulosa senza stelle, molto oscura e considerevolmente estesa, 6’ o 7’ di diametro tra la mano destra di Bootes e la coda dell’Orsa Maggiore...” Di grande interesse, addirittura profetica la descrizione che ne dà, nel 1844, l’Ammiraglio Smyth, spesso citato dal Burnham: “E’ una di quelle nebulose globulari che sembrano essere causate da un vasto agglomerato di stelle piuttosto che da una massa di materia diffusa, luminosa...il pallore ci parla di una distanza inconcepibile...”

M101 si trova a circa 5,5° est di Mizar (z Ursae Majoris) e circa alla stessa distanza a nord-nordest dalla h. Osserviamo questa galassia esattamente in direzione del suo asse di rotazione, quindi ci presenta un’estensione angolare ragguardevole, apprezzabile però soltanto in fotografia: nei piccoli telescopi si vede soltanto la zona centrale, meglio se a basso ingrandimento. Lievissime tracce delle sue braccia spirali si possono cominciare a intravedere nei telescopi di medie dimensioni, ma solo come sfumature nebulose. Il nucleo è piccolo e luminoso, mentre le braccia spirali mostrano, già in fotografie riprese con medie aperture, numerose strutture di condensazioni stellari, nebulose ad emissione e bande di polveri.

La distanza di M101 è stata determinata dalla misurazione del periodo delle cefeidi tra il 1994 e il 1995, con lo Hubble Space Telescope: risulta essere di circa 24 milioni di anni luce.

Burnham riferisce che in M101 si sono registrate tre supernovae, la prima di 12^a magnitudine nel 1909 (SS UMa), un’altra nel 1951 e l’ultima (11^a magnitudine) nel 1970.

E’ membro di un gruppo di galassie costituito da una decina di membri, tra le quali spiccano maggiormente NGC5485 e quella che segnaliamo al paragrafo successivo. 45’ a sud-sudest c’è una galassia di tipo Sc: NGC5474 (V: 11,4, Ø: 4,0’ x 3,0’).

M108, insieme ad M109, fu quasi certamente scoperta da Pierre Méchain la stessa notte in cui scoprì M97 (il 16 febbraio 1781), ed osservata da Messier quando questi misurò la posizione della nebulosa planetaria stessa (il 24 marzo dello stesso anno). Fu aggiunta al Catalogo da Owen Gingerich nel 1953. William Herschel ne fece una riscoperta indipendente e la catalogò come H V 46.

Si trova a meno di 2° sudest dalla b Ursae Majoris, e a 48’ nordovest da M97. Ci si presenta quasi esattamente di taglio, e non sembra possedere un nucleo ben pronunciato, é piuttosto un disco tormentato, ricco di dettagli, con intense zone oscure disposte lungo l’asse maggiore, con alcune regioni H II ed ammassi di stelle giovani che risultano evidenziate su uno sfondo caotico. Insomma, é una galassia particolarmente polverosa. In questa galassia, che é di tipo Sc (Tully la classifica come SBcd, barrata), non c’é grande evidenza di ben definite strutture spirali.

M108 é abbastanza facile da osservare per gli astrofili, più facile di quanto non possa suggerire la comune valutazione della sua brillanza. E’ sorprendente quanti dettagli si possano vedere in questa galassia con piccoli strumenti.  Nelle foto a largo campo spesso si vede insieme con la Owl nebula M97.

Come tutti gli oggetti Messier successivi ad M103, anche questo è stato aggiunto al Catalogo originale soltanto successivamente, in seguito a ricerche storiche che hanno dimostrato come questi oggetti siano stati scoperti da Messier stesso o da Méchain benché, per un motivo o per un altro, non siano stati aggiunti in una delle edizioni del Catalogo stesso che videro la luce durante la vita di Messier. M109, come M108, fu scoperta da Méchain nella stessa notte in cui questi scoprì la nebulosa planetaria M97 (tutti e tre gli oggetti si trovano nell’Orsa Maggiore). Alla descrizione di M97 Messier aggiunge: “Vicino a questa nebulosa egli [Méchain] ne vide un’altra, che [la cui posizione] non è stata ancora determinata, così come una terza che è vicina a g Ursae Majoris.” E’ ben vero che né Méchain né Messier riuscirono (per quel che sappiamo) a rilevare le posizioni di questi due oggetti. Ma le indicazioni consentono di identificarli con sufficiente certezza: per M108 abbiamo già detto, mentre M109 si trova ad appena 0,5° circa dalla g Ursae Majoris. Così come per M108-NGC 3556, fu Owen Gingerich (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), nel 1953, a far osservare che l’oggetto cui Messier fa riferimento, vicino alla  g Ursae Majoris, coincide con NGC3992. 

Si trova, come già osservato, a 0,5° circa sudest dalla stella g dell’Orsa Maggiore (V: 2,44). Questa galassia ricorda nella forma la lettera greca Theta (q). E’ una spirale barrata. All’osservazione visuale, tuttavia, si rivela soltanto la brillante regione centrale, che nei piccoli strumenti appare di forma ovale, mentre la barra, per poter essere osservata, richiede aperture decisamente elevate, ben oltre i 20 cm. M109 ha un’estensione angolare massima di circa 7-8 minuti d’arco, ed una magnitudine apparente tra 9,5 e 9,6. La sua distanza si aggira probabilmente sui 55 milioni di anni luce (27 milioni secondo K. Glyn Jones), e recede da noi di 1.149 km/sec (Sky Catalogue). Una supernova di tipo I è esplosa in questa galassia il 17 marzo 1956, e raggiunse magnitudine 12,8. Una quindicina di primi appena a sudovest da M109 c’è la piccola galassia irregolare UGC6923: si tratta di un oggetto troppo debole per l’osservazione (lo stesso Sky Catalogue ne dà soltanto la magnitudine fotografica, che è 13,98).

Una debole macchia indistinta, con una piccola zona più luminosa al centro e diverse regioni H-II: se si dispone di uno strumento di grande apertura (almeno 30 cm) si può provare a 100 ingrandimenti e con un filtro UHC. E’ membro del gruppo di M81. Si può provare a rintracciarla movendo da un oggetto senz’altro facile da localizzare col cercatore: la stella doppia S 1193 (spettro: M0 o K4 + F0; V: 5,98 e 9,78; a: 08h 20m 40s; d: +72° 24’ 26”) dalla quale basta scendere in declinazione verso sud di 1,7°.

Il grande splendore intrinseco di questa galassia ne fa un oggetto visibile anche con un piccolo strumento, malgrado la sua distanza da noi sia più che rispettabile. Si trova 1,2° a sudovest della 16 UMa (V: 5,18; spettro: F9). A 40’ da NGC2768, in direzione nord-nordovest, c’è la spirale NGC2742, più piccola ma meritevole di attenzione se si dispone di uno strumento oltre i 200 mm di apertura (Ø: 3,0’  x 1,5’; V: 11,4; PA 87°).

Debole bagliore rotondeggiante con una piccola condensazione interna ed un minuscolo centro leggermente più brillante. Una stella di magnitudine 12 si trova 2,5’ a nordovest dal centro. Poco più di 10’ a nordest c’è la spirale vista di taglio (una sottile barra orientata da nordest a sudovest) NGC2820 (V: 12,8;  Ø: 4,4’ x 0,4’). Vedi immagine del campo sul web.

Ampio e luminoso ovale localizzabile 20’ a sudest della HD 80290 (V: 6,1; spettro: F3) che, a sua volta, si trova 15’ a sud del punto mediano della congiungente fra la q UMa  (V: 3,17; spettro: F6) e la 15 UMa (V: 4,46; spettro: Ap). L’asse è orientato da nord-nordovest a sud-sudest; presenta una condensazione centrale con un grande nucleo luminoso. E’ già osservabile con piccoli strumenti di 80-100 mm di apertura, per non parlare dei grandi binocoli 20 x 100. 25’ ad ovest-nordovest della HD 80290 c’è l’interessante variabile irregolare RT UMa, una rappresentante della categoria delle carbon stars (V: 8,6-9,6; spettro: C4,4).

Ovale affusolato discretamente luminoso, con un piccolo e brillante nucleo. Abbastanza facile da localizzare, 1,3° a sud-sudovest della ben più cospicua M81, del cui gruppo fa parte. Vedi immagine sul web.

Due punti stellari di magnitudine 17, fuori dunque dalla portata di un ordinario telescopio amatoriale, ma accessibili ad uno da 400 mm. di diametro. Sono separati tra di loro di circa 6”, e si trovano a 12’ nord-nordovest dalla galassia spirale NGC3079, di cui scriviamo qui appresso. I due punti sono le due immagini risultanti da una lente gravitazionale di un singolo quasar, la cui distanza, calcolata in base al red shift (z = 1,390) dovrebbe aggirarsi sui 5 miliardi di anni luce: probabilmente è l’oggetto più distante accessibile ad un telescopio che possa essere ancora definito amatoriale.

Si tratta di una componente minore del gruppo di galassie che fa capo ad M81. Anche prospetticamente è abbastanza vicina alla molto più cospicua compagna, trovandosi  a soli 40’ circa est-sudest da questa. La sua tipologia è piuttosto controversa: forse è una galassia ellittica nana di tipo peculiare (lo Sky Catalogue la classifica E2p); il LEDA (Lyon-Meudon Extragalactic Database) invece la classifica di tipo Sd.

Debole stria luminosa, con l’asse orientato quasi per nord-sud. La luminosità aumenta verso il centro, ma non c’è l’evidenza di un nucleo. Si trova a poco meno di 1° nordest rispetto alla f UMa (V: 4,55; spettro: A3).

Debole bagliore senza condensazione centrale. Facile localizzarla: si trova a circa 40’ ovest dalla m UMa (V: 3; spettro: M0). 10’ ad ovest (e un po’ più a nord) della galassia c’è un’altra stella rosso-arancio di sesta-settima magnitudine.

Spirale barrata vista di taglio, orientata per nordest-sudovest. Piuttosto grande e moderatamente luminosa, è già osservabile in un piccolo riflettore da 114 mm, anche se per apprezzarne qualche particolare occorre un’apertura più o meno tripla. Si trova 2,7° a nord (e un po’ più ad est) della l UMa (V: 3,45; spettro: A3).

Grande ma estremamente debole e confusa, orientata per nordest-sudovest. La porzione più brillante si trova ai confini nordest. La regione centrale è estremamente debole, mentre tra est e nordest vi sono alcune condensazioni e regioni H-II che possono essere evidenziate da un filtro nebulare.

Debole ovale abbastanza grande, orientato per nordest-sudovest. Piccola zona centrale più brillante, con nucleo ovaleggiante; area con nodulosità all’estremità sudovest, visibile con l’aiuto di un filtro nebulare. 20’ ad est-sudest c’è la doppia OS 226 (V: 7,9 e 12,7; tipo spettrale della primaria: K0).

Asse orientato quasi esattamente per nord-sud. Molto debole. Non difficile da localizzare: si trova 2.5° a nordovest di Dubhe (a UMa). Vedi immagine sul web.

Un debolissimo alone avvolge un piccolo nucleo, quasi stellare. Si trova poco più di 50’ ad est-nordest dell’interessante doppia S 1520 (V: 6,5 e 8; sep. 12,7” in PA 344°; tipi spettrali, rispettivamente, F6V e F9V). Appena visibile in un 114 mm, richiede aperture ben superiori per distinguerne il piccolo nucleo stellare.

Largo ovale, quasi rotondo; un alone debolissimo circonda un piccolo nucleo molto brillante. 1.3° a nord-nordest c’è l’interessante doppia S 1544 (V: rispettivamente 7.2 e 8.2; sep. 12.4” in PA 90°; tipi spettrali, rispettivamente, A3 e Am; B è anche binaria spettroscopica).

Ovale nebuloso con piccolo nucleo brillante, quasi stellare. Facile localizzarla 40’ ad est della 56 UMa (V: 5; spettro: G8). 

Un oggetto veramente peculiare: un globo di 3,0’ x 3,0’ discretamente brillante e solcato da una vistosa banda di polveri, con due debolissime e sfumate braccia spirali orientate rispettivamente verso nord e verso sud, che ne portano l’estensione totale effettiva a forse 8’. 10’ circa ad est c’è un’altra spirale che vale la pena di osservare se si dispone di uno strumento medio-grande: NGC3729 (V: 11,4; Ø: 3,4’ x 2,4’).

Strumenti anche di 300-400 mm mostrano soltanto una chiazza informe con un piccolo nucleo brillante;  con aperture di 500 mm o più e nelle riprese digitali si rivela una ricca e complessa struttura spirale, ricca di noduli e condensazioni. 2,5’ a nord del nucleo c’è una stellina di magnitudine 12 (attenzione a non scambiarla per una supernova).

Una brillante stria luminosa orientata per nordest-sudovest, 15’ circa a sud della c UMa (V: 3,7; spettro: K0). Vedi sul web immagine con la supernova del 1998.

Luminoso ovale sfumato, con un piccolo nucleo più brillante. 2’ a sudest c’è la più piccola NGC3896 (V: 12,9; Ø: 1,8’ x 1,0’), cui sono sovrapposte due stelline di magnitudine 13-14. Vedi

Già un newtoniano da 114 mm mostra una macchia sfumata e rotonda, senza un nucleo visibile. E’ una spirale osservata quasi esattamente lungo l’asse di rotazione, quindi piuttosto trasparente. Strumenti più grandi la mostrano ancora debole, ma si comincia a notare il nucleo più luminoso.

Ampio fuso orientato per nordovest-sudest con un piccolo nucleo brillante. Una stellina di magnitudine 12,5 a 1,3’ sudovest dal nucleo. Vedi immagine sul web.

Facile da localizzare, 1,4° esattamente a sud di Phecda (g UMa; V: 2,41; spettro: A0). E’ un’ellisse orientata da nord-nordest a sud-sudovest, con un piccolo nucleo brillante. Una stella di magnitudine 13 circa si trova 1’ ad ovest dal centro. Visibile già in un grosso binocolo o in un 114, uno strumento da 200-250 mm ne evidenzia il rigonfiamento centrale con il piccolo nucleo stellare.

Debole ovale orientato per nordovest-sudest, con nucleo brillante ma non stellare. Una stella di magnitudine 11 si trova 3’ ad ovest del nucleo. Localizzarla 1,5° a nord della 67 UMa (V: 5,2; spettro: A7). Già visibile con piccoli strumenti, si apprezza bene con aperture di almeno 200-250 mm, che ne mostrano l’evidente rigonfiamento centrale con il piccolo nucleo stellare. Si tratta di una galassia di Seyfert.

Debole ovale luminoso orientato per nordest-sudovest; meno di 10’ a sud c’è l’altra, più debole, spirale NGC4085 (V: 12,4; Ø: 2,7’ x 0,8’; PA: 7°), proprio a nord di una coppia di stelle di magnitudine 8 separate tra di loro di 9’.

Fuso sottile orientato da nord-nordest a sud-sudovest, con un piccolo nucleo più brillante. Vicina al confine con i Cani da Caccia, 2,2° ad ovest delle ben più cospicua M106.

Debole ovale orientato da nord-nordovest a sud-sudest, con un piccolo nucleo più brillante. Una stella di magnitudine 9 si trova 7’ a nord-nordovest del suo nucleo.

Debole stria luminosa, una spirale vista perfettamente di taglio orientata quasi per est-ovest. Fare riferimento alla c UMa  (V: 3.7; tipo spettrale: K0): 2° a sudest da quest’ultima c’è la DN UMa (variabile a eclisse e binaria stretta,; V: 6.5; spettro: A3); 2.5° ad est, praticamente sullo stesso parallelo, c’è la nostra galassia.

Debole striscia luminosa, più brillante al centro, orientata da est-nordest ad ovest-sudovest. Una stella di magnitudine 8 è 5’ a nordovest. NGC4157 si trova 2° a nordovest della 3 CVn (V: 5,3; spettro: M0).

Contrariamente a quanto avviene per tutte le altre costellazioni, il Gran Carro, che è la porzione più cospicua dell’Orsa Maggiore, non è il risultato di un allineamento casuale e meramente prospettico di stelle prive di relazioni fisiche tra di loro. Già nel 1869, R. A. Proctor determinò che le cinque stelle centrali dell’asterismo dividono un comune moto proprio, e quindi formano un vero gruppo che si muove solidalmente nello spazio.

Questa tesi fu verificata da W. Huggins nel 1872 con una serie di misurazioni delle velocità radiali, che avvalorarono l’ipotesi che l’effettivo moto nello spazio fosse lo stesso. Negli anni seguenti vennero identificati altri membri del gruppo: un ammasso piuttosto sparso che è di grandissimo interesse perché è l’ammasso aperto più vicino che conosciamo, un po’ più della metà rispetto alle Iadi.

Nel 1958 risultavano membri accertati dell’ammasso 17 stelle, ma in seguito se ne sono aggiunte diverse altre. Fra queste la più brillante è e UMa, magnitudine 1,79 e spettro variabile del tipo a² CVn; altri membri di rilievo sono le stesse a e b UMa, la notissima Mizar (z UMa) con la compagna Alcor, la binaria stretta 78 UMa e l’altra binaria S 1878 nel Dragone, e a Coronae Borealis.

La voce più incerta dell’elenco è a CrB, che si trova ad oltre 30° di distanza dal gruppo principale, ma sembra trovarsi più o meno alla stessa distanza da noi e pare muoversi nella stessa direzione. Alcune ricerche l’hanno vista accettare come membro, altre l’hanno vista rifiutare.

Il centro dell’ammasso si trova a circa 75 a. l. da noi, e il gruppo occupa un volume di spazio esteso circa 30 a. l. in lunghezza e 18 a. l. in larghezza. La velocità nello spazio dell’ammasso è di circa 15 km/sec., e i moti propri individuali vanno da 0,07” a circa 0,12” per anno. Le velocità radiali variano abbastanza a seconda della posizione delle singole stelle all’interno del gruppo, e vanno dagli 8 ai 15 km/sec. circa in avvicinamento. L’intero gruppo si muove verso sudest, in direzione del Sagittario.

I membri dell’ammasso sono tutti stelle di sequenza principale, tra i tipi spettrali A0 e K3; la popolazione stellare è simile a quella delle Iadi e del Praesepe (M44).