Nell'immagine si vede la costellazione del Cassiopea (Cassiopeia), circumpolare per la nostra latitudine di +46°, quindi visibile tutto l'anno. E' una costellazione nota (ai profani) per essere a "forma di W o di M", a seconda del periodo dell'anno. In realtà questa forma è determinata dalle cinque stelle più luminose dell'asterismo (alfa, beta, gamma, delta e epsilon). Le stelle più luminose si stagliano sulla Via Lattea, quindi la parte centrale della costellazione, com'è visibile dall'immagine, che abbraccia un campo di 17x20 gradi, è ricchissima di deboli stelle e oggetti diffusi. In Cassiopea apparve la nova storica più luminosa, quella del 1572 osservata d atycho Brahe. Ora rimane una nebulosa visibile solo con lastre riprese con strumenti professionali, al di fuori della nostra portata di astrofili.

La maggior parte dei dati sono stati tratti dalla rubrica sulle costellazioni curata dal Prof. Bruno Cester sulla rivista l'Astronomia (che ringraziamo).

La Mitologia

La sua mitologia ha origine dal fatto che le stelle principali rappresentano il corpo della regina Cassiopea seduta sul suo trono. Eudosso ed i Greci chiamavano questo personaggio Cassiepea, mentre l'origine del nome attuale la si deve ad Ovidio, dato che il nome si trova nel IV libro delle Metamorfosi. Ivi possiamo apprendere la storia della regina, del suo sposo Cefeo, della loro figlia Andromeda, di Perseo e del suo cavallo alato Pegaso, del mostro Balena alla quale Andromeda doveva essere sacrificata e che invece Perseo salvò.

Le coordinate sono al 1950.00 quelle precise al decimo di minuto d'arco; le altre, ove è stato possibile rintracciarle, sono al 2000.00. Appena possibile si procederà al cambio al 2000.00 di tutte.

Gli Oggetti Astronomici più interessanti

Stelle Doppie (inferiori alla 6^a magnitudine)
Alfa - Schedar (o Schedir) (0h 37,6m; +56° 16') è una doppia ottica composta dalla primaria di m=2.23 (gigante rossa) ed una secondaria di m=9, separate di 63", che si sta allontanando. In realtà è la primaria (più vicina e con un moto proprio maggiore) che si sta allontanando dalla secondaria.
Gamma (0h 53,7m; +60° 27') è un'altra doppia difficile da separare, in quanto la primaria di magnitudine 2.40 dista solo 2".3 dalla compagna di magnitudine 11. La primaria è peculiare, in quanto, pur rimanendo sostanzialmente stabile, talvolta aumenta repentinamente di luminosità. Nel 1936 fu scoperto avesse aumentato la luminosità di mezza magnitudine, fatto ripetutosi l'anno dopo con un ulteriore aumento fino alla 1.6; progressivamente scese fino alla 3^a per risalire nuovamente fino alla 2.2; e senza sia stata ravvisata nessuna periodicità ! Si ipotizza possa aver attraversato una fase di emissione di materiale, pur senza essere una nova.
22 CAS (0h 41,9m; +48° 01') è una doppia, con la principale di m=4 e la secondaria m=11 a 34" di distanza. Non essendo stati notati movimenti orbitali, il periodo dev'essere lunghissimo.
Fi (1h 22,4m; +67° 52') è un sistema composito: la primaria è di magnitudine 4.5, accompagnata da una compagna di 13^a magnitudine, a 2".5 di distanza. A 23" dalle due si trova un'altra coppia, formata da due stelline di nona.
48 CAS (1h 57,8m; +70° 40') è una tripla con due stelle di m=4.8 e m=6.5 vicine, che compiono un'orbita in 60 anni), separate di 0".7 in lento aumento. La terza compagna, di m=13, dista 24" ed è una compagna fisica del sistema.
Eta (0h 46,1m; +57° 33') è una doppia fisica scoperta nel 1779 da Herschel; composta da una stella gialla di m=3.45 e da una secondaria rossastra di m=7.21, hanno un lungo periodo orbitale (480 anni) ed una separazione di 12" d'arco. E' un sistema vicino al Sole, in quanto dista 19 a.l.
AR CAS (23h 27,7m; +58° 16"), è una binaria ad eclisse con un periodo di 6 giorni. La primaria ha una magnitudine di 4.9, mentre la secondaria 5.1. A 76" di distanza c'è un'altra doppia (magnitudini m=7.3 e m=8.3, separate di 1".3). Vicino alla prima coppia c'è una quinta stella di m=9.3 a 1".1, ma è solamente prospettica.
Sigma (23h 56,5m; +55° 29') è una doppia, con la primaria m=5.1 e la secondaria a 3" di m=7.2 .
Mu (1h 04,9m; +54° 41') ha una magnitudine 5.2 ed è stata riconosciuta doppia solo dalle misurazioni astrometriche delle oscillazioni del suo moro spaziale ! E' accompagnata da una piccola compagna di magnitudine 10, circa, e massa 0.2 volte quella del Sole. La compagna è visibile solo con telescopi di diametro superiore ai 2 metri !!! (NdR: chi disponesse, nel proprio giardino di casa, di un tale strumento è pregato di informarmi.) Il periodo orbitale è all'incirca di 23 anni ed il sistema è di Popolazione II, quindi di vecchissima età. Sebbene sia distante solamente 25 anni luce, si suppone provenga dall'alone della Galassia.
Lambda (0h 29.0m; +54° 15') è composta da due stelle (m=5.6 e m=5.7, separate di 0".5) ruotanti in un'orbita molto larga (periodo di 640 anni).
Sigma 3053 (0h 00,0m; +65° 49') è una bella stella doppia con la primaria di colore giallo di m=6.0 ed una compagna di m=7.5 a 15" di distanza di colore azzurro.
49 CAS (2h 00.6m; +75° 53') è formata da una stella di m=6, accompagnata a 5" da una di m=13; la terza compagna ha m=13 e dista 28" d'arco.
Iota (2h 24,9m; +67° 11') è un sistema quadruplo: le due più luminose, A di magnitudine 4.7 e colore bianco-giallastro e la B di magnitudine 6.9 e colore giallo, sono fisicamente legate in un'orbita che descrivono in 840 anni ed il loro moto è irregolare e perturbato. La A è a sua volta doppia, con una compagna invisibile che le ruota attorno in 52 anni; la A è pure una spettro-variabile del tipo Alfa Canum Venaticorum. Attorno ad esse c'è la quarta stella, C legata fisicamente, a 7" di distanza.

Stelle Variabili (inferiori alla 6^a magnitudine)
Come riportato sopra, si è già detto che alfa, gamma e iota sono variabili.
Beta - Caph (0h 06.5m; +58° 52') è una variabile poco adatta agli astrofili, in quanto la sua variazione è limitata a soli 4 centesimi di magnitudine. E' però la più luminosa della classe delle Delta Scuti, con m=2.25, ed è una subgigante sita a 45 a.l.
Rho (23h 51,9m; +57° 13'), è una semiregolare (supergigante ?), però soggetta a variazioni difficilmente predicibili. La luminosità varia tra la 4.4 e la 5.1 in 100 giorni.
R CAS (23h 55,9m; +51° 07'), è una variabile rossa del tipo Mira, di magnitudine 5.5 che scende fino alla 13^a in 431 giorni. Se si osserva al minimo, si guardi ad ovest, in quanto ha una compagna di 11^a a 28" ed un'altra a 112 ancora meno luminosa.
SU CAS (2h 47,5m; +68° 41') è una Cefeide con un periodo di 1.95 giorni ed un'escursione di 0.4 magnitudini (tra la 5.8 e la 6.2). Come per la stella prototipo, la variazione della luminosità è imputabile ad una modificazione fisica delle dimensioni della stella; la pulsazione (contrazione con successiva espanzione degli strati superficiali) fa variare la superficie complessiva d'irraggiamento dell'astro.
AO CAS (0h 15,1m; +51° 09') è una binaria ad eclisse, variabile tra la magnitudine 6.0 e la 6.2, a causa dell'inclinazione orbitale del sistema. Le due stelle sono giganti azzurre quasi a stretto contatto tra di loro e che compiono una rivoluzione in tre giorni. La massa delle due stelle è di circa 30 volte quella del Sole.
SV CAS (23h 36,6m; +51° 59') è una variabile semiregolare rossa, con variazioni diverse tra i vari massimi e minimi, ma con variazione solitamente comprese tra la 7^a e la 11^a in 276 giorni.
T CAS (0h 20.5m; +55° 31') è una variabile a lungo periodo (di 445 giorni); la magnitudine varia tra 7 e 12. V CAS (23h 09.5m; +59° 26') è una variabile rossa del tipo Mira; varia tra le magnitudini 7 e 12.8 in 228 giorni.
VZ CAS (23h 58,7m; +60° 05') è una semiregolare, con periodo di 186 giorni; varia tra la 7^a e la 10^a magnitudine; è doppia ed ha un compagno di ottava a 1'.
U CAS (0h 43,6m; +47° 58') è un'altra variabile a lungo periodo, di 278 giorni, e varia tra le magnitudini 7 e 14.

Ammassi Aperti
Questa zona di cielo, attraversata dalla Via Lattea, è ricca di ammassi aperti.
NGC 7654 - M 52(23h 22,0m; +61° 19') fu scoperto da Charles Messier nel 1774: è un'ammasso aperto con un diametro di 12". E' preferibile gurdarlo attraverso l'obiettivo di un telescopio. Dagli studi sembrerebbe che possa essere uno dei più giovani ammassi aperti scoperti della Galassia, con un'età simile alle Pleiadi. A mezzo grado SO si osserva la nebulosa planetaria NGC 7635.
NGC 7790(23h 55,9m; +60° 56') è abbastanza piccolo, con un diametro di 6' e composto di poche, e deboli, stelline.
NGC 7789(23h 54,5m; +56° 26') venne scoperto alla fine del XVIII secolo e si trova le stelle sigma e rho; ha un diametro di mezzo grado e vi si possono contare circa un centinaio di stelle tra la decina e la dodicesima magnitudine, impiegando un telescopio di media dimensione. Dista oltre 6.000 anni luce e, in base alla dimensione apparente, si può calcolare che la sua dimensione spaziale sia di una cinquantina di a.l. E' un'ammasso vecchissimo (per gli standard degli aperti), in quanto la sua età dovrebbe essere di circa un miliardo d'anni.
NGC 103 (0h 22,6m; +61° 03') ha un'estensione che abbraccia un diametro di circa 7' d'arco e comprende stella dall'undicesima magnitudine in su.
NGC 129 (0h 27,1m; +59° 57') ha un diametro di circa 11' d'arco ed è composto da stelle più deboli della nona.
NGC 457 (1h 15,9m; +58° 04') ha una magnitudine totale 8 ed un diametro di 10'. Al suo limitare SE si trova la stella Fi CAS di quinta grandezza. E' composto da una cinquantina di stelle abbastanza deboli. Se la stella Fi CAS appartenesse fisicamente all'ammasso sarebbe una delle stelle intrinsecamente più luminose, in quanto la sua magnitudine assoluta raggiungerebbe addirittura la -9 !; la stella di settima, posta anch'essa ai bordi dell'ammasso, avrebbe una M=-7.
NGC 559(1h 26,1m; +63° 02') ha un diametro di 7' ma di forma allungata; è composto da deboli stelline di decima.
NGC 581 - M 103 (1h 29,9m; + 60° 27') venne scoperto nel 1781 da Méchain; ha un diametro di 5' e magnitudine integrata 7. E' abbastanza compatto, non molto ricco di stelle, con quattro tra la settima e la nona.
NGC 637 (1h 38,7m; + 63° 47') ha un diametro di 3' a forma triangolare e composto da deboli stelline.
NGC 654 (1h 40,6m; + 62° 38'), di forma triangolare, ha un diametro di 7' e con una stella di settima ad uno dei vertici.
NGC 663 (1h 42,6m; + 61° 00') ha un diametro di 11' ed è facile da osservare (e pure bello). Punteggiato da quattro stelle di magnitudine 8 - 9, vi si possono osservare circa un'ottantina di stelle.

Nebulose
IC 1805 (02h 42,0m; +61° 27'; J2000,0), la Nebulosa Cuore, è una nebulosa a emissione, membro del Complesso di formazione stellare di Cassiopea. Ha una dimensione di 60' e una magnitudine globale di 6,0.
IC 1818 (02h 51,2m; +60° 26'; J2000,0), è anch'essa una nebulosa a emissione e membro del Complesso di formazione stellare di Cassiopea. Ha una dimensione di 40'x10' e una magnitudine globale di 6,5. Sovrapposto ad essa si trova pure l'ammasso aperto di tipo IV3pn, il quale a 135 ingrandimenti mostra 18 stelle, cone due di undicesima magnitudine e altre 16 di magnitudine 13. La nebulosa connessa con l'ammasso si osserva appena a 100 ingrandimenti, senza il filtro UHC. Con il filtro UHC è meglio contrastata e si nota che essa consiste di due deboli e molto grandi filamenti nebulari, i quali passano a nord e sud dell'ammasso aperto di stelle.

Galassie
NGC 147 (0h 30,4m; +48° 13') è una galasia ellettica, membro del Gruppo Locale e prospetticamente si trova 7° "sopra" la Galassia di Andromeda. La magnitudine globale è di 9.7 ed ha le dimensioni di 4'.5 x 2'.5; è difficile da osservare, in quanto è una delle galassie intrinsecamente più deboli osservate.
NGC 185 (0h 36,1m; +48° 04') è un'altra galassia ellittica appartenente al Gruppo Locale. Ha una magnitudine di 9.4 ed è rotondeggiante.
NGC 278 (0h 49,2m; +47° 17') è una galssi a spirale compatta, di aspetto rotondeggiante e del diametro di 1'.2 e magnitudine sulla decima.

La fotografia della costellazione ha una dimensione di 601 x 900 pixel; è a 16,8 milioni di colori ed occupa 16,5 MB, qui compressi a 686 KB. Cliccandola l'aprirete a 1600 x 1800 pixel. In archivio c'è un'immagine ancora più definita da 1,10 MB di dimensione.