Guida alle costellazioni/Il polo nord celeste/Cassiopea

Modulo precedente

Cefeo

Torna a

Il polo nord celeste

Modulo successivo

Giraffa

Cassiopea è una costellazione settentrionale raffigurante la leggendaria regina d’Etiopia Cassiopea; era anche una delle 48 costellazioni elencate dall’astronomo Tolomeo.

Guida alle costellazioni

categoria · modifica

Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli costellazione
Nome latino	Cassiopeia
Genitivo del nome	Cassiopeiae
Abbreviazione ufficiale	Cas
Area totale	598 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	15 novembre
Stelle più luminose della mag. 3,0	4
Stelle più luminose della mag. 6,0	93

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
γ Cassiopeiae	Cih	2,15
α Cassiopeiae	Schedar	2,24
β Cassiopeiae	Caph	2,28
δ Cassiopeiae	Ruchbah	2,66
ε Cassiopeiae	Segin	3,35
η Cassiopeiae	Alchird	3,46
ζ Cassiopeiae		3,69
50 Cassiopeiae		3,95

Di facile riconoscimento grazie alla sua figura a zig-zag, è caratteristica specialmente delle notti stellate autunnali, sebbene dall'emisfero nord sia ben osservabile per quasi tutto l'anno; è attraversata dalla Via Lattea ed è quindi molto ricca di ammassi aperti e fitti campi stellari. Se osservassimo il Sole da Alfa Centauri, la stella più vicina, esso apparirebbe in Cassiopea.

Caratteristiche

Cassiopea è una delle costellazioni più caratteristiche e più riconoscibili del cielo settentrionale. Poiché è molto vicina al polo nord celeste, rimane visibile nel cielo per tutta la notte in tutta la fascia temperata dell'emisfero boreale; nell'emisfero australe è visibile solo dalle zone tropicali. Rispetto al polo nord celeste, si trova opposta al Grande Carro: nell'emisfero boreale, quando Cassiopea è alta nel cielo, il Grande Carro è basso sull'orizzonte.

La costellazione ha una discreta estensione, ma è facilmente riconoscibile per la sua forma a W o a M, a seconda delle stagioni, delle sue cinque stelle più luminose: durante l'autunno boreale si osserva altissima nel cielo in direzione nord e la sua orientazione la fa rassomigliare a una M; viceversa, nelle sere primaverili è rasente l'orizzonte settentrionale ed è orientata secondo la lettera W. Cassiopea si incastra fra Cefeo e Andromeda ed è attraversata per tutta la sua lunghezza dal piano della Via Lattea, apparendo perciò molto ricca di stelle.

Al di là delle sue cinque stelle più luminose, Cassiopea si estende notevolmente anche verso nord, occupando una vasta area di cielo dove la Via Lattea è fortemente oscurata dalle polveri interstellari ed è perciò relativamente povera di stelle e oggetti appariscenti. In questa regione abbondano tuttavia piccole nebulose a riflessione, che testimoniano l’enorme presenza di gas e polveri in questo settore della Via Lattea; anche la quasi totale assenza di galassie è indice di ciò. Tutti questi aspetti portarono tuttavia gli astronomi del passato a disinteressarsi di questa regione di cielo a ridosso del polo nord celeste, come pure di quella dell’adiacente costellazione della Giraffa; tant’è vero che numerosi oggetti anche importanti qui presenti vennero scoperti solo in periodi relativamente recenti.

Cassiopea è spesso usata come indicatore del tempo siderale: la stella più brillante in cima alla W, β Cassiopeiae, ha la stessa ascensione retta del Sole all'equinozio di marzo. L'angolo orario di questa linea è quindi uguale al tempo siderale. Quindi, quando β Cassiopeiae si trova sul meridiano direttamente sopra il polo il tempo siderale è zero, quando è sul meridiano opposto il tempo siderale segna 12 ore, eccetera. Secondo la mitologia Cassiopea fu la moglie vanitosa e boriosa del re d'Etiopia Cefeo, che si trova vicino a lei in cielo a formare le uniche due costellazioni celesti dedicate a un marito e a una moglie. Un giorno, mentre era intenta a pettinarsi i lunghi capelli ricciuti, Cassiopea osò dichiarare di essere più bella delle Nereidi, le ninfe del mare. Le Nereidi erano le cinquanta figlie di Nereo, il cosiddetto Vecchio del Mare; una di esse, Anfitrite, era la sposa di Poseidone, il dio del mare. Le Nereidi si rivolsero così a lui affinché punisse Cassiopea per la sua vanità e il dio mandò un mostro (rappresentato dalla costellazione della Balena) a razziare le coste del paese di Re Cefeo.

Per acquietare il mostro, Cefeo e Cassiopea incatenarono la figlia Andromeda a una costa rocciosa per sacrificargliela, ma la fanciulla fu sottratta a quell'atroce destino dall'eroe Perseo, come narra uno dei più famosi racconti di salvataggio della storia. Come ulteriore punizione a Cassiopea toccò di girare eternamente intorno al polo celeste, a volte in una posizione poco dignitosa, cioè capovolta.

Mappa e immagine

Stelle doppie

Principali stelle doppie
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Separazione (secondi d'arco)	Colore
Nome	A. R.	Dec.	A	B	Separazione (secondi d'arco)	Colore
AR Cassiopeiae	23^h 30^m 01^s	+58° 32′ 56″	4,89	7,2	75,7	azz + b
σ Cassiopeiae	23^h 59^m 01^s	+55° 45′ 17″	4,88	7,1	28,0	azz + azz
1 Cassiopeiae	23^h 06^m 36^s	+59° 25′ 11″	4,86	7,47	15,2	ar + b
α Cassiopeiae	00^h 40^m 31^s	+56° 32′ 15″	2,2	8,8	63,0	ar + ar
η Cassiopeiae	00^h 49^m 05^s	+57° 48′ 59″	3,46	7,51	12,6	g + r
ι Cassiopeiae	02^h 29^m 04^s	+67° 24′ 09″	4,64	6,89	2,5	b + b

La costellazione contiene alcune stelle doppie, molte delle quali però non sono alla portata di piccoli strumenti; alcune sono invece particolarmente semplici.

La AR Cassiopeiae è la più semplice: è composta da una stella di magnitudine 4,9, dunque visibile anche ad occhio nudo, e una di settima grandezza, separate da oltre 1' e dunque risolvibili anche con un binocolo; i loro colori solo azzurro e bianco.

Schedar (α Cassiopeiae) è una stella arancione di seconda grandezza, che possiede a circa 1' di distanza una stella di ottava; la grande differenza di luminosità rende però difficile la sua osservazione.

La σ Cassiopeiae è invece più semplice, ma occorrono strumenti come un telescopio di piccole dimensioni per poterla risolvere: le sue componenti sono di quarta e settima grandezza, entrambe azzurre e separate da 28".

La stella η Cassiopeiae è un po' meno semplice da risolvere con piccoli strumenti a causa della diversa luminosità delle sue componenti, la primaria di magnitudine 3,5 e la secondaria di magnitudine 7,5, separate da poco meno di 13". La sua caratteristica di stella doppia è stata scoperta da Herschel, ed è una delle più vicine al Sistema solare, con una distanza di appena 19,4 anni luce.

Stelle variabili

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
R Cassiopeiae	23^h 58^m 25^s	+21° 23′ 20″	6,97	14,4	430,46	Mireide
S Cassiopeiae	01^h 19^m 42^s	+72° 36′ 39″	7,9	16,1	612,43	Mireide
T Cassiopeiae	00^h 23^m 14^s	+55° 47′ 33″	6,9	13,0	444,83	Mireide
V Cassiopeiae	23^h 11^m 41^s	+59° 41′ 59″	6,9	13,4	228,83	Mireide
RV Cassiopeiae	00^h 52^m 43^s	+47° 24′ 57″	7,3	16,1	331,68	Mireide
RZ Cassiopeiae	02^h 48^m 55^s	+69° 38′ 03″	6,18	7,72	1,1952	Eclisse
SU Cassiopeiae	02^h 51^m 59^s	+68° 13′ 19″	5,70	6,18	1,9493	Cefeide
TU Cassiopeiae	00^h 26^m 19^s	+51° 16′ 49″	6,88	8,18	2,1393	W Virginis
TV Cassiopeiae	00^h 19^m 19^s	+59° 08′ 21″	7,22	8,22	1,8126	Eclisse
AR Cassiopeiae	23^h 30^m 02^s	+58° 32′ 56″	4,82	4,96	6,0663	Eclisse
YZ Cassiopeiae	00^h 45^m 39^s	+74° 59′ 17″	5,71	6,12	4,4672	Eclisse
V393 Cassiopeiae	02^h 02^m 40^s	+71° 17′ 52″	7,0	8,0	-	Semiregolare
V509 Cassiopeiae	23^h 00^m 05^s	+56° 56′ 43″	4,75	5,5	-	Semiregolare
V567 Cassiopeiae	00^h 05^m 06^s	+61° 18′ 50″	5,71	5,81	6,4322	Pulsante
V764 Cassiopeiae	01^h 17^m 26^s	+57° 37′ 56″	6,85	6,93	-	Irregolare
γ Cassiopeiae	00^h 56^m 43^s	+60° 43′ 00″	1,60	3,00	-	Irregolare
ρ Cassiopeiae	23^h 54^m 23^s	+57° 29′ 58″	4,1	6,2	-	Semiregolare

Moltissime sono le stelle variabili alla portata di piccoli strumenti, molte delle quali hanno anche ampie oscillazioni.

Fra le tante variabili Mireidi spicca la R Cassiopeiae, che varia dalla settima alla quattordicesima grandezza; in modo simile oscillano pure la T Cassiopeiae e la V Cassiopeiae: in tutti i casi quando la stella è al minimo della luminosità può essere individuabile solo con un telescopio di grande diametro.

Fra le variabili a eclisse la più semplice è RZ Cassiopeiae, che in poco più di un giorno oscilla fra la sesta e la settima grandezza, così le sue variazioni sono ben apprezzabili anche con un binocolo; anche la TV Cassiopeiae ha una variazione di una magnitudine, ma è meno luminosa.

La più brillante variabile Cefeide è la SU Cassiopeiae, che in quasi due giorni oscilla fra la magnitudine 5,7 e la 6,2.

La γ Cassiopeiae è una stella variabile peculiare, distante circa 613 anni luce dal Sole, prototipo delle variabili Gamma Cassiopeiae. La luminosità varia dalla magnitudine 1,6 alla 3. Si pensa che γ Cassiopeiae sia una stella binaria contenente una stella di tipo Be (vedi classificazione stellare) e una stella di neutroni. È la stella binaria a raggi X più brillante del cielo, non ché l’unica binaria a raggi X che può essere vista a occhio nudo.

Oggetti del profondo cielo

Principali oggetti non stellari
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
Nome	A. R.	Dec.	Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
NGC 7635	23^h 20^m 46^s	+61° 12′ 45″	Nebulosa diffusa	11	15 x 8	Neb. Bolla
M52	23^h 24^m 12^s	+61° 35′ 00″	Ammasso aperto	7,3	13
NGC 7789	23^h 57^m 24^s	+56° 42′ 30″	Ammasso aperto	6,7	25
NGC 7790	23^h 58^m 24^s	+61° 12′ 30″	Ammasso aperto	8,5	17
NGC 129	00^h 30^m 00^s	+60° 13′ 06″	Ammasso aperto	6,5	21
NGC 147	00^h 33^m 12^s	+48° 30′ 25″	Galassia	9,5	15 x 9
NGC 185	00^h 38^m 58^s	+48° 20′ 14″	Galassia	9,2	14 x 12
NGC 281	00^h 52^m 25^s	+56° 33′ 54″	Nebulosa + ammasso	7,4	25 x 30
NGC 457	01^h 19^m 40^s	+58° 17′ 18″	Ammasso aperto	6,4	13	Amm. Civetta
NGC 559	01^h 29^m 33^s	+63° 18′ 05″	Ammasso aperto	9,5	4,4
M103	01^h 33^m 12^s	+60° 42′ 00″	Ammasso aperto	7,4	6,0
NGC 663	01^h 46^m 09^s	+61° 14′ 06″	Ammasso aperto	7,1	16
IC 1805	02^h 32^m 36^s	+61° 29′ 02″	Nebulosa diffusa	-	18,3	Neb. Cuore
IC 1848	02^h 51^m :	+60° 26′ :	Nebulosa diffusa	-	12	Neb. Anima

M52 è uno degli ammassi aperti più luminosi e più ricchi della costellazione, facilmente risolvibile anche con piccoli strumenti.

L’ammasso aperto M103 è piuttosto piccolo e non molto appariscente se osservato al binocolo, ma è ben risolvibile anche con piccoli strumenti. Tuttavia, pur essendo un oggetto di Messier, è meno cospicuo di altri ammassi della costellazione.

NGC 457, soprannominato Ammasso Civetta per via del suo aspetto, risolvibile con un piccolo rifrattore.

L’ammasso aperto NGC 663 è facile e brillante, con visibili diverse decine di stelle anche con piccoli strumenti.

NGC 7789 è uno degli ammassi più ricchi e concentrati della costellazione, formato da quasi 700 componenti di magnitudine più brillante della 15,5; ha un’età superiore al miliardo e mezzo di anni.

La nebulosa NGC 281, soprannominata Pac-Man per via del suo aspetto che ricorda l’omonimo videogioco degli anni ottanta.

La Nebulosa Bolla (NGC 7635) deve il suo nome alla sua struttura centrale dalla forma caratteristica, una bolla di vento stellare in espansione.

La Nebulosa Cuore (IC 1805) è una delle nebulose di gas ionizzato più estese che si conoscano. Si trova assieme ad altre nebulose vicine sul Braccio di Perseo, a 7500 anni luce di distanza.

La Nebulosa Anima (IC 1848), una grande regione di formazione stellare situata sul Braccio di Perseo; fa parte di un vasto sistema nebuloso denominato W3/W4/W5.

Sebbene la Via Lattea attraversi la costellazione di Cassiopea, in questo tratto non appare molto brillante, a causa delle polveri interstellari che la oscurano; la sua presenza, tuttavia, fa sì che in questa costellazione siano presenti numerosi ammassi stellari, tra i quali due che furono catalogati dal Messier.

Fra gli ammassi aperti il più appariscente di questi è M52, un ammasso con un diametro di 12 primi. M52 si trova in una zona di cielo ricca di oggetti, grazie alla presenza della scia della Via Lattea, all'estremità occidentale della costellazione e al confine con Cefeo; si individua tramite il proseguimento dell'allineamento fra le stelle α Cassiopeiae e β Cassiopeiae per la stessa distanza delle due stelle. Può essere osservato anche con un binocolo come un 8x30 o un 10x50, sebbene siano identificabili solo poche delle sue stelle membri, dominate da una stella giallognola di magnitudine 8,26, nettamente più luminosa delle altre, situata sul lato occidentale; un telescopio da 150 mm di apertura mostra fino a una cinquantina di componenti molto piccole e vicine fra loro, mentre in un 250 mm diventano oltre 150. Si tratta di un ammasso estremamente ricco e compatto, con una densità media stimata di circa 3 stelle per parsec cubico, e addirittura fino a 50 stelle per parsec cubico nella zona centrale. Non si conosce la distanza esatta di questo ammasso dal nostro sistema solare: le stime vanno dai 3900 ai 4900 anni luce, ma viene accettato un valore sui 4500 anni luce; queste differenze di valori sono dovute principalmente al forte assorbimento interstellare che la sua luce incontra nella nostra direzione, che complica notevolmente il raggiungimento di una stima precisa.

La parte orientale della costellazione è particolarmente ricca di ammassi. Fra questi vi è M103, che si individua con estrema facilità meno di un grado a nordest della stella δ Cassiopeiae, al punto che la luce di questa stella quasi lo oscura. Appare nello stesso campo visivo in un binocolo 10x50, il quale consente anche una prima parziale risoluzione. Un telescopio da 114mm lo mostra di forma triangolare e dominato da alcune stelline di ottava grandezza; con strumenti superiori l'ammasso è completamente risolto. M103 è uno dei più lontani ammassi aperti elencati nel Catalogo di Messier, trovandosi a circa 9400 anni luce dalla Terra, in un angolo remoto del Braccio di Perseo; esso possiede un diametro apparente di 6 minuti d'arco che, tenendo conto della distanza, corrisponde a un diametro reale di 15 anni luce. Attraverso le misurazioni sul moto proprio sono state individuate 77 componenti fino alla quattordicesima magnitudine facenti sicuramente parte dell'ammasso (con un indice di sicurezza non inferiore all'80%), cui se ne aggiungono 151 la cui probabilità di appartenenza è inferiore; i due membri più brillanti di M103 sono una supergigante di tipo B5Ib ed una gigante di tipo B2III. Fra queste componenti sono note anche alcune stelle variabili, fra le quali due binarie a eclisse, una delle quali con un'oscillazione di oltre una magnitudine, una probabile variabile Gamma Doradus (o forse una variabile pulsante di lungo periodo di classe spettrale B), una stella Be e una gigante rossa pulsante; nello stesso campo visivo, ma non legata fisicamente a M103, si trova un'altra sospetta variabile Gamma Doradus. Estendendo l'indagine alle stelle fino alla diciottesima magnitudine, vengono incluse diverse altre variabili, fra cui sette di tipo Delta Scuti e otto a eclisse. Le stime sull'età dell'ammasso hanno fornito un valore pari a 16±4 milioni di anni. Data quest'età, è piuttosto improbabile che in esso siano ancora presenti delle stelle di pre-sequenza principale.

Nei pressi di M103 si trova NGC 457 (C13), soprannominato Ammasso Civetta per via del suo aspetto. È un ammasso di facile individuazione e osservazione; si trova quasi 2 gradi a sud della stella δ Cassiopeiae (Ruchbah) ed è visibile anche con un binocolo 10x50 o, meglio, 15x80, attraverso i quali si presenta già parzialmente risolto in stelle. Un telescopio da 150 mm è tra i migliori strumenti per l'osservazione di quest'oggetto celeste, che alle latitudini medie boreali si presenta circumpolare; già a bassi ingrandimenti è un oggetto ben risolto che occupa buona parte del campo visivo. Strumenti di apertura superiore permetteranno di notare che molte delle sue componenti più luminose, tra le quali la stella φ Cassiopeiae, sul bordo meridionale dell'ammasso, sono doppie. Si tratta di un ammasso dall’aspetto molto caratteristico: la sua forma particolare lo ha reso noto con il nome di Ammasso Civetta: infatti è dominato da due stelle di sesta magnitudine (una delle quali è φ Cassiopeiae), da cui parte una concatenazione di astri che ricordano bene le ali di un uccello in volo; le due stelle di sesta sono gli "occhi" della civetta. In realtà, le stelle più brillanti dell'ammasso, come φ Cassiopeiae, sarebbero molto più vicine a noi, e si mostrano in direzione dell'ammasso per un effetto prospettico. NGC 457 è composto da una sessantina di componenti stellari accertate fino alla quattordicesima magnitudine e dista dal Sole quasi 8000 anni luce. Come la gran parte degli ammassi brillanti situati in direzione di Cassiopea, anche questo presenta un'età piuttosto giovane, stimata attorno ai 21 milioni di anni. Nella sua direzione sono note diverse decine di stelle variabili, molte delle quali sono in realtà fisicamente separate dall'ammasso; fra le variabili accertate come appartenenti a NGC 457 vi è la V466 Cassiopeiae, una gigante rossa evoluta appartenente alla classe delle variabili pulsanti, e V765 Cassiopeiae, una binaria a eclisse di classe spettrale B5, cui se ne aggiungono altre quattro con diversi gradi di probabilità di appartenenza. Fra le stelle situate sulla stessa linea di vista ma sicuramente non appartenenti all'ammasso, vi sono diverse variabili cefeidi e alcune variabili RR Lyrae.

NGC 663 (C10) si individua 2 gradi a nordest di δ Cassiopeiae (Ruchbah); è visibile con un binocolo 10x50 come un alone chiaro circondato su quattro lati da stelle di ottava e nona magnitudine. Per risolvere la parte centrale dell'oggetto occorrono strumenti più potenti, in grado di rilevare stelle di undicesima e dodicesima magnitudine; con un telescopio amatoriale da 100-120 mm è possibile risolverlo completamente e già a 70x si evidenziano diverse decine di componenti. Con strumenti ancora maggiori la risoluzione è ottimale e le componenti appaiono anche abbastanza separate. L'ammasso conta un centinaio di componenti; le stelle più luminose si concentrano sul lato nord, in particolare due stelle di ottava grandezza e due di nona, da cui partono due "grappoli" distinti di stelle meno appariscenti. Nelle sue regioni centrali sono presenti alcune stelle variabili di classe spettrale B; queste stelle si pensa che ruotino ad alta velocità e che possiedano una forma schiacciata ai poli, similmente a come si verifica per Vega e per Achernar. Una di queste componenti è anche una sorgente di raggi X, il che potrebbe indicare una relazione con una stella di neutroni. Le regioni interne all'ammasso appaiono prive di tracce di nebulosità, la quale è stata probabilmente spazzata via dalla forte azione del vento stellare delle stelle più massicce oppure dall'esplosione di alcune di queste come supernovae. Inoltre, fra le componenti stellari di pre-sequenza principale di massa inferiore a 1,7 masse solarisolo un 13% presentano dischi circumstellari o emissioni nella banda dell'Hα. Fra le stelle di NGC 663 sono note alcune variabili, fra le quali una binaria a eclisse di tipo EA e una di tipo EB, una variabile Beta Cephei, e diverse stelle di classe spettrale B con forti linee di emissione; a queste si aggiungono due variabili RR Lyrae, le quali sarebbero però stelle di campo probabilmente non legate fisicamente all'ammasso. Entro un raggio di 30' dal centro dell'ammasso sono note 25 stelle Be, fra le quali alcune presentano una lieve variabilità. NGC 663 fa parte dell'associazione OB Cassiopeia OB8, che si estende in direzione del settore più centrale della costellazione di Cassiopea; con una distanza stimata sui 7900 anni luce, viene a trovarsi nel Braccio di Perseo fra le vicine associazioni Cassiopeia OB1 e Perseus OB1. L'età media dell'ammasso è stata stimata attorno ai 13-15 milioni di anni, sebbene alcune stime indichino età leggermente maggiori, attorno ai 20-25 milioni di anni. fra le sue componenti di massa medio-piccola vi sono diverse stelle di massa simile a quella solare, le quali, secondo uno studio del 2005, sarebbero sulla sequenza principale. Questo fatto però contrasta con le stime sull'età dell'ammasso, poiché una stella di massa simile al Sole per raggiungere la fase stabile del suo ciclo vitale impiega circa 50 milioni di anni; una possibile spiegazione per questa discrepanza sarebbe che le componenti di massa minore si siano formate durante una precedente ondata di formazione stellare.

Molto più piccolo ma ugualmente appariscente è NGC 559 (C8); si individua 2,5 gradi a WSW della stella ε Cassiopeiae (Segin) e appare come un piccolissimo e concentrato gruppo di stelline, le più brillanti delle quali sono di magnitudine 10. La magnitudine complessiva dell'ammasso è invece pari a 9,5, rendendolo un po' difficile da scorgere con un semplice binocolo; attraverso un telescopio da 150 mm è possibile iniziarne una risoluzione soddisfacente, che si completa comunque con strumenti di 200-250 mm di apertura. L'ammasso appare discretamente compatto e ricco, con dei bordi irregolari, e contiene circa 150 stelle, una quarantina delle quali sono di dodicesima grandezza; la sua distanza è stimata attorno ai 4100 anni luce e appare molto concentrato, con un diametro spaziale di circa 10 anni luce. Le componenti più massicce, con una massa pari o superiore a 1,4 masse solari appaiono più concentrate nelle regioni centrali rispetto alle stelle meno massicce, mostrando così tracce evidenti di segregazione di massa. Poco a nordovest dell'ammasso è presente un resto di supernova, indicato con la sigla G127.1+0.5: quest'oggetto, che possiede una forma quasi perfettamente sferica ed emette onde radio, è stato studiato allo scopo di determinare eventuali legami con l'ammasso; se i due oggetti sono legati, tale resto si estenderebbe per oltre 50 anni luce di diametro. Tuttavia, una correlazione fra i due oggetti sembra essere improbabile, dato che il resto di supernova sembra avere un'età di 18.000 anni, ossia 100.000 volte più giovane dell'ammasso, che secondo alcune stime avrebbe invece un'età stimata in 1,8 miliardi di anni. Uno studio del 2002 basato su indagini fotometriche fornisce tuttavia un'età dell'ammasso pari a 400 milioni di anni, decisamente inferiore alle stime precedenti.

Sul lato occidentale di Cassiopea spicca NGC 7789, situato in posizione isolata rispetto ad altri ammassi. Si può individuare facilmente, partendo dalla stella β Cassiopeiae (Caph), spostandosi 2 gradi a sudovest verso la stella arancione ρ Cassiopeiae e infine mezzo grado a sud di quest'ultima. Non è visibile ad occhio nudo, mentre con un binocolo 10x50 si evidenzia come una macchia chiara quasi circolare; un piccolo telescopio è più indicato per la sua osservazione, dato che vi si può tentare la risoluzione in stelle, che però non si completa con strumenti inferiori ai 200 mm di diametro. La componente più luminosa è di decima magnitudine, ma diverse decine di queste sono più brillanti della tredicesima, così un telescopio da 200 mm è di gran lunga lo strumento più adatto per la sua osservazione. Ad ovest l'ammasso è dominato da una stella rossa di magnitudine 9, non appartenente però ad esso. NGC 7789 è un ammasso aperto molto ricco e concentrato, formato da diverse centinaia di componenti; la sua distanza è stimata attorno ai 7600 anni luce, corrispondente a una zona interna al Braccio di Perseo, uno dei due bracci di spirale maggiori della Via Lattea. La sua età è piuttosto avanzata, stimata attorno a 1,7 miliardi di anni o di poco inferiore, pertanto è certamente slegato fisicamente dalle grandi e giovanissime associazioni OB visibili nella sua direzione e presenti in quel tratto del Braccio di Perseo. Numerose sue componenti massicce appartengono al ramo delle giganti rosse, altre sono nella fase di fusione dell'elio nei loro nuclei; le stelle con una massa inferiore sono invece nella sequenza principale. Studi sulla metallicità di queste stelle hanno permesso di rilevare che l'abbondanza del ferro [Fe/H] è relativamente simile a quella solare. In NGC 7789 sono state identificate quasi 700 componenti la cui magnitudine sia più brillante della 15,5. A causa dell'elevata densità delle sue regioni centrali, diverse stelle hanno subito un'interazione tale da essersi fuse fra loro diventando delle blue stragglers. Ammassi di questo tipo sono utili per comprendere diversi meccanismi dell'evoluzione stellare. n studi incentrati sulla ricerca di pianeti extrasolari tramite il metodo del transito sono state individuate 14 stelle mostranti effetti di variazione assimilabili a transiti planetari; in aggiunta a queste vi sarebbero alcune semplici variabili cataclismiche di lungo periodo.

Alcuni gradi più a nord si osserva invece l’ammasso NGC 7790, circa 2,5° in direzione nordovest rispetto alla stella Caph (β Cassiopeiae); giace in un campo stellare molto ricco e costituisce l'estremità sudorientale di una concatenazione di tre ammassi aperti comprendente NGC 7788 e Harvard 21. Attraverso un binocolo può essere visto con qualche difficoltà e appare come una macchia chiara di dimensioni ridotte e non risolvibile; attraverso un telescopio da 120 mm è possibile notare alcune stelle di undicesima e dodicesima magnitudine su un fondo ancora debolmente nebuloso. Strumenti maggiori ne consentono una completa risoluzione. NGC 7790 è un ammasso aperto piuttosto ricco, anche se di ridotte dimensioni; la sua distanza è stimata attorno ai 9600 anni luce, corrispondente a una zona centrale del Braccio di Perseo, uno dei due bracci di spirale maggiori della Via Lattea, nei pressi dell'associazione OB Cassiopeia OB4. Altre stime forniscono per esso una distanza leggermente maggiore, fino a 10.800 anni luce, portandolo in una zona più esterna di questo braccio. La sua età si aggira sui 60-80 milioni di anni al massimo e si trova fisicamente adiacente agli altri due ammassi aperti visibili nelle vicinanze. Tutti e tre sono ammassi relativamente giovani, anche se presentano alcune caratteristiche differenti: in particolare NGC 7790 non possiede un alone di stelle giovani blu, presente invece negli altri due: ciò potrebbe indicare che, sebbene essi abbiano avuto origine nella stessa regione di formazione stellare, si siano formati da differenti nubi molecolari. Al suo interno sono state identificate alcune stelle variabili, fra le quali spiccano tre variabili cefeidi; due di queste sono disposte in coppia e fanno parte di un sistema binario, così da aver ricevuto le designazioni CEa e CEb Cassiopeiae. L'altra delle tre è invece nota come CF Cassiopeiae.

Nei dintorni di NGC 7790 si trovano, come già anticipato, altri due ammassi aperti: si tratta di NGC 7788 e il più debole Harvard 21. NGC 7788 è visibile anche con un binocolo, sebbene non mostri dettagli particolari e appaia come una piccolissima macchietta chiara di dimensioni ridotte cui si sovrappongono alcune stelle di magnitudine 9; attraverso un telescopio da 120 mm è possibile notare alcune stelle di undicesima e dodicesima magnitudine su un fondo ancora debolmente nebuloso. Strumenti maggiori ne consentono una completa risoluzione. Si tratta di un ammasso piuttosto concentrato, anche se relativamente povero di stelle, specie se confrontato con altri ammassi vicini, molto più ricchi. Al suo interno sono state identificate diverse stelle di pre-sequenza principale, che si presentano distribuite in modo uniforme, senza evidenze di concentrazione. Uno studio del luglio 2013 basato sulla fotometria di 113 stelle membri ha permesso di definire una distanza di 7800 anni luce e un'età di 93 milioni di anni. Harvard 21 è invece molto più sfuggente ed è molto difficile anche staccarlo dai campi stellari di fondo, che in questa direzione appaiono molto ricchi.

Un ammasso poco conosciuto nonché piuttosto isolato e lontano dal piano galattico è infine Cr 463, le cui componenti più luminose sono osservabili anche con un binocolo 10x50, sebbene queste appaiano sparse e ben poco concentrate; gli strumenti migliori sono piccoli telescopi da 100-120 mm di apertura, adatti a risolvere stelle fino alla magnitudine 12 e allo stesso tempo mantenendo la possibilità di disporre di un grande campo visivo. È un oggetto poco studiato, la cui età sarebbe di circa 150 milioni di anni e la sua distanza pari a 2100 anni luce; appare molto esteso, sebbene poco concentrato.

In Cassiopea vi sono numerose ed estese nebulose diffuse, molte delle quali sono però deboli e visibili sono nelle fotografie a lunga posa; tuttavia ve ne sono alcune osservabili anche attraverso un telescopio. Fra queste vi è la NGC 281, nota col nome proprio di Nebulosa Pac-Man a causa del suo aspetto. Se la notte è buia e limpida può essere individuata anche con un telescopio da 120 mm di apertura, seppure con qualche difficoltà, mentre la sua caratteristica forma si delinea meglio con strumenti di diametro molto grande, mantenendo però bassi ingrandimenti. Al suo centro si trova un piccolo e giovanissimo ammasso aperto, denominato IC 1590, dominato da una stella tripla (HD 5005) di classe spettrale O5, la maggiore responsabile della ionizzazione dei gas della nebulosa. La distanza dell’oggetto è di circa 9500 anni luce.

A breve distanza angolare dall'ammasso aperto M52 si trova NGC 7635, nota anche come C11 e chiamata Nebulosa Bolla per via della sua caratteristica predominante; con telescopi di grande apertura e a bassi ingrandimenti appare quasi nello stesso campo visivo dell’ammasso. la sua caratteristica principale è una "bolla" di vuoto circondata da una nebulosa, visibile con potenti strumenti nella zona meridionale dell'oggetto, causata dal vento stellare della giovane stella centrale, di magnitudine 8,7. Questa stella è di colore blu (classe spettrale O) ed è denominata SAO 20575; il suo vento stellare raggiunge la velocità di 2000 km/s, mentre la sua intensa radiazione è responsabile della ionizzazione della nebulosa, che emette luce propria. La sua distanza dal Sole è stimata sugli 11.000 anni luce.

La parte orientale della costellazione, presso il confine con Perseo e la Giraffa, ospita i sistemi nebulosi più estesi e interessanti; essi sono parte di un’unica vastissima regione di formazione stellare situata sul Braccio di Perseo, nota come Regione di W3/W4/W5.

Associata a W3 vi è la piccola nebulosa NGC 896, mentre a W4 è legata la ben più vasta IC 1805, soprannominata Nebulosa Cuore. È individuabile circa 6 gradi a sudest della stella ε Cassiopeiae, ma si può individuare anche partendo dall'Ammasso Doppio di Perseo e spostandosi di circa 4-5 gradi in direzione nord-nord-est. Per poterla individuare occorrono telescopi di grande diametro e possibilmente una focale non molto lunga, a causa delle grandi dimensioni di questa nebulosa. Benché la sua osservazione nel visuale non sia particolarmente agevole, nelle foto a lunga posa è molto bene evidente anche a veloci esposizioni. La sua caratteristica principale è la presenza di due grosse aree apparentemente vuote, di diverse dimensioni, che rendono la nebulosa simile ad un cuore. Al suo interno si trova un sistema di piccoli ammassi aperti poco concentrati, responsabili della ionizzazione della nebulosa. Il più notevole di questi è Mel 15, che contiene alcune stelle circa 50 volte più massicce del Sole, più altre più piccole ed un microquasar espulso milioni di anni fa. Nei pressi della nebulosa sono attivi degli episodi multipli di formazione stellare; tramite le immagini ottenute nell'Hα è stata scoperta una superbolla in espansione formata da idrogeno ionizzato dell'estensione di 3900 anni luce ed emergente dal piano galattico, la cui età, di circa 10-20 milioni di anni, è un'indicatrice del fatto che si sia originata a seguito dell'azione del vento stellare di una prima generazione di stelle massicce. Da questa regione emergono oltre 30 nubi molecolari e globuli dispersi nello spazio circostante, come visto sopra, la cui presenza suggerisce che una volta nella regione si trovava una nube molecolare gigante in seguito dissoltasi a causa di un primo intenso episodio di formazione stellare.

A breve distanza verso est si trova IC 1848, la Nebulosa Anima, associata alla radiosorgente W5. Come per la precedente, la sua osservazione è possibile, pur con qualche difficoltà, solo sfruttando grandi diametri e bassi ingrandimenti, sotto cieli bui e limpidi. Il suo gas è illuminato dalle stelle di alcuni ammassi ed associazioni di stelle vicine, fra i quali spiccano Cr 33 e Cr 34, due ammassi aperti molto estesi ma privi di concentrazione, formati da stelle giganti blu nate dai gas della nebulosa. La luce viene poi riemessa dalla nebulosa nel colore rosso tipico delle linee di emissione dell'Hα. La nube, che strutturalmente possiede una forma a guscio come la precedente, è divisibile in due sezioni, indicate come W5-E e W5-W, rispettivamente estese per 114 e 170 anni luce. W5-E è la sezione orientale e contiene una stella di classe O7V (una stella di sequenza principale molto calda) il cui vento stellare sembra essere sufficientemente potente da ionizzare l'intera regione in cui si trova; W5-W, la sezione occidentale, contiene invece quattro stelle di classe O, ma ve ne potrebbero essere anche delle altre nella parte orientale della regione, non osservabili perché completamente nascoste dalle dense nubi. L’intero sistema nebuloso si trova alla distanza di circa 7500 anni luce.

Fra le galassie ve ne sono due appartenenti al Gruppo Locale; si osservano entrambe sul bordo meridionale della costellazione, vicino al confine con Andromeda e sono indicate con le sigle NGC 147 (nota anche come C17) e NGC 185 (nota anche come C18). Visibili anche con telescopi da 150 mm di apertura, si trovano appena 6° a nord della grande Galassia di Andromeda e infatti le orbitano attorno come galassie satelliti.

La prima è la meno luminosa delle due, ma è anche la più estesa, una galassia nana sferoidale di aspetto allungato, situata a circa 2,67 milioni di anni luce; i suoi ultimi processi di formazione stellare sembra che abbiano avuto luogo almeno 3 miliardi di anni fa, periodo nel quale quasi tutti i suoi gas interstellari si sono dissolti.

La seconda, anch’essa una nana sferoidale, è invece di aspetto più sferico e a differenza della precedente contiene anche degli ammassi stellari piuttosto giovani, segno che la formazione stellare è proceduta fino a tempi molto recenti, fatto insolito per una nana sferoidale. Ha inoltre un nucleo attivo ed è spesso classificata come una galassia di Seyfert, la più vicina conosciuta nonché l’unica appartenente al Gruppo Locale. La sua distanza è stimata sui 2,05 milioni di anni luce.

Le altre galassie sono tutte deboli e spesso oscurate dalle polveri interstellari appartenenti alla Via Lattea, in particolare nella parte settentrionale della costellazione. Fra queste spicca NGC 278, una galassia spirale visibile nella parte meridionale, distante 38 milioni di anni luce.