# Guida alle costellazioni/Arturo, Spica e il Polo Galattico Nord/Vergine

CopertinaGuida alle costellazioni/Copertina
* IntroduzioneGuida alle costellazioni/Introduzione
* Prepararsi per l'osservazioneGuida alle costellazioni/Prepararsi per l'osservazione

## Parte I - Stelle e oggetti

* Le stelleGuida alle costellazioni/Le stelle
* Le stelle più luminose del cieloGuida alle costellazioni/Le stelle più luminose del cielo
* Oggetti del profondo cieloGuida alle costellazioni/Oggetti del profondo cielo
* Cataloghi celestiGuida alle costellazioni/Cataloghi celesti

## Parte II - Le 88 costellazioni

* Chiave di letturaGuida alle costellazioni/Chiave di lettura
* Il polo nord celesteGuida alle costellazioni/Il polo nord celeste
* Fra Orsa Maggiore e LeoneGuida alle costellazioni/Fra Orsa Maggiore e Leone
* Il Triangolo Estivo e dintorniGuida alle costellazioni/Il Triangolo Estivo e dintorni
* Da Pegaso a PerseoGuida alle costellazioni/Da Pegaso a Perseo
* Auriga, Orione e il Triangolo InvernaleGuida alle costellazioni/Auriga, Orione e il Triangolo Invernale
* Arturo, Spica e il Polo Galattico NordGuida alle costellazioni/Arturo, Spica e il Polo Galattico Nord
* Verso il centro della Via LatteaGuida alle costellazioni/Verso il centro della Via Lattea
* Aquario, Balena e il Polo Galattico SudGuida alle costellazioni/Aquario, Balena e il Polo Galattico Sud
* Eridano e i dintorniGuida alle costellazioni/Eridano e i dintorni
* Lungo il dorso dell’IdraGuida alle costellazioni/Lungo il dorso dell’Idra
* La regione del CentauroGuida alle costellazioni/La regione del Centauro
* La Nave Argo e dintorniGuida alle costellazioni/La Nave Argo e dintorni
* Il polo sud celesteGuida alle costellazioni/Il polo sud celeste

## Parte III - Carte stagionali

* PanoramicaGuida alle costellazioni/Panoramica
* 40°NGuida alle costellazioni/40°N
* EquatoreGuida alle costellazioni/Equatore
* 40°SGuida alle costellazioni/40°S

## Appendici

* GlossarioGuida alle costellazioni/Glossario
* Tavole delle costellazioniGuida alle costellazioni/Tavole delle costellazioni
* Appendice: la strumentazioneGuida alle costellazioni/Appendice: la strumentazione
* BibliografiaGuida alle costellazioni/Bibliografia
Dettagli costellazione :
| Nome latino | Virgo |
| Genitivo del nome | Virginis |
| Abbreviazione ufficiale | Vir |
| Area totale | 1294 gradi quadrati |
| Transito al meridiano alle ore 21 | 25 maggio |
| Stelle più luminose della mag. 3,0 | 3 |
| Stelle più luminose della mag. 6,0 | 97 |
Stelle più luminose :
| Sigla | Nome | Magn. |
| α Virginis | Spica | 1,00 |
| γ Virginis | Porrima | 2,74 |
| ε Virginis | Vindemiatrix | 2,85 |
| ζ Virginis | Heze | 3,38 |
| δ Virginis | Minelauva | 3,39 |
| β Virginis | Zavijava | 3,59 |
| 109 Virginis | | 3,68 |
| μ Virginis | Rijl al Awwa | 3,73 |
La Vergine è una costellazione dello zodiaco, oltre che una delle più antiche. Si trova tra il Leone a ovest e la Bilancia a est ed è una delle più grandi costellazioni del cielo, seconda solo all’Idra. Può essere trovata facilmente grazie alla sua brillante stella α, Spica.

## Caratteristiche

La costellazione si trova a cavallo dell'equatore celeste, a nord della coda dell'Idra e del Centauro; la Vergine domina i cieli da febbraio fino a luglio e contiene al suo interno alcune stelle molto luminose. Con un'estensione di 1294 gradi quadrati di volta celeste, è la seconda costellazione più estesa del cielo, dopo l'Idra.
Storicamente la costellazione è stata associata al periodo dei raccolti, come la mietitura (da cui deriva il nome della stella α Virginis, Spica, visibile dopo il tramonto verso ovest in estate) e la vendemmia (da cui deriva, ad esempio, il nome della stella γ Virginis, Vindemiatrix, che 2000 anni fa, a causa della precessione degli equinozi, precedeva il sorgere del Sole nel mese di settembre). La Vergine giace in una regione lontana dalla scia luminosa della Via Lattea, pertanto è qui possibile osservare un gran numero di galassie; in questa direzione è stata anche scoperta nel 2005 una corrente stellare forse associata a un'antica galassia nana cannibalizzata dalla nostra.
La stella più prominente è Spica (α Virginis), che rappresenta una spiga di frumento in mano alla Vergine; questa stella è facile da localizzare, perché può essere trovata facilmente seguendo il timone del Grande Carro verso Arturo e prolungando la stessa curva. Inoltre, Spica costituisce il vertice più meridionale dell'asterismo detto Triangolo di Primavera, che comprende anche Arturo e la più debole Denebola, nel Leone. È incerto chi esattamente si vuole rappresentare con la Vergine. Negli anni, è stata associata con quasi ogni famosa dea, tra cui Astarte-Ishtar, Cibele, Demetra, Iside, Atena, e così via.
Secondo una versione, la costellazione raffigura Astrea, la vergine figlia del dio Zeus e della dea Temi. Astrea era conosciuta come la dea della giustizia (e per questo, lo strumento della giustizia, la Bilancia, si trova lì vicino). Secondo la leggenda, essa amministrava il mondo in modo saggio, finché gli uomini diventarono così intrattabili che si ritirò nei cieli in disgusto. Ma la costellazione la si associò anche a Erigone, che sedotta ed abbandonata da Dioniso si suicidò dopo la morte del padre Icario. Spesso la Vergine venne associata anche con Persefone, perché la costellazione è principalmente visibile nei mesi primaverili, quando si pensava che la dea fosse uscita dal mondo delle ombre. Si dice che si dovette ritirare nell’oscurità per conservare la purezza, simbolo di bellezza e con l’aiuto della bilancia, giustiziera cosmica, ritornare ad essere centro universale.
* Mappa e immagine

## Stelle doppie

Principali stelle doppie :
| Nome | Coordinate eq. J2000.0 | Coordinate eq. J2000.0 | Magnitudine | Magnitudine | Separazione (secondi d'arco) | Colore |
| Nome | A. R. | Dec. | A | B | Separazione (secondi d'arco) | Colore |
| HD 106975/6 | 12$^h$ 18$^m$ 09$^s$ | +03° 57′ 00″ | 6,54 | 6,99 | 20,1 | g + g |
| γ Virginis | 12$^h$ 41$^m$ 40$^s$ | -01° 26′ 57″ | 3,48 | 3,50 | 2,9 | g + g |
| HD 110886 | 12$^h$ 45$^m$ 17$^s$ | -03° 53′ 01″ | 6,8 | 7,6 | 16,3 | b + b |
| 54 Virginis | 13$^h$ 13$^m$ 27$^s$ | -18° 49′ 33″ | 6,85 | 7,25 | 5,4 | b + b |
| HD 121325 | 13$^h$ 54$^m$ 58$^s$ | -08° 03′ 32″ | 6,6 | 7,5 | 3,4 | g + g |
| HD 125906 | 14$^h$ 22$^m$ 37$^s$ | -07° 46′ 06″ | 7,5 | 7,6 | 5,6 | g + g |
| HD 133408 | 15$^h$ 04$^m$ 06$^s$ | +05° 29′ 35″ | 7,15 | 7,35 | 9,9 | g + g |
La Vergine contiene alcune stelle doppie alla portata di strumenti di piccole dimensioni, sebbene in numero esiguo se confrontate con le grandi dimensioni della costellazione.
La coppia formata dalle stelle HD 106975 e HD 106976 è risolvibile con facilità; le due componenti sono entrambe giallastre e di sesta magnitudine, con una lieve differenza fra di loro.
La HD 110886 è una coppia di stelle bianche; la primaria è di magnitudine 6,8 e la secondaria di settima grandezza e possono essere risolte con un piccolo strumento.
La HD 133408 è composta da due stelle giallastre di settima grandezza; la loro risoluzione è possibile con forti ingrandimenti.
Porrima (γ Virginis) è una coppia molto stretta; è formata da due stelle di pari magnitudine, entrambe gialle, separate da soli 3", dunque risolvibile solo con un telescopio da 80-100 mm.

## Stelle variabili

Principali stelle variabili :
| Nome | Coordinate eq. J2000.0 | Coordinate eq. J2000.0 | Magnitudine | Magnitudine | Periodo (giorni) | Tipo |
| Nome | A. R. | Dec. | Max. | Min. | Periodo (giorni) | Tipo |
| R Virginis | 12$^h$ 38$^m$ 30$^s$ | +06° 59′ 19″ | 6,1 | 12,1 | 145,63 | Mireide |
| S Virginis | 13$^h$ 33$^m$ 00$^s$ | -07° 11′ 41″ | 6,3 | 13,2 | 375,10 | Mireide |
| W Virginis | 13$^h$ 26$^m$ 02$^s$ | -03° 22′ 43″ | 9,51 | 10,71 | 17,2736 | Pulsante |
| SS Virginis | 12$^h$ 25$^m$ 14$^s$ | +00° 46′ 11″ | 6,0 | 9,6 | 364,14 | Mireide |
| SW Virginis | 13$^h$ 14$^m$ 04$^s$ | -02° 48′ 25″ | 6,40 | 7,90 | 150: | Semiregolare |
| DL Virginis | 13$^h$ 52$^m$ 39$^s$ | -18° 42′ 32″ | 7,0 | 7,5 | 1,3155 | Eclisse |
| ER Virginis | 14$^h$ 06$^m$ 42$^s$ | -14° 12′ 18″ | 6,45 | 6,63 | 55: | Semiregolare |
| ET Virginis | 14$^h$ 10$^m$ 50$^s$ | -16° 18′ 07″ | 4,80 | 5,00 | 80: | Semiregolare |
| FO Virginis | 13$^h$ 29$^m$ 47$^s$ | +01° 05′ 43″ | 6,50 | 6,82 | 0,7756 | Eclisse |
| FS Virginis | 14$^h$ 14$^m$ 53$^s$ | +03° 20′ 09″ | 6,37 | 6,52 | - | Irregolare |
| FW Virginis | 12$^h$ 38$^m$ 22$^s$ | +01° 51′ 17″ | 5,63 | 5,75 | 15: | Semiregolare |
| α Virginis | 13$^h$ 25$^m$ 12$^s$ | -11° 09′ 40″ | 0,95 | 1,05 | 4,0146 | Eclisse |
| ψ Virginis | 12$^h$ 54$^m$ 21$^s$ | -09° 32′ 20″ | 4,73 | 4,96 | - | Irregolare |
| ω Virginis | 11$^h$ 38$^m$ 28$^s$ | +08° 08′ 03″ | 5,23 | 5,50 | - | Irregolare |
Grazie alla notevole estensione della costellazione, al suo interno sono note un gran numero di stelle variabili, alcune delle quali sono osservabili anche con piccoli strumenti.
Fra le variabili a eclisse rientra Spica, la α Virginis; le sue oscillazioni sono molto ridotte, dell'ordine di un solo decimo di magnitudine, mentre il suo periodo è di poco superiore ai quattro giorni. Le sue contenute variazioni non ne consentono l'apprezzamento ad occhio nudo o con i normali strumenti di osservazione. Un'altra variabile a eclisse è la FO Virginis, le cui oscillazioni sono più ampie e avvengono in un periodo di meno di un giorno.
Fra le Mireidi, in generale non molto appariscenti, la più brillante in fase di massima è la SS Virginis, che oscilla fra la sesta e la nona magnitudine in un periodo di un anno quasi preciso; la R Virginis invece in fase di minimo scende fino alla dodicesima grandezza.
Fra le altre variabili, la W Virginis ricopre una sua importanza in quanto è il prototipo di una classe di variabili pulsanti note come variabili W Virginis; si tratta sostanzialmente di un sottogruppo delle variabili Cefeidi, ma a differenza delle Cefeidi classiche di tipo II soprattutto per il loro periodo di variazione, che è compreso fra i 10 e i 20 giorni. La W Virginis, in particolare, oscilla fra le magnitudini 9,5 e 10,7 in circa 17 giorni.

## Oggetti del profondo cielo

Principali oggetti non stellari :
| Nome | Coordinate eq. J2000.0 | 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 4216 | 12$^h$ 15$^m$ 54$^s$ | +13° 08′ 59″ | Galassia | 10,2 | 8,1 x 1,8 | |
| NGC 4261 | 12$^h$ 19$^m$ 23$^s$ | +05° 49′ 30″ | Galassia | 10,5 | 4,1 x 3,6 | |
| M61 | 12$^h$ 21$^m$ 55$^s$ | +04° 28′ 25″ | Galassia | 9,0 | 6,0 x 5,5 | |
| NGC 4365 | 12$^h$ 24$^m$ 28$^s$ | +07° 19′ 03″ | Galassia | 9,6 | 6,9 x 5,0 | |
| M84 | 12$^h$ 25$^m$ 04$^s$ | +12° 53′ 13″ | Galassia | 10,1 | 6,5 x 5,6 | |
| M86 | 12$^h$ 26$^m$ 12$^s$ | +12° 56′ 46″ | Galassia | 9,8 | 8,9 x 5,8 | |
| NGC 4429 | 12$^h$ 27$^m$ 27$^s$ | +11° 06′ 26″ | Galassia | 10,2 | 5,6 x 2,6 | |
| NGC 4438 | 12$^h$ 27$^m$ 46$^s$ | +13° 00′ 31″ | Galassia | 10,0 | 8,5 x 3,2 | |
| NGC 4442 | 12$^h$ 28$^m$ 04$^s$ | +09° 48′ 14″ | Galassia | 10,4 | 4,6 x 1,8 | |
| M49 | 12$^h$ 29$^m$ 47$^s$ | +08° 00′ 02″ | Galassia | 8,4 | 8,9 x 7,4 | |
| M87 | 12$^h$ 30$^m$ 49$^s$ | +12° 23′ 28″ | Galassia | 9,6 | 8,3 x 6,6 | Galassia Virgo A |
| NGC 4517 | 12$^h$ 32$^m$ 46$^s$ | +00° 06′ 48″ | Galassia | 10,8 | 10,5 x 1,5 | |
| NGC 4535 | 12$^h$ 34$^m$ 20$^s$ | +08° 11′ 52″ | Galassia | 10,0 | 7,1 x 5,0 | |
| NGC 4536 | 12$^h$ 34$^m$ 27$^s$ | +02° 11′ 16″ | Galassia | 10,4 | 7,6 x 3,2 | |
| NGC 4546 | 12$^h$ 35$^m$ 29$^s$ | -03° 47′ 38″ | Galassia | 10,5 | 3,3 x 1,4 | |
| M89 | 12$^h$ 35$^m$ 40$^s$ | +12° 33′ 23″ | Galassia | 10,7 | 5,1 x 4,7 | |
| NGC 4560 | 12$^h$ 34$^m$ 03$^s$ | +07° 41′ 58″ | Galassia | 9,6 | 7,2 x 2,3 | |
| M90 | 12$^h$ 36$^m$ 48$^s$ | +13° 10′ 00″ | Galassia | 9,3 | 9,5 x 4,5 | |
| M58 | 12$^h$ 37$^m$ 44$^s$ | +11° 49′ 05″ | Galassia | 9,7 | 5,9 x 4,7 | |
| M104 | 12$^h$ 39$^m$ 59$^s$ | -11° 37′ 23″ | Galassia | 8,98 | 8,7 x 3,5 | Galassia Sombrero |
| NGC 4596 | 12$^h$ 39$^m$ 56$^s$ | +10° 10′ 33″ | Galassia | 10,7 | 4,0 x 3,0 | |
| M59 | 12$^h$ 42$^m$ 02$^s$ | +11° 38′ 49″ | Galassia | 10,6 | 5,4 x 3,7 | |
| NGC 4636 | 12$^h$ 42$^m$ 50$^s$ | +02° 41′ 16″ | Galassia | 9,7 | 6,0 x 4,7 | |
| M60 | 12$^h$ 43$^m$ 40$^s$ | +11° 33′ 09″ | Galassia | 9,8 | 7,4 x 6,0 | |
| NGC 4654 | 12$^h$ 43$^m$ 57$^s$ | +13° 07′ 32″ | Galassia | 10,7 | 4,9 x 2,8 | |
| NGC 4697 | 12$^h$ 48$^m$ 36$^s$ | -05° 48′ 03″ | Galassia | 9,2 | 7,2 x 4,7 | |
| NGC 4698 | 12$^h$ 48$^m$ 23$^s$ | +08° 29′ 16″ | Galassia | 10,9 | 4,0 x 2,5 | |
| NGC 4699 | 12$^h$ 49$^m$ 02$^s$ | -08° 39′ 52″ | Galassia | 10,2 | 3,8 x 2,6 | |
| NGC 4753 | 12$^h$ 52$^m$ 22$^s$ | -01° 12′ 16″ | Galassia | 10,5 | 6,0 x 2,8 | |
| NGC 4762 | 12$^h$ 52$^m$ 56$^s$ | +11° 13′ 52″ | Galassia | 10,0 | 8,7 x 1,7 | |
| NGC 4856 | 12$^h$ 59$^m$ 21$^s$ | -15° 02′ 32″ | Galassia | 10,7 | 4,3 x 1,2 | |
| NGC 5068 | 13$^h$ 18$^m$ 55$^s$ | -21° 02′ 19″ | Galassia | 9,8 | 7,2 x 6,3 | |
| NGC 5084 | 13$^h$ 20$^m$ 16$^s$ | -21° 49′ 40″ | Galassia | 10,8 | 9,3 x 1,7 | |
| NGC 5363 | 13$^h$ 56$^m$ 07$^s$ | +05° 15′ 19″ | Galassia | 10,8 | 4,1 x 2,6 | |
| NGC 5566 | 14$^h$ 20$^m$ 20$^s$ | +03° 56′ 02″ | Galassia | 10,7 | 6,6 x 2,2 | |
| NGC 5634 | 14$^h$ 29$^m$ 37$^s$ | -05° 58′ 33″ | Ammasso globulare | 9,5 | 5,5 | |
| NGC 5746 | 14$^h$ 44$^m$ 56$^s$ | +01° 57′ 21″ | Galassia | 10,8 | 7,4 x 1,3 | |
| NGC 5846 | 15$^h$ 06$^m$ 29$^s$ | +01° 36′ 22″ | Galassia | 10,3 | 4,1 x 3,8 | |
Questa costellazione è estremamente ricca di galassie, grazie alla presenza dell'Ammasso della Vergine, il più vicino ricco ammasso di galassie, la cui osservazione è favorita anche dalla lontananza dalla scia luminosa della Via Lattea. L'ammasso occupa un'area compresa tra 5° e 10° ad ovest di Vindemiatrix (ε Virginis); si individua verso la parte settentrionale della costellazione, in direzione del confine con la Chioma di Berenice.
Alcune delle galassie più brillanti della costellazione costituiscono un allineamento noto come Catena di Markarian, dal nome dell’astronomo che per primo ne riconobbe il moto proprio comune di buona parte delle sue galassie membri; fra le più appariscenti figurano M84, M86, NGC 4473 e NGC 4477.
La galassia M84, in particolare, è una galassia lenticolare visibile nella costellazione della Vergine; fa coppia con la vicina galassia M86, con cui condivide pure l'aspetto e la maggior parte delle caratteristiche fisiche. Si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; si può individuare quasi a metà via partendo dalla stella Denebola e raggiungendo Vindemiatrix. Al binocolo non è osservabile, se non in casi di cieli perfettamente nitidi e in condizioni atmosferiche ottimali. L'alone diventa ben visibile con strumenti da 200 mm di apertura, in cui si mostra come una macchia chiara che sfuma gradualmente sul fondo cielo; il nucleo appare invece brillante. Nei dintorni è possibile osservare anche numerose altre galassie, come NGC 4388 e NGC 4402. M84 e si trova estremamente vicina al centro dell'Ammasso della Vergine, alla distanza di circa 60 milioni di anni luce da noi; secondo la sequenza di Hubble M84 è di classe S0, ossia una galassia lenticolare, peraltro vista di faccia, a metà via fra le spirali e le ellittiche. Nel 1957 è stato scoperto che emette onde radio e mostra due piccoli getti che fuoriescono dalle regioni centrali, visibili appunto alla lunghezza d'onda delle onde radio; la sua massa è stimata sui 500 miliardi di masse solari e il suo diametro è stimato essere di 125.000 anni luce. La galassia possiede un gran numero di ammassi globulari. Osservazioni radio del telescopio spaziale Hubble hanno rivelato che due getti di materia vengono lanciati dall'esterno della galassia verso il centro, indicando la presenza di un grande buco nero di circa 300 milioni di masse solari.
Anche M86 è una galassia lenticolare e al binocolo è di difficile osservazione; con un telescopio da 200 mm di diametro si può intravedere l’alone, che appare come una macchia chiara attorno al nucleo che gradualmente sfuma verso il fondo cielo. La distanza di questa galassia è stata in dubbio per lungo tempo, dato che mostra una velocità radiale in avvicinamento a noi di 419 km/s, in forte contrasto con quello medio dell'Ammasso della Vergine, che è in via di allontanamento: si è infatti sospettato che si trattasse di un membro fuoriuscito dall'ammasso e visibile dunque in primo piano; il suo moto nello spazio la sta portando esattamente nella nostra direzione. Probabilmente ciò è dovuto alla forte azione gravitazionale dello stesso ammasso di galassie, che le avrebbe conferito una direzione anomala a seguito di un transito ravvicinato presso il suo centro. Secondo la sequenza di Hubble si tratta di una galassia ellittica o probabilmente lenticolare, esattamente come la vicina M84, con la quale condivide pure la caratteristica di possedere un gran numero di ammassi globulari.
L’Ammasso della Vergine è dominato dalla grande M87, una galassia ellittica gigante con un nucleo attivo denominato Virgo A. La galassia è anche alla portata di un binocolo di media potenza, come un 10x50, in cui si mostra, se il cielo è nitido e non inquinato, come una macchia molto debole e luminosa al centro; con telescopi di aperture comprese fra i 60 mm e i 200 mm il suo aspetto rimane lo stesso, mostrandosi come un oggetto dal nucleo molto piccolo e brillante e un alone molto esteso di colore biancastro che sfuma gradualmente nel fondo cielo. Il diametro dell'alone mantiene le sue dimensioni apparenti di 4' anche con strumenti più grandi. M87 si trova nelle regioni più centrali dell'Ammasso della Vergine ed è probabilmente la galassia più estesa di questo ammasso di galassie. Nella banda della luce visibile è visibile solo come una macchia estesa e lattiginosa con un nucleo molto piccolo; tuttavia nel suo centro è presente una potente radiosorgente nota come Virgo A o 3C 274. La massa della galassia è pari ad almeno mille miliardi di masse solari; M87 possiede inoltre un numero molto alto di ammassi globulari, stimato tra 13.000 e 15.000, che costituisce il più alto numero conosciuto per una galassia. Un lungo getto rettilineo di materia si estende per almeno 5000 anni luce dal nucleo ed è composto da materia espulsa dal buco nero che sta al centro della galassia, il quale è diventato particolarmente famoso presso il pubblico perché nel 2019 è stato il primo di cui sia stata resa disponibile una fotografia, ottenuta da anni di riprese ad opera del progetto internazionale Event Horizon Telescope; attorno al buco nero è presente un grande disco di gas in rapida rotazione, mentre la massa totale di quest’oggetto sarebbe di circa 6,6 miliardi di masse solari. La galassia M87 è inoltre sorgente di onde radio, raggi X e raggi gamma. La sua vicinanza l'ha resa una delle radiogalassie più studiate; il getto che vediamo originarsi dal centro è solo la parte rivolta verso la nostra direzione di un doppio getto, la cui controparte è situata dall'altro lato della galassia ed è quindi invisibile a noi.
M89 è un'altra galassia ellittica che si trova in una regione di cielo priva di stelle di riferimento; la sua luminosità non eccessivamente elevata e la presenza di un gran numero di altre galassie ne rende difficile l'osservazione e il riconoscimento. La galassia si trova al di fuori della portata di un binocolo di medie dimensioni, mentre può essere individuata con un piccolo telescopio amatoriale, come un rifrattore da 60 mm di apertura: qui si presenta come una macchia tondeggiante e priva di particolari; strumento di aperture comprese fra 100 e 200 mm consentono solo di osservare un alone più marcato, di circa 1,5'. Osservazioni condotte negli anni novanta mostrano come M89 sia quasi perfettamente sferica nella sua forma: ciò non è usuale per le galassie ellittiche, che sono tutte ellissoidi allungati; è possibile che la galassia sia orientata in modo da apparire sferica ad un osservatore sulla Terra ma sia in realtà ellittica. La galassia inoltre è circondata da una struttura formata da gas o polveri che si estende fino a 150.000 anni luce dalla galassia. Sono anche presenti getti di particelle che arrivano fino ad una distanza di 100.000 anni luce, segno che la galassia poteva essere in origine un quasar o una radiogalassia. M89 contiene inoltre un'estesa popolazione di ammassi globulari, il cui numero potrebbe superare le 2000 unità.
A breve distanza si trova anche la spirale M90, una delle galassie più brillanti del gruppo della Vergine: può essere individuata persino con un binocolo, se la notte è particolarmente propizia, mentre un semplice telescopio amatoriale da 60-80 mm è in grado di mostrarla come una macchia allungata e con un leggero alone. Il nucleo, ben visibile in strumenti a partire da 140 mm, è di aspetto puntiforme e di dodicesima magnitudine, mentre l'alone è debole e tagliato in due da una barra più luminosa. Ha bracci a spirale molto stretti e uniformemente brillanti, che sembrano completamente "fossilizzati", nel senso che non sembra esserci formazione di stelle in corso, con la sola eccezione della regione interna del disco, vicino ad alcune linee scure di polvere. Probabilmente il suo mezzo interstellare è stato in gran parte strappato via dalle intense forze mareali presenti all'interno dell'ammasso in cui si trova; altre teorie affermano che sia stato spazzato via da esplosioni multiple di supernovae avvenute nella regione del nucleo, dove la formazione stellare è ancora attiva. La sua distanza è pari a 60 milioni di anni luce.
M58 è una galassia spirale barrata che si può individuare lungo la linea che congiunge le stelle Denebola e Vindemiatrix, più vicina a quest'ultima di circa due terzi. Si trova al limite della portata di un binocolo di medie dimensioni, come un 10x50, in cui appare come una macchia chiara molto piccola senza particolari; un aspetto simile è osservabile in un telescopio da 80 mm di apertura. Occorrono strumenti potenti, come un 200 mm, per individuare alcuni dettagli, come la presenza di un nucleo brillante e un alone esteso fino a un diametro di 4'. La massa di M58 è stata stimata in 300 miliardi di masse solari, dunque comparabile con quella della nostra Via Lattea; il suo diametro sarebbe di 107.000 anni luce. La sua magnitudine assoluta è -21,1 e la sua magnitudine apparente è pari a 9,7. M58 appare allontanarsi alla velocità di 1517 km/s, con una distanza stimata in 64 milioni di anni luce, dunque paragonabile con quella delle galassie dell'Ammasso della Vergine di cui è parte.
M59 è una galassia ellittica facile da reperire in cielo, anche questa grazie alla presenza della stella Vindemiatrix (ε Virginis): si trova infatti circa 4° ad ovest di questa stella; sebbene sia al limite estremo della portata di un binocolo di media potenza come un 10x50, è ben visibile in un telescopio da 60 mm di apertura, in cui appare come una macchia ovoidale molto chiara. Strumenti molto grandi la mostrano come una sorta di "oggetto doppio", grazie alla presenza, circa 20' a nord-ovest, della galassia NGC 4606; molte altre galassie sono visibili anche nello stesso campo. M59 è una delle galassie ellittiche più grandi dell’Ammasso della Vergine, anche se meno luminosa e massiccia di M49, M60 e della gigante M87. La forma di M59 è fortemente schiacciata, tanto da essere classificata come una galassia ellittica di tipo E5; l’asse maggiore ha una dimensione apparente di 5’, che a 60 milioni di anni luce di distanza corrispondono a circa 90.000 anni luce di diametro.
M60 è una galassia ellittica visibile circa 4° ad ovest di Vindemiatrix; è visibile anche con un binocolo di media potenza come un 10x50, se la notte è propizia, in cui si mostra come una macchia molto piccola e sfuocata. Con un telescopio da 150 mm si possono vedere alcuni particolari, come la presenza di un alone chiaro esteso fino a 3', mentre la condensazione centrale è estremamente compatta e luminosa; in direzione nordovest è visibile pure una sorta di protuberanza dell'alone, che in un telescopio di maggior potenza si rivela come una galassia indipendente, catalogata come NGC 4647. Nello stesso campo visivo sono osservabili anche un gran numero di altre galassie. M60 è la terza galassia più brillante dell'ammasso della Vergine ed è la maggiore del suo sotto-ammasso, che conta quattro galassie. la sua massa viene stimata in circa mille miliardi di masse solari, dunque diverse volte superiore a quella della nostra Via Lattea; il suo diametro sarebbe invece di 120.000 anni luce, anche se l'alone esterno potrebbe essere anche più ampio. La sua magnitudine assoluta è pari a -22,3 e possiede un vasto sistema di ammassi globulari. M60 sembra in pieno processo di interazione con un'altra galassia vicina, la già citata spirale di tipo Sc NGC 4647; tuttavia, sebbene la sovrapposizione dei loro aloni suggerisca che queste due galassie siano in processo di interazione, le immagini fotografiche non evidenziano alcuna evidenza di deformazione, come sarebbe normale in caso di galassie realmente così vicine fra loro. Ciò suggerisce che in realtà queste due galassie si trovino sovrapposte solo per un effetto di prospettiva, e potrebbero trovarsi a distanze leggermente maggiori di come possa sembrare.
M61 è una galassia spirale situata a un terzo della linea congiungente le stelle Porrima e Denebola. Al binocolo 10x50 o 11x80 è quasi invisibile e si mostra come una macchia molto sfuggente; gli strumenti che consentono di osservare dettagli maggiori sono quelli superiori ai 140 mm di apertura, in cui appare come una chiazza il cui alone si estende per 5' di diametro, con un nucleo piccolo e luminoso posto esattamente al centro. Ad un'osservazione approfondita si nota che la sua forma non è perfettamente circolare ma appare allungata leggermente in senso nordest-sudovest, con alcuni chiaroscuri sull'alone che lo rendono irregolare. M61 si trova a 60 milioni di anni luce e con il suo diametro di circa 100.000 anni luce (simile a quello della Via Lattea) è uno dei più grandi membri dell'ammasso della Vergine. Particolarità di questa galassia è la struttura dei suoi bracci: essi mostrano diversi improvvisi cambi di direzione, dei veri e propri angoli che danno ad M61 un aspetto quasi poligonale. La sua massa è stata stimata in 50 miliardi di masse solari almeno e la sua magnitudine assoluta, rapportandola a quella apparente di 9,7, sarebbe pari a -21,2. Il moto proprio della galassia tende a farla allontanare da noi alla velocità di 1464 km/s, similmente a tutto l'Ammasso della Vergine, a cui appartiene.
Poco più a nord si trova la galassia ellittica M49, una delle più brillanti della costellazione; è infatti ben evidente anche con un binocolo 10x50 se la notte è in buone condizioni atmosferiche; in un telescopio da 60 mm è visibile come una brillante macchia di forma rotondeggiante. L'aspetto resta immutato anche ad ingrandimenti superiori, mentre con un 150 mm si osserva un alone esteso fino a 4' digradante dolcemente nel fondo cielo; il nucleo è visibile come un punto luminoso all'interno della regione centrale, più luminosa dell'alone. M49 è una galassia ellittica, classificata secondo la sequenza di Hubble come E2 o E4; è una delle galassie più luminosa dell'Ammasso della Vergine, a cui appartiene, sebbene si trovi in una posizione leggermente decentrata rispetto al nucleo centrale dell'ammasso. La sua magnitudine assoluta è pari a -22,7 e la sua classe spettrale integrata è di tipo G7, dunque dal marcato colore giallo, più delle altre galassie della zona. Secondo alcune stime, M49 avrebbe un numero di ammassi globulari compreso fra 5000 e 7000, decine di volte superiore a quello della nostra Via Lattea; le sue dimensioni reali sarebbero comprese fra 140.000 e 160.000 anni luce, che alla distanza di 55 milioni di anni luce equivalgono ad un diametro apparente di 9'. Tutt'attorno sono presenti un gran numero di galassie compagne.
L’ultima delle galassie di Messier della Vergine è la famosissima M104, soprannominata Galassia Sombrero a causa del suo aspetto. È un oggetto non molto facile da reperire in cielo, poiché nelle sue immediate vicinanze non ci sono stelle luminose; può essere individuata circa 9° ad est della brillante stella Spica, oppure 4° a NNE di δ Corvi. Le sue dimensioni apparenti sono di 5'x2'. È già visibile in un binocolo 10x50 come un'ellisse chiara allungata in senso est-ovest, senza che si noti però alcun particolare; un telescopio da 60-80 mm la mostra allo stesso modo, con la zona centrale più luminosa delle aree periferiche. Con strumenti da 150 mm di apertura la galassia continua a non mostrare con facilità i suoi dettagli e la visione può restare deludente se si hanno in mente solo le classiche belle immagini ben note di questa galassia: si mostra infatti come un'ellisse in cui la parte settentrionale appare notevolmente più luminosa, mentre ad un'osservazione particolarmente accurata è possibile individuare sui due lati un accenno di quella che è la banda oscura che conferisce alla galassia il suo tipico aspetto. Strumenti da 200-250 mm già consentono di mostrare dei dettagli maggiori, come la linea oscura, visibile specialmente con la visione distolta. La sua distanza è stimata sui circa 29 milioni di anni luce da noi ed è quindi più vicina dell'Ammasso della Vergine, del quale non è considerata un membro. Il suo diametro è stimato in modo differente da vari astronomi: da 50.000 a 140.000 anni luce. Secondo il sito del telescopio spaziale Hubble, il diametro di M104 è di 50.000 anni luce e la sua massa è pari a 800 miliardi di masse solari. Ha un nucleo grande e luminoso, un bulge centrale stranamente grande e una prominente banda di polveri attorno al disco. Poiché si mostra di taglio, l'aspetto complessivo è simile ad un sombrero messicano, da cui il nome assegnatole. Questa galassia ha anche un sistema di ammassi globulari ben popolato, con almeno alcune centinaia di membri visibili ai grandi telescopi, e una popolazione totale stimata di almeno 2000 oggetti, molti di più di quelli della Via Lattea. Foto recenti hanno inoltre mostrato che M104 ha un alone galattico molto esteso. La struttura maggiormente evidente della Galassia Sombrero è la grande banda oscura formata da polveri del mezzo interstellare che transitano di fronte alla regione centrale; questa banda oscura è in realtà un anello simmetrico che circonda il nucleo della galassia. Gran parte del gas idrogeno atomico freddo presente nella galassia e della polvere si estende attorno all'anello, il quale inoltre conterrebbe in generale la gran parte del gas molecolare freddo di questa galassia; secondo alcuni questa sarebbe soltanto un'ipotesi o una speculazione basata sulle osservazioni a bassa risoluzione e con rilevamenti deboli. Sono infatti necessarie ulteriori osservazioni per confermare che il gas molecolare di questa galassia sia contenuto principalmente nell'anello; basandosi sulla spettroscopia infrarossa si è comunque confermato che quest'anello di polveri sia la sede principale dei fenomeni di formazione stellare che avvengono all'interno di M104.
Fra le galassie non catalogate dal Messier spicca NGC 4697, nota anche con la sigla C52, una galassia ellittica di tipo E6; può essere osservata con facilità anche con un grosso binocolo o con un piccolo telescopio, dove appare come una macchia indistinta priva di dettagli. Quest’aspetto muta leggermente attraverso telescopi da 200 mm di diametro, dove si evidenzia una forma marcatamente ellissoidale. La sua posizione di individua circa 5° a SSE della stella Porrima. Stime sulla sua distanza variano fra 28 e 70 milioni di anni luce, compatibile con quella dell’Ammasso della Vergine, sebbene questo si trovi diversi gradi più a nord.
Nella parte meridionale della costellazione, presso il confine con l’Idra, si trova NGC 5068, una galassia spirale vista di faccia; la sua posizione è facile da reperire, poiché si trova circa 2° a nord della stella γ Hydrae. La sua luminosità permette di poterla scorgere anche con un piccolo telescopio, come un 60 mm, dove appare come una debole macchia circolare dai contorni irregolari. Con un telescopio da 200 mm di diametro il suo aspetto non migliora particolarmente. La sua distanza è stimata sui 22 milioni di anni luce, mentre il suo diametro si aggira sui 45.000 anni luce.
Circa 4° a nord di Porrima si trova un gruppetto di galassie, la più luminosa delle quali è NGC 4636, una galassia ellittica visibile anche con un telescopio da 60 mm di apertura; in realtà si sospetta che si tratti di una galassia lenticolare o al più di morfologia intermedia. Il suo nucleo presenta una ionizzazione più bassa rispetto alla maggior parte delle galassie; la sua distanza è stimata sui 57 milioni di anni luce.
Nei pressi di M49 si osserva NGC 4526, una galassia lenticolare visibile con un telescopio di piccole dimensioni come un 80 mm come una macchia luminosa allungata in senso nordovest-sudest. Dalle immagini sembra che al suo centro si trovi una struttura simile a una barra, come avviene per le galassie spirali barrate. Questa galassia appartiene all’Ammasso della Vergine ed è una delle galassie lenticolari più luminose conosciute; il nucleo interno presenta un aumento progressivo della velocità orbitale delle sue stelle, che indica la presenza di una massa oscura centrale. Il modello più verosimile per spiegare il movimento del gas molecolare nelle regioni centrali suggerisce che ci sia un buco nero supermassiccio con una massa pari a 450 milioni di volte quella del Sole; si tratta del primo buco nero la cui massa sia stata misurata tramite l’analisi della rotazione del gas molecolare che ruota attorno al suo centro attraverso l’uso di un interferometro astronomico. La distanza di questa galassia è stimata sui 55 milioni di anni luce.
Tornando alla Catena di Markarian, si trova NGC 4438, una galassia lenticolare con alcune peculiarità visibile con facilità anche con un telescopio da 80 mm di diametro. NGC 4438 è la più curiosa nell'Ammasso della Vergine a causa dell'incertezza sul meccanismo di energia che riscalda la fonte nucleare: questo può essere una regione di starbust o un buco nero che rende attivo il nucleo galattico; entrambe le ipotesi sono ancora oggetto di indagine. Questa galassia si presenta con un disco altamente distorto con lunghe code mareali a causa di interazioni con altre galassie. Essa mostra un considerevole deficit di idrogeno neutro e uno spostamento dei componenti del suo mezzo interstellare (idrogeno atomico, idrogeno molecolare, polvere interstellare, gas caldo). NGC 4438 si muove ad alta velocità all'interno dell’ammasso della Vergine.
A breve distanza si trova NGC 4435, una galassia lenticolare situata a soli 100.000 anni luce di distanza dalla precedente; anche questa è ben visibile con strumenti da 80-100 mm di diametro.
NGC 4216 si trova all’estremità occidentale dell’Ammasso della Vergine ed è una galassia a spirale intermedia ricca di metalli. Può essere notata con un telescopio da 80 mm di diametro e appare come un lungo e sottile fuso luminoso orientato in senso nord-sud; strumenti di diametro maggiore permettono di notare un leggero aumento di luminosità in direzione della zona centrale. NGC 4216 è fra le galassie a spirale più grandi e brillanti dell’Ammasso della Vergine, con una magnitudine assoluta stimata attorno a -22, ossia più luminosa della galassia di Andromeda e, come la maggior parte delle spirali dell'ammasso, mostra un deficit di gas che è concentrato nel suo disco ottico. Per essere un galassia di questo tipo ha una densità bassa. In questa galassia, oltre a un ricco sistema di ammassi globulari che possono essere fino a cinque volte più popolosi di quello della nostra galassia, sono presenti due flussi stellari che vengono interpretati come due galassie satelliti.
Numerosissime altre galassie dell’Ammasso della Vergine possono essere osservate con un telescopio da 200 mm di diametro, specialmente nella zona compresa fra la Catena di Markarian e la stella Porrima.
Sul confine col Serpente si trova infine la remota galassia IC 1101, una ellittica gigante considerata la più grande conosciuta, sebbene sia molto debole; è descritta più estesamente nelle pagine dedicate al Serpente, poiché appartiene a un ammasso di galassie (Abell 2029) situato in massima parte in quella costellazione.
Uno degli oggetti più importanti della costellazione da un punto di vista astronomico, sebbene non sia osservabile con strumenti amatoriali, è il quasar 3C 273, uno dei più luminosi, avente magnitudine 13.
La costellazione della Vergine contiene anche un ammasso globulare piuttosto debole e remoto, NGC 5634. Si individua nella parte orientale della costellazione, a metà strada fra le stelle ι e μ Virginis; per poterlo osservare occorre un telescopio da 200 mm di apertura, dove comunque appare come una macchia circolare più luminosa al centro e irrisolvibile. Ha classe di concentrazione IV e dista circa 82.000 anni luce; questa grande distanza è la responsabile della debole luminosità dell’ammasso.