Scutum
[ Home ] [ Su ] [ Andromeda ] [ Antlia - Apus ] [ Aquila ] [ Aquarius ] [ Ara - Caelum ] [ Aries ] [ Auriga ] [ Bootes ] [ Camelopardalis ] [ Carina ] [ Cassiopeia ] [ Centaurus - Crux ] [ Cepheus ] [ Cetus ] [ Chamaeleon - Circinus ] [ Canis Major ] [ Canis Minor - Capricornus ] [ Cancer ] [ Columba - Lepus ] [ Coma Berenices ] [ Cor. Australis - Borealis ] [ Corvus - Crate ] [ Canes Venatici ] [ Cygnus ] [ Delphinus - Equuleus ] [ Dorado ] [ Draco ] [ Eridanus ] [ Fornax - Grus ] [ Gemini ] [ Hercules ] [ Horologium-Hydrus ] [ Hydra ] [ Indus - Lacerta ] [ Leo - L. Minor ] [ Libra - Lynx ] [ Lupus - Norma ] [ Lyra ] [ Mensa - Microscopium ] [ Monoceros ] [ Musca - Octans ] [ Ophiuchus ] [ Orion ] [ Pavo - Phoenix ] [ Pegasus ] [ Perseus ] [ Pictor - Pyxis ] [ P. Austrinus - Tucana ] [ Pisces ] [ Puppis ] [ Reticulum - Sextans ] [ Sculptor ] [ Scorpius ] [ Scutum ] [ Serpens ] [ Sagitta - Vulpecula ] [ Sagittarius ] [ Taurus ] [ Telescopium ] [ Triangulum - Tr.  Australe ] [ Ursa Major ] [ Ursa Minor ] [ Vela - Volans ] [ Virgo ]

La dedica si può leggere sulla stessa mappa, in alto. Le stelle principali rappresentavano lo stemma gentilizio di Casa Sobieski. Il re polacco si era distinto nell’ostacolare l’avanzata turca su Vienna nel 1683. I Turchi furono respinti a Kalenburg, e il segno della croce fu posto sul suo scudo per ricordare l’impresa.

Per quanto sia insignificante quanto a stelle brillanti (nessuna più luminosa di magnitudine 4), la costellazione è interessante per la presenza di una splendida nube stellare, nella quale spicca il bellissimo ammasso aperto M11. Oltre all’altro ammasso incluso nel Catalogo Messier, M26, sono molto cospicue e facilmente osservabili con un semplice binocolo anche numerose nebulose oscure.

La d Scuti è una variabile pulsante a corto periodo di un tipo piuttosto raro, ed è il prototipo della sua classe. Si trova vicino al centro della costellazione, circa 2° ad est-sudest dalla a Scuti. Non è di grande interesse per gli osservatori visuali, dato che le sue variazioni hanno un’ampiezza di circa 0,15 magnitudini soltanto, con un periodo di 4,65 ore. In aggiunta al ciclo primario, la stella mostra almeno altri due cicli di pulsazioni sovrapposti, uno di 0,095129 giorni ed uno di 0,186872 giorni, che combinandosi danno luogo ad una pulsazione risultante di 5,24774 giorni di periodo, durante cui la forma della curva di luce cambia da ciclo a ciclo. La curva di luce stessa somiglia a quella caratteristica delle RR Lyrae, con una rapida ascesa e un declino più lento, ma l’ampiezza è molto minore. Un’altra differenza con le RR Lyrae e con le cefeidi sta anche nella diversa relazione tra la curva di luce e la curva della velocità radiale.

Le stelle di questo tipo sembrano essere tutte giganti dei tipi spettrali A0-F5III-V, con ampiezze di variazione che vanno da 0,03 a 0,9 magnitudini e M_V tra 0,0 e +2,0 (benché ci sia qualche eccezione che arriva a -2,0); la stessa d Scuti ha una M_V di 0,3.  I periodi variano da 0,01 a 0,2 giorni. Le forme delle curve di luce, i periodi e le ampiezze variano molto tra di loro.

Benché queste stelle ricordino abbastanza le RR Lyrae nel comportamento generale, ne differiscono decisamente sotto un aspetto fondamentale: si tratta infatti certamente di oggetti di Popolazione I, contrariamente alle RR Lyrae; sembra trattarsi di stelle che hanno cominciato ad evolvere dalla sequenza principale: anche se alcune hanno spettri di classe di luminosità V (sequenza principale), la maggioranza è classificata come giganti o subgiganti di classe di luminosità III e IV, e poche sono giganti di classe II.

La periodicità multipla in una stella del tipo d Scuti può indicare, secondo una teoria, che la stella è una doppia stretta: la periodicità secondaria risulterebbe dall’effetto mareale causato dalla compagna. Molte di queste stelle, in effetti, sono state classificate come binarie spettroscopiche, compresa la d Scuti stessa, il cui periodo però non era stato, almeno sino a qualche anno fa, determinato.

Questa stella ha anche una compagna ottica di 10^a magnitudine a 52,5” in PA 130°, ed una più vicina di 12^a magnitudine, a 15” in PA 46°. L’ammasso aperto M26 si trova 0,8° ad est-sudest.

Particolare tipo di variabile semiregolare pulsante, in qualche modo simile alla RV Tauri. Fu scoperta da E. Pigott nel 1795, e a quell’epoca, a parte le novae, non si conoscevano più di una dozzina di variabili, tra le quali la R CrB, scoperta dallo stesso Pigott: le altre erano Mira, Algol, c Cygni, R Hydrae, R Leonis, b Lyrae, d Cephei, h Aquilae, a Herculis. La stella ha un periodo principale tra i 140 e i 146 giorni, di ampiezza incostante: sale a volte fino a magnitudine 4,8 circa, e declina solitamente fino a magnitudine 6. Una volta ogni 4 o 5 minimi, la magnitudine scende fino a 8 o addirittura più giù. C’é un’evidente almeno un superperiodo, come nella RV Tauri. Ma, a differenza della RV Tauri, manca il superperiodo più lento (circa 1.300 giorni).

Secondo McLaughlin la R Sct, a parte i minimi profondi, assomiglia ad una cefeide, con la differenza che la velocità radiale varia molto e in maniera irregolare. Egli classifica lo spettro come G2 (mediamente), ma trova che quando la magnitudine scende sotto 6 appaiono le caratteristiche delle giganti rosse, con le bande dell’ossido di titanio. Al minimo, le bande sono larghe come quelle nello spettro di una tipica gigante rossa di spettro M3. Durante la rapida ascesa al massimo appaiono brillanti righe in emissione dell’idrogeno, che gradualmente si trasformano in righe di assorbimento poco dopo il picco di luminosità. Le caratteristiche di questa stella, in sostanza, sembrano assommare in sé quelle delle cefeidi e quelle delle variabili a lungo periodo (Mira).

Lo splendido ammasso aperto M11 si trova distante circa 1° in direzione sudest. La stella più brillante tra R Sct e l’ammasso é la doppia S 2391, facile oggetto per piccoli telescopi: separazione 38”, magnitudini 6,5 e 9,5.

Multipla; separazione e PA della coppia principale sono rispettivamente 14,3” e 238°, rimasti invariati almeno dal 1880 al 1962. La compagna ha magnitudine 11,9; la primaria, invece, varia con andamento semiregolare tra magnitudine 6,8 e 10,9 in un periodo di 148 giorni. C’è anche un terzo membro di magnitudine 12,5 a 44,1” in PA 102°.

M11 fu scoperto nel 1681 dall’astronomo tedesco Gottfried Kirch del Berlin Observatory; Ecco il racconto di Kirch sulla scoperta di M11: “…la sera del 1° settembre 1681 io osservai un’altra stella nebulosa, che per quel che so non è mai stata osservata prima, vicino al piede settentrionale di Ganimede. La sua forma non era diversa da quella della cometa che ho scoperto…la mattina del 4 novembre 1680, e quindi dapprima fui incerto se il fenomeno fosse una cometa o una stella nebulosa. Quando, per i successivi giorni, la sua forma e la sua posizione rimasero immutati, fu facile decidere che non si trattava di una cometa ma quasi certamente di una stella nebulosa…” Nel 1715 Halley incluse quest’oggetto nella sua breve lista di stelle nebulose, ma sembra che il primo a risolvere in stelle quest’oggetto sia stato Derham nel 1732: in calce alla sua lista di 16 nebulae prese da Hevelius, che contiene ben 14 semplici asterismi, Derham cita le nebulae della lista di Halley, e dice: “Cinque di queste sei le ho accuratamente osservate con il mio eccellente riflettore da 8 piedi (di focale, NdA), e le ho trovate essere fenomeni molto simili; tutte, eccetto quella che precede il piede destro di Antinoo[1], che non é una nebulosa, ma un ammasso di stelle simile in qualche modo a ciò che c’é nella Via Lattea...”; Le Gentil, nel 1749, ne scrisse come di  “Un prodigioso ammasso di piccolissime stelle, che possono esser viste in un buon telescopio. In uno da 3 piedi é simile ad una cometa...” William Herschel pensava che M11 fosse appena visibile ad occhio nudo, mentre nel suo telescopio consisteva di “stelle di 11^a magnitudine divise in 5 o 6 gruppi...”

M11 si trova al margine settentrionale dell’imponente nube stellare dello Scudo, poco meno di 2° a sud-sudest dalla b Scuti. Nei binocoli, o nei telescopi a basso ingrandimento, sembra a prima vista un ammasso globulare, mentre incrementando gli ingrandimenti le stelle cominciano a separarsi e a presentarsi come un brulichio di puntini scintillanti, di forma più o meno triangolare. A circa 1° nordovest da M11 c’é l’interessante variabile R Scuti. Un altro facile oggetto nel campo é la stella doppia S 2391 che si trova tra l’ammasso e la variabile. M11  é uno dei più ricchi e compatti ammassi galattici, talmente fitto da poter essere scambiato, a prima vista, come abbiamo già detto, per un ammasso globulare. Contiene qualcosa come 2.900 stelle, circa 500 delle quali più brillanti della magnitudine 14. Un osservatore posto al centro di M11 vedrebbe diverse centinaia di stelle di prima magnitudine.

La densità di stelle nell’ammasso è stata stimata in circa 83 stelle per parsec cubico nelle vicinanze del centro, e in circa 10 stelle per parsec cubico intorno alla metà del suo raggio. Il diametro apparente di M11 è diversamente valutato, a seconda delle fonti: Barnard lo stimava in  35’, mentre lo Sky Catalog 2000.0 suggerisce 14’. L’età di M11 è stata stimata in circa 220 milioni di anni, dato che le stelle più calde e brillanti della sua sequenza principale sono del tipo spettrale B8 (secondo lo Sky Atlas 2000.0), ma anche (Burnham) 500 milioni di anni. La valutazione maggiore è supportata dal fatto che quest’ammasso contiene molte giganti rosse e gialle di magnitudine assoluta attorno a -1. La velocità di recessione di M11 si aggira sui 22 km/sec. 40’ a NO c’è la stella doppia ADS 11719, magnitudine dei due membri rispettivamente 6,2 e 8,7, PA 171°, separazione 113”. 1° a NO c’è la variabile R Scuti.

Bigourdan attribuisce la scoperta di quest’oggetto a Le Gentil, anteriormente al 1750. Kenneth Glyn Jones non è d’accordo con lui, e ritiene che M26 faccia parte delle scoperte originali di Messier, che l’avrebbe osservata per la prima volta il 20 giugno 1764[2]. La descrizione di Messier: “Ammasso di stelle vicino alle stelle n ed o di Antinoo, tra le quali ve n’è una più luminosa...Questo ammasso non contiene alcuna nebulosità.”

M26 si trova a circa 45’ est-sudest dalla d Scuti e a circa 3,5° sud-sudest da M11. Non è certo paragonabile al suo spettacolare vicino, appunto il bellissimo M11. Nei piccoli telescopi appare come un piccolo ma compatto gruppo con le stelle più brillanti (11^a magnitudine) nell’angolo sudovest. In uno strumento da 20 cm. si possono contare circa 25 stelle, mentre almeno una settantina di altre più deboli sono considerate membri dell’ammasso.  Infatti, secondo Wallenquist M26 contiene almeno 94 stelle, e la densità della sua zona centrale è di oltre 15 stelle per parsec cubico. La magnitudine delle più brillanti è 11,9, e il tipo spettrale B8. Sempre secondo Wallenquist, la sua estensione lineare sarebbe di 16 anni luce, mentre per Becvar sarebbe addirittura di 26 anni luce. Lo Sky Catalogue 2000.0 gli attribuisce un’età di 89 milioni di anni. 2° ad est e 1° a nord di M26 si trova un piccolo e debole ammasso globulare di magnitudine 10 e 3’ di diametro: NGC6712. 1° a ovest-nordovest c’è la d Scuti, variabile e doppia.

Un’ampia e debole regione nebulosa illuminata dalla stella doppia S 2325 (separazione 12,3” in PA 257°; magnitudine individuali 5,7 e 9,3; tipo spettrale B2). Vedi immagine sul web.

Include la doppia S 2325, che però si trova, come abbiamo visto sopra,  ben distante dal gruppo principale, a 35’ sudovest, nel cuore della nebulosa IC1287.

Circa 50 stelle in un’area di 16’; la stella più brillante è di magnitudine 10,1; contiene la variabile cefeide EV Sct (V: 10,19; spettro:  G0IIv). Vedi immagine sul web.

Sembra una macchia d’inchiostro ai confini nordovest della Nube Stellare dello Scudo. Da osservare al binocolo, così come le altre numerose nebulose oscure della costellazione: per esempio B 318 (a: 18h 49m 42,0s; d: -06° 24’ 00”; Ø: 90,0’ x  2,0’).

Grande (si estende per oltre 4°) e luminoso ovale irregolare; si presenta come una nebulosa visibile ad occhio nudo ma assai meglio esplorabile nei binocoli.

Questo interessante globulare è stato certamente descritto da Le Gentil nel 1759. Per dimostrarlo riportiamo la descrizione dell’oggetto n° 10 della lista di Le Gentil: “Sopra la nebula, cioè a Nord, si può vedere una nebula, un po’ più trasparente di quella che si trova tra l’arco e la testa del Sagittario [M22, NdA], ma non così grande. Vicino al centro di questa nebula, si trova, con l’aiuto del telescopio, una stella abbastanza grande”. NGC6712 è effettivamente simile, benché molto più piccolo e meno brillante, ad M22, cui Le Gentil lo paragona; c’è effettivamente una stella abbastanza cospicua (al telescopio vicino al centro); è più o meno “vicina ad uno dei piedi di Antinoo” [il sinistro], e si trova proprio 1° circa a sud-sudest dall’oggetto precedente (la nebula che c’è a Nord).