Stelle dello Scorpione
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Il nome le viene dal greco Anti Ares, che vuol dire Rivale di Marte, e ciò a causa del suo intenso color rosso. Per gli osservatori dell’emisfero settentrionale, Antares diviene visibile nel cielo meridionale intorno a metà primavera, annunciando così l’arrivo dell’estate con i suoi rossi bagliori.

Antares è stata da sempre considerata la più rossa tra le stelle più brillanti; in realtà le misurazioni fotoelettriche dimostrano che Betelgeuse è ancora più rossa, anche se la differenza è del tutto inavvertibile ad occhio nudo. La stella è una supergigante di dimensioni smisurate: tra le stelle più brillanti probabilmente viene superata solo da Betelgeuse. Le sue dimensioni dovrebbero essere dell’ordine del diametro dell’orbita di Giove, cioè circa 700 volte il Sole; la sua densità però, come in tutte le giganti rosse, è così bassa, (un milionesimo di quella solare) che la massa non supera le 10-15 volte quella del Sole. La temperatura superficiale oltrepassa di poco i 3.000 K. Antares è leggermente variabile, tra magnitudine 0,86 e 1,06, anche se viene riportato qualche minimo ancora più profondo (fino a 1,8). Il tipo di variazione è semiregolare o irregolare, come molte giganti rosse.

Antares ha anche una piccola compagna, descritta di solito come verdastra (probabilmente un effetto ottico, dovuto al contrasto col rosso cupo della primaria). La compagna si trova a 3” da Antares, ed ha una magnitudine di circa 5,40; a causa dello splendore della primaria non è un oggetto facile per i piccoli strumenti anche se, come nel caso di Sirio, la visibilità dipende molto dalla trasparenza atmosferica. Quando le condizioni del seeing sono ottime, si vede abbastanza facilmente in un telescopio da 150 mm. di diametro come una piccola scintilla splendente verde smeraldo, pressoché sommersa dall’ardente luce rossastra della gigantesca Antares. La compagna di Antares ha tipo spettrale  B4V ed è circa 50 volte più luminosa del Sole. La sua classificazione è incerta. Le due stelle formano sicuramente una coppia fisica, dato che mostrano lo stesso moto proprio. Il sistema è avvolto in una grande nebulosa rossastra che ha un’estensione di circa 5 a. l., decisamente elusiva per l’osservazione visuale, ma che copre un’area di circa 1° nelle fotografie riprese con pellicole sufficientemente sensibili al rosso. Questa fioca ma estesa nebulosità viene designata come IC4606. Circa 3° a nord di Antares c’é la porzione più brillante di questa vasta area nebulosa, che circonda la stella r Ophiuchi: Tutta quest’area appare estremamente spettacolare nelle fotografie a colori a largo campo, offrendo uno splendido contrasto tra il rosso della regione di Antares e l’azzurro della nebulosa a riflessione che avvolge la r Ophiuchi.

Graffias è generalmente considerato un nome di derivazione ignota, ma Alle suppone che possa derivare dal greco Grayaios, che significa Granchio: è possibile, sempre secondo Allen, che anticamente si facesse una certa confusione tra i due animali, data la credenza che lo scorpione fosse stato generato dal granchio[1]. Con ogni probabilità, il meno usato Akrab, o Acrab, ha una simile origine.

E’ la prima delle stelle più brillanti dello Scorpione a transitare sul meridiano; appartiene all’associazione Scorpio-Centaurus, e la sua temperatura superficiale (ci riferiamo alla primaria, dato che si tratta di un sistema) si aggira sui 27.000 K.

Graffias è una delle più belle doppie per piccoli telescopi: b₁ e b₂ Scorpii (V: 2,56 e 4,90; M_V: -4,1 e –2,5; spettri: B0,5V e B2V; B-V: -0,06 e –0,02; separazione: 13,7” in PA 23°). Una terza stella é stata scoperta nel 1879 da Burnham, ma si tratta di un oggetto difficile anche per le grandi aperture (V: 10,60, nel 1991 la sua separazione dalla primaria era di 0,4” in PA 146°). Inoltre, la primaria é anche una binaria spettroscopica con periodo 6,828145 giorni.

Graffias si trova a meno di 1° a nord dell’eclittica, e ciò fa sì che venga occultata con una certa frequenza da Luna e pianeti. Le occultazioni[2], così come l’interferometria a macchie[3], indicano la presenza di altre stelle nel sistema della stella.

Il nome deriva forse da Al Jabhah, la Fronte, che è la posizione che occupa nelle antiche mappe. Essa è infatti la stella centrale delle tre che formano la testa dello Scorpione. Si trova 3° a sud di Graffias, ed è la più luminosa delle tre. Membro dell’Associazione Scorpio-Centaurus, é almeno 1.400 volte più luminosa del Sole (3.300 secondo Burnham). La sua temperatura superficiale è di circa 28.000 K, e la sua massa circa 7 volte superiore a quella del Sole ne riduce a soli 25 milioni di anni (contro i 10 miliardi della nostra stella) la permanenza sulla sequenza principale.

Il suo spettro presenta le righe in assorbimento dell’elio neutro e dell’idrogeno e rivela, inoltre, la presenza di una compagna vicina con un periodo di circa 20 giorni. La tecnica dell’interferometria a macchie ha evidenziato l’esistenza di un’ulteriore compagna, e in base alle occultazioni osservate si pensa che il sistema sia formato da quattro stelle in tutto. La primaria, di magnitudine 3,00, è l’unica a non essere almeno leggermente variabile. La separazione tra i membri del sistema è inferiore ai 0,2”, e le magnitudini delle compagne sono, rispettivamente, 3,3, 4,9 e 5,0.

Trovandosi a soli 65 a. l. da noi, questa é una delle stelle più vicine nella costellazione dello Scorpione: é una subgigante circa 45 volte più luminosa del Sole, probabilmente lievemente variabile; la sua temperatura superficiale si aggira sui 4.300 K. Nella tradizionale raffigurazione della costellazione questa stella contrassegna l’inizio della coda dello Scorpione.

Lo spettro presenta marcate righe dei metalli neutri. E’ una delle poche stelle brillanti dello Scorpione che non sia membro dell’Associazione Scorpio-Centaurus. La variabile cefeide RV Scorpii si trova a soli 1,5° est-nordest. Oltre ad essere cefeide (spettro: G0Ib), questa stella é anche una doppia (I 1304): la compagna, di magnitudine 13, é separata di 5,9” in PA 325°.

Larga doppia ad occhio nudo, con un interessante contrasto di colori; non formano un’effettiva coppia fisica; la separazione é 6,8’. La più brillante, z₂, é la più orientale: V: 3,62; M_V: -0,2; spettro K3III; B-V: 1,39; é una gigante o subgigante arancione distante circa 150 a. l. e 60 volte più luminosa del Sole. L’altra, la z₁ (HR 6262), di magnitudine apparente 4,80, é in realtà molto più lontana e più luminosa della compagna ottica: é una supergigante di tipo B1Iae (a: 16h 53m 59,7s; d: -42° 21’ 44”) il cui splendore intrinseco é forse superiore a quello di Rigel; M_V: -6,6; B-V: 0,444 (evidentemente molto arrossato dal mezzo interstellare). Si pensa possa essere membro dell’ammasso NGC6231 che si trova circa 30’ a nord della stella, e la cui distanza é stimata sui 5.500 a. l.; in tal caso, la magnitudine assoluta della z₁ Sco sarebbe addirittura vicina a -8, e la sua luminosità 100.000 superiore a quella del Sole. 

E’ la più a sud tra le stelle brillanti della coda dello Scorpione, trovandosi un po’ a sud del punto mediano della linea che unisce q e z Scorpii. 1,1° ad est-nordest di questa stella si trova l’ammasso aperto NGC6322: si tratta di un piccolo gruppo di una trentina di deboli stelle, dominato dai tre membri più brillanti, di magnitudine Tra 7 e 8, disposti più o meno a forma di triangolo equilatero. Fra le stelle più brillante della costellazione, questa è una delle più vicine, trovandosi a soli 70 a. l. circa da noi.

Il nome sembra avere origini mesopotamiche, e potrebbe richiamare quello di un antichissimo dio delle stelle. E’ una delle stelle brillanti più meridionali osservabili dalle più basse latitudini europee: a Palermo, la stella, al suo transito sul meridiano, arriva ad alzarsi appena di una decina di gradi sull’orizzonte.

E’ una supergigante gialla (Allen la definisce rossa, ed altri autori, curiosamente, biancoazzurra: ma spettro ed indice di colore non lasciano spazio a dubbi) con una temperatura superficiale di 7.000 K.

Gli osservatori più meridionali possono (senza molte speranze) tentare  di localizzare, 1° 46’ a sud, il piccolo ma brillante globulare NGC6388: estremamente compresso (Shapley III), può essere risolto solo con aperture di tutto rispetto e, in ogni caso, la sua declinazione (-44° 44’ 06”) ne fa un oggetto praticamente inosservabile dall’Europa.

E’ la stella più orientale nella curva della coda dello Scorpione, trovandosi a circa 3,5° a nordest di Sargas. E’ un’immensa supergigante ed è una binaria spettroscopica. Ha anche una piccola compagna ottica, di magnitudine 13, che fu osservata per la prima volta da See nel 1897, ma non si tratta, verosimilmente, di una compagna fisica.

Neppure la i₂, che si trova a 15’ est, è fisicamente associata alla i₁; è abbastanza più debole (V: 4,78) e di tipo spettrale A6Ib: anch’essa una supergigante, dunque, anche se meno luminosa. Anche questa ha una debole compagna, di magnitudine 11, che è stata trovata ad Harvard nel 1900, ma di cui non si hanno notizie di misurazioni dal 1903. Non si sa se sia una compagna fisica o meno.

E’ la stella che si trova immediatamente sotto l’aculeo (l e u) dello Scorpione. E’ una variabile del tipo b Cep, una gigante biancoazzurra con una temperatura superficiale di circa 23.000 K. La magnitudine varia soltanto di 0,01: da 2,41 a 2,42 in un periodo di 0,1998303 giorni (4 ore e 47,8 minuti).

Il moto proprio, simile a quello di Antares, t Sco ed altri membri dell’associazione Scorpio-Centaurus, di mostra che anche questa stella fa parte di quell’associazione.

Shaula deriva, secondo Allen, dall’arabo Al Shaulah, l’Aculeo: è questa, infatti, la posizione che la stella occupa, insieme alla u, nelle antiche mappe celesti. l’Aculeo dello Scorpione occupa il 24^o posto tra le stelle più brillanti del cielo, seguendo immediatamente Castore in questa classifica.

E’ una variabile del tipo b Canis Majoris, con una modestissima ampiezza di variazione, da magnitudine 1,59 a 1,65. E’ l’esemplare più brillante di questa classe di variabili, che si pensa si trova all’inizio della sua evoluzione fuori della sequenza principale. Probabilmente é anche una binaria spettroscopica.

E’ una larga doppia visibile ad occhio nudo; forma un sistema fisico, ed entrambe le componenti fanno parte dell’Associazione Scorpio-Centaurus. m₁, il membro più occidentale, é una binaria spettroscopica del tipo b Lyrae; la sua magnitudine varia tra 2,94 e 3,22, l’indice di colore è –0,20. m₂  ha magnitudine 3,56, tipo spettrale B2IV, indice di colore –0,21.

E’ un sistema quadruplo formato da due coppie strette, sul tipo della e Lyrae. Qualunque piccolo telescopio di discreta qualità può facilmente mostrare la coppia più larga (AC, HR 6027): la separazione é 41,4” in PA 336°, e le magnitudini sono rispettivamente 4,0 e 6,23; gli spettri, B2 e A0, entrambe subgiganti di classe di luminosità IV. Aumentando l’ingrandimento e con un’apertura adeguata (150 mm., anche se c’é chi ce l’ha fatta con 75), la componente “C” può essere risolta in una coppia (CD) con una separazione di 2,3” (V: 7,0 e 7,7 secondo lo Yale Catalogue of Bright Stars). La coppia AB é ancora più difficile, con una separazione che al momento della scoperta (Burnham, 1876) era sui 0,7”. Le magnitudini, secondo la fonte sopra citata, sono 4,6 e 5,6. L’intero gruppo forma senza dubbio un sistema fisico e fa parte dell’Associazione Scorpio-Centaurus.

Scoperto da W. Herschel nel 1782, questo é uno dei sistemi multipli più interessanti. La coppia principale (AB) ha un periodo di 45,69 anni ed é composto da due stelle di magnitudine 4,23 e 5,1. Al periastro la separazione é di soli 0,2”, che diventano 1,25” nel momento della massima distanza. Entrambe le stelle sono subgiganti di tipo F5IV. La distanza é di circa 80 a. l. La terza componente del sistema é separata di 7,4” in PA 52°. E’ una nana arancione di tipo dG7 e magnitudine 7,2. Questa stella é in rotazione retrograda intorno all’altro sistema in un periodo di forse oltre 1.000 anni. A 283” sud di questo sistema triplo c’é la stella doppia S 1999, che si é scoperto far parte anch’essa dello stesso sistema fisico (per cui abbiamo adesso un totale di 5 stelle). Le componenti hanno magnitudine 7,4 e 8,1, spettri dK0 e dK3 e sono separate di 11,4”. Vedi il grafico dell’orbita.

Si trova circa 6° ad ovest di Antares. E’ un membro dell’associazione Scorpio-Centaurus, ed ha una compagna, probabilmente non fisica, di magnitudine 12, separata di 50,2” in PA 1977. La primaria è una binaria spettroscopica.

E’ una doppia abbastanza facile per medie aperture, che secondo Burnham potrebbe essere stata osservata da John Herschel nel 1822. La compagna, di magnitudine 9, si trova a 20” in PA 273°: separazione e PA non sono cambiati in quasi due secoli.

La stella è anche una binaria spettroscopica con un periodo di 34,1 giorni. Inoltre, è anche una variabile pulsante del tipo b Canis Majoris (o b Cephei), con ampiezza di variazione di poco più di 0,1 magnitudine (da 2,86 a 2,94). Alcune stranezze nelle variazioni del periodo e in certe oscillazioni secondarie hanno fatto sospettare la presenza di un’ulteriore compagna vicinissima.

Si trova 2° a sudest di Antares, nella parte superiore della lunga e arcuata figura dello Scorpione. E’ una stella azzurra della sequenza principale, con una temperatura superficiale valutata sui 28.000 K.

Lesath, o Lesuth, deriva dall’arabo Al Las’ah, un altro termine usato per l’Aculeo, che è proprio la posizione occupata dalla stella (insieme alla l) nelle antiche raffigurazioni della costellazione. E’ una subgigante azzurra con una temperatura superficiale di 23.000 K, il cui spettro appare solcato dalle righe dell’elio neutro, del silicio, dell’ossigeno e del magnesio ionizzati. Evidenti sono anche le righe dell’idrogeno. Nel campo della stella, a nord, compaiono due evanescenti ammassi aperti: 12’ a nord Cr 332, 12 stelline sparse in un campo di 10’; ancora 15’ a nordest c’è Harvard 16, 70 stelle di magnitudine 10 o più deboli in un campo di 15’.

E’ la stella gialla di terza magnitudine che si trova 3° ad est di l Sco, quasi sullo stesso parallelo, all’estremità dell’aculeo dello Scorpione. Proprio accanto alla stella, ad est, c’è l’ammasso globulare NGC6441, non troppo piccolo né debole (V: 7,4; Ø: 7,8’), ma difficile da risolvere nei piccoli telescopi sia a causa dello splendore della stella  sia per l’assorbimento interstellare. Il complesso G Sco – NGC6441 è stato identificato, da alcuni autori, come l’oggetto n° 567 del catalogo stellare di Tolomeo, che va invece quasi certamente identificato con M7 (vedi scheda di NGC6441).

Si trova circa 1° ad ovest-sudovest dell’ammasso globulare M62, che é proprio al confine tra Scorpione e Ofiuco. E’ la più brillante tra le variabili di tipo Mira dello Scorpione, e l’unica che raggiunge la visibilità ad occhio nudo, dato che quando é al massimo arriva a toccare magnitudine 5. Al minimo la stella scende sotto magnitudine 12, il che la rende difficilmente osservabile data la ricchezza del campo stellare.

Le coordinate sono del General Catalog of Variable Stars. Si tratta della prima nova che sia mai stata scoperta in un ammasso globulare; é esplosa proprio nelle regioni centrali di M80 nella primavera del 1860.

Le coordinate sono del General Catalog of Variable Stars. Nova ricorrente, di cui sono state osservati outbursts nel 1863, 1906, 1936 e 1979. Tra un outburst e l’altro la magnitudine scende a circa 19, per cui é un oggetto del tutto inosservabile per gli astrofili. La magnitudine massima osservata nel 1979 é stata 8,7.