Guida alle costellazioni/Verso il centro della Via Lattea/Scorpione

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Lo Scorpione è una delle costellazioni dello zodiaco; si trova tra la Bilancia ad ovest e il Sagittario ad est. L'eclittica transita solo nella parte superiore della costellazione, entrando nell'Ofiuco prima di arrivare al Sagittario. Essendo una delle più brillanti costellazioni del cielo, si individua con estrema facilità ed è uno dei principali riferimenti nel cielo stellato.

Guida alle costellazioni

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Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli costellazione
Nome latino	Scorpius
Genitivo del nome	Scorpii
Abbreviazione ufficiale	Sco
Area totale	497 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	20 luglio
Stelle più luminose della mag. 3,0	9
Stelle più luminose della mag. 6,0	103

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
α Scorpii	Antares	1,07v
λ Scorpii	Shaula	1,62
θ Scorpii	Sargas	1,86
δ Scorpii	Dschubba	2,29
ε Scorpii	Wei	2,29
κ Scorpii	Girtab	2,39
β¹ Scorpii	Graffias	2,56
υ Scorpii	Lesath	2,70

Caratteristiche

Lo Scorpione non è una costellazione particolarmente estesa, ma contiene una disposizione di stelle luminose che ben ricordano la figura di uno scorpione; si trova vicino al centro della Via Lattea, il quale ricade tra le costellazione dell'Ofiuco e del Sagittario. La sua stella più appariscente è la rossa Antares, il cuore dell’animale; lo Scorpione è inoltre la costellazione che possiede il più alto numero di stelle di magnitudine più brillante di 3,0.

La costellazione si snoda poi verso sudest rispetto ad Antares, dapprima con una concatenazione di stelle di seconda e terza grandezza e poi con un gruppo più raccolto nella parte più meridionale, in sovrapposizione con uno dei tratti più brillanti della Via Lattea. Lo sfondo dell'intera costellazione ad occhio nudo appare molto ricco di stelle, grazie alla presenza di alcune associazioni di stelle giovani relativamente vicine a noi.

Lo Scorpione è una costellazione dell'emisfero australe; dalle regioni europee è osservabile per intero solo dalle coste mediterranee, ossia a partire dal 45º parallelo nord. Nell'emisfero australe invece è ben visibile per gran parte dell'anno; i mesi migliori per la sua osservazione comunque sono quelli che corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto. Nell’emisfero nord è una delle più tipiche figure dei cieli estivi: il suo tramontare subito dopo il tramonto del Sole indica che l'estate volge al termine.

Le brillanti stelle sudoccidentali che formano la coda della costellazione formano un asterismo noto presso i popoli polinesiani come Grande Uncino.

Originariamente, la parte di cielo che ci è nota come Bilancia era occupata dalle chele dello Scorpione. I Greci chiamavano questa zona Chelai (in latino Chelae), che significa appunto «chele», una identificazione che perdura nei nomi delle singole stelle della Bilancia. Oggi, a separazione avvenuta, la Bilancia è una costellazione appena più grande dello Scorpione, ma molto meno brillante.

Nella mitologia questo è lo scorpione che punse a morte Orione il cacciatore, per quanto ci siano resoconti diversi a riguardo delle circostanze in cui ciò avvenne. Eratostene ne offre due versioni. Nella sua descrizione dello Scorpione dice che Orione cercò di violentare Artemide, la dea della caccia, e che lei mandò lo scorpione a colpirlo, una versione che è sostenuta da Arato di Soli. Ma quando parla di Orione, Eratostene dice che la Terra mandò lo scorpione a pungere Orione dopo che lui si era vantato di poter uccidere qualsiasi animale selvaggio. Anche Igino riporta entrambe le storie. Arato dice che la morte di Orione avvenne sull'isola di Chio, ma Eratostene e Igino la fanno accadere a Creta.

In entrambi i casi, la morale è che Orione fu punito per la sua tracotanza. Sembra che questo sia uno dei miti greci più antichi e che la sua origine potrebbe derivare semplicemente dalla sua posizione nel cielo, dato che le due costellazioni sono sistemate una di fronte all'altra in modo che Orione tramonti mentre il suo conquistatore, lo scorpione, sorge. Ma in realtà la costellazione è molto più vecchia dei Greci stessi, poiché i Sumeri la conoscevano come GIR-TAB, lo Scorpione, più di 5000 anni fa.

Allo Scorpione manca la stella γ Scorpii: questa stella è infatti stata attribuita in seguito alla Bilancia ed è oggi la σ Librae.

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
2 Scorpii	15^h 53^m 37^s	-25° 19′ 38″	4,7	7,2	2,3	azz + azz
ξ Scorpii AB-C	16^h 14^m 22^s	-11° 22′ 23″	4,16	7,30	7,6	b + g
β Scorpii AB-C	16^h 05^m 26^s	-19° 48′ 20″	2,62	4,92	13,6	azz + azz
ν Scorpii AB-CD	16^h 12^m 00^s	-19° 27′ 39″	4,01	6,30	41,1	azz + azz
ν Scorpii AB	16^h 12^m 00^s	-19° 27′ 39″	4,6	5,8	1,0	azz + azz
ν Scorpii CD	16^h 12^m 00^s	-19° 27′ 39″	6,9	7,9	2,3	azz + azz
HD 146836	16^h 19^m 33^s	-30° 54′ 24″	5,53	7,3	23,2	b + g
ο Scorpii	16^h 20^m 38^s	-24° 10′ 10″	2,89	8,26	20,0	azz + b
α Scorpii	16^h 29^m 24^s	-26° 25′ 55″	0,96	5,2	2,9	r + azz

Lo Scorpione abbonda di stelle doppie facilmente risolvibili con piccoli strumenti.

Tra le coppie non legate fisicamente, due sono osservabili anche ad occhio nudo. La più brillante è quella formata dalle stelle μ¹ e μ² Scorpii: si tratta di due stelle azzurre di terza magnitudine situate lungo la concatenazione che da Antares si dirige verso sud; al binocolo appaiono nettamente divise e di magnitudine molto simile. La seconda, nel gruppo della testa, è la coppia formata dalle stelle ω¹ e ω² Scorpii: la prima è azzurra e la seconda appare giallo-arancione, mostrando così anche un forte contrasto di colori; entrambe sono di quarta magnitudine.

Le doppie fisiche più semplici si trovano soprattutto nella parte settentrionale della costellazione.

La ξ Scorpii è una coppia formata da una stella di quarta e una di settima grandezza, separabili con un piccolo telescopio; le componenti sono una bianca e una gialla. La primaria è anche una binaria spettroscopica.

La β Scorpii (Graffias) è come la precedente una coppia in cui la componente primaria è pure una binaria spettroscopica; le componenti osservabili sono di seconda e quarta magnitudine e sono entrambe azzurre.

La ν Scorpii è un'interessante stella multipla: con un binocolo sono individuabili due stelle azzurre di quarta e sesta magnitudine separate da circa 41'; un telescopio di grande diametro è tuttavia in grado di risolvere entrambe le componenti in coppie di stelle molto strette. Tutte le componenti sono azzurre.

Antares è una doppia molto difficile da risolvere, a causa della brillantezza della stella primaria; essa possiede una compagna di colore azzurro di quinta grandezza ad appena 2,9".

Stelle variabili

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
RR Scorpii	16^h 56^m 38^s	-30° 34′ 48″	5,0	12,4	281,45	Mireide
RS Scorpii	16^h 55^m 38^s	-45° 06′ 11″	6,2	13	319,91	Mireide
RT Scorpii	17^h 03^m 33^s	-36° 55′ 14″	7,0	16,0	449,04	Mireide
RV Scorpii	16^h 58^m 20^s	-33° 36′ 34″	6,66	7,50	6,0613	Cefeide
V453 Scorpii	17^h 56^m 16^s	-32° 28′ 30″	6,36	6,73	12,006	Eclisse
V636 Scorpii	17^h 22^m 46^s	-45° 36′ 51″	7,18	7,98	6,7966	Cefeide
V856 Scorpii	16^h 08^m 34^s	-39° 06′ 18″	6,60	6,67	-	δ Scuti
V861 Scorpii	16^h 56^m 36^s	-40° 49′ 24″	6,07	6,40	7,8483	Eclisse
V923 Scorpii	17^h 03^m 51^s	-38° 09′ 09″	5,86	6,24	34,827	Eclisse
α Scorpii	16^h 29^m 24^s	-26° 25′ 55″	0,88	1,16	-	Irregolare pulsante
ζ¹ Scorpii	16^h 54^m 00^s	-42° 21′ 43″	4,66	4,86	-	Irregolare
μ¹ Scorpii	16^h 51^m 52^s	-38° 02′ 51″	2,94	3,22	-	Eclisse

Grazie alla presenza della Via Lattea e dei suoi ricchi campi stellari, sono state scoperte centinaia di stelle variabili all'interno della costellazione. Alcune di queste sono anche alla portata di piccoli strumenti e le loro oscillazioni possono essere apprezzate con facilità.

La più brillante di queste è anche la più luminosa della costellazione, Antares: si tratta infatti di una variabile irregolare pulsante che oscilla fra le magnitudini 0,88 e 1,16; un buon metodo per individuare ad occhio nudo le sue fasi consiste nel compararne la luminosità con la stella Spica, nella costellazione della Vergine: quando Antares è al massimo appare leggermente più luminosa di Spica, mentre quando è al minimo quest'ultima è più brillante.

Fra le Mireidi la più appariscente è la RR Scorpii, che quando è al massimo è visibile anche ad occhio nudo; quando è al minimo scende fino alla dodicesima magnitudine; una variazione simile avviene nella RS Scorpii, la quale ha però un periodo leggermente più lungo.

Fra le variabili a eclisse spicca μ¹ Scorpii: questa stella azzurra possiede una compagna talmente vicina ad essa che le loro superfici sono a contatto, deformandone l'aspetto; la variazione, dell'ordine di pochi decimi di magnitudine, è facilmente apprezzabile grazie alla vicinanza della stella μ² Scorpii, poco meno luminosa e con cui fa coppia apparente.

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
M80	16^h 17^m :	-22° 58′ :	Ammasso globulare	7,3	10
M4	16^h 23^m 35.4^s	-26° 31.5′ :	Ammasso globulare	5,6	36
IC 4606	16^h 29^m :	-26° :	Nebulosa diffusa	10:	60	Nube di Antares
NGC 6124	16^h 25^m :	-40° 39′ :	Ammasso aperto	5,8	40
NGC 6192	16^h 40^m :	-43° 22′ :	Ammasso aperto	8,5	9
NGC 6231	16^h 54^m :	-41° 49′ :	Ammasso aperto	2,6	15	Ammasso Falsa Cometa
NGC 6281	17^h 05^m :	-37° 59′ :	Ammasso aperto	5,4	8
NGC 6302	16^h 13^m 44^s	-37° 06′ 16″	Nebulosa planetaria	7,1	3	Neb. Farfalla
NGC 6322	17^h 18^m :	-42° 56′ :	Ammasso aperto	6,0	10
NGC 6334	17^h 20^m :	-35° 58′ :	Ammasso aperto	10:	40	Impronta di gatto
NGC 6374	17^h 32^m :	-32° 35′ :	Ammasso aperto	5,5	20
NGC 6388	17^h 16^m :	-44° 44′ :	Ammasso globulare	6,7	6
M6	17^h 40^m :	-32° 13′ :	Ammasso aperto	4,2	25	Ammasso Farfalla
NGC 6416	17^h 44^m :	-32° 22′ :	Ammasso aperto	5,7	14
NGC 6441	17^h 50^m :	-37° 03′ :	Ammasso globulare	7,2	10
M7	17^h 53^m :	-34° 493′ :	Ammasso aperto	3,3	80	Ammasso di Tolomeo

brillante ed esteso M7 è ben visibile anche a occhio nudo come una macchia chiara sovrapposta alla Via Lattea.

L’Ammasso Farfalla, noto anche con la sigla M6, è facilmente risolvibile in diverse decine di stelle anche con un semplice binocolo 10x50.

NGC 6231 è uno degli ammassi aperti più brillanti del cielo, sebbene sia risolvibile con difficoltà con un piccolo binocolo a causa delle sue ridotte dimensioni.

NGC 6124 è un ammasso molto facile da risolvere anche con piccoli strumenti.

L’ammasso NGC 6281 è formato da alcune stelle di magnitudine più luminosa della 9 ed è di facile osservazione.

Il grande ammasso globulare M4, visibile nella parte settentrionale della costellazione, può essere individuato anche con un binocolo 10x50.

M80 è un ammasso di dimensioni apparenti più piccole rispetto a M80, ma è comunque osservabile con facilità anche con piccoli strumenti.

Dettaglio delle regioni centrali della Nebulosa Farfalla, una nebulosa planetaria di forma bipolare.

Immagine globale della Nebulosa Farfalla che mostra l’estensione dei due lobi.

Il grande sistema nebuloso a sud della Nube di Rho Ophiuchi si estende fino ad avvolgere la brillante e rossa Antares. Questa parte della nube porta la sigla IC 4606.

Le stelle della testa dello Scorpione, circondate da vasti sistemi di nebulose a riflessione, molto ben evidenti nelle foto a lunga esposizione.

Grazie alla sua posizione sovrapposta alla Via Lattea, il cui centro ricade poco distante, questa costellazione comprende molti oggetti del profondo cielo facenti parte della nostra Galassia, concentrati in particolare nella parte sudorientale.

Tra gli ammassi aperti, uno dei più luminosi è M7, noto anche come Ammasso di Tolomeo in quanto era stato citato da quest’ultimo nel suo Almagesto. M7 è un ammasso estremamente facile da osservare: si trova infatti poco a nord delle stelle che rappresentano la coda dello Scorpione e grazie alla sua luminosità è ben visibile anche ad occhio nudo, anche qualora si presenti molto basso sull'orizzonte; senza l'ausilio di strumenti appare come una macchia chiara di forma ovaleggiante più luminosa al centro, nella quale si possono distinguere sotto buoni cieli fino a 2-3 componenti. Un piccolo binocolo 8x40 o 10x50 è invece sufficiente per risolverlo completamente in decine di astri dalla sesta all'ottava magnitudine, principalmente di colore biancastro; al telescopio, specie a bassi ingrandimenti, la visione diventa eccellente, con centinaia di stelle visibili. Un ingrandimento eccessivo tuttavia è sconsigliabile perché si perde la visione di insieme dell'oggetto, le cui dimensioni sono molto estese. M7 è formato da alcune centinaia di stelle, principalmente stelle blu; circa un'ottantina di queste sono più brillanti della decima magnitudine. Il diametro apparente dell'ammasso è di circa 1,3°, che alla distanza di 1000 anni luce equivale a una dimensione reale di 25 anni luce; secondo studi condotti alla fine degli anni duemila, l'età dell'ammasso è di 200 milioni di anni, mentre il parametri di metallicità sono simili a quelli del Sole. M7 e il sistema solare si allontanano alla velocità di 18 km/s. La stella più brillante di M7 è una gigante gialla di magnitudine 5,6, dunque visibile già ad occhio nudo sotto buoni cieli, e di classe spettrale G8; a questa si aggiungono tre giganti rosse e alcune decine di stelle di classe B e A. All'interno dell'ammasso sono note alcune binarie spettroscopiche con periodi compresi fra i 2 e i 9 giorni, più alcune doppie strette con una separazione molto ridotta; fra le prime spicca HD 162724, una variabile a eclisse azzurra che oscilla fra le magnitudini 5,96 e 6,43 con un periodo di 2,78 giorni. Uno studio condotto ai raggi X ha permesso di scoprire una cinquantina di componenti accertate di classe F - K0 e una settantina di stelle nane di classe K e M. Secondo lo stesso studio è emerso che alcune delle stelle di grande massa di M7 sono associate a sorgenti di raggi X; si ritiene che si tratti di stelle binarie in cui l'emissione a raggi X provenga dalle componenti secondarie, di piccola massa. Alcune componenti di massa intermedia dell'ammasso presentano delle forti anomalie nella composizione della loro fotosfera; queste stelle possiedono una sovrabbondanza di alcuni elementi come il cromo e il manganese e una relativa scarsità di ossigeno e magnesio, nel caso delle stelle di classe A. Come ciò possa influire sull'evoluzione di queste stelle non è ancora ben chiaro.

Un altro ammasso ben noto, a breve distanza, è l'Ammasso Farfalla, (M6), più piccolo del precedente ma estremamente facile da osservare: si trova infatti a metà via fra la coda dello Scorpione e la punta della freccia del Sagittario; è ben visibile ad occhio nudo e anche un piccolo binocolo è sufficiente per risolverlo in alcune decine di stelle molto vicine fra loro. Un 10x50 consente di vedere una quindicina di astri concentrati, mentre a ingrandimenti superiori l'ammasso è completamente risolto e le sue componenti ben distaccate; sul lato est è ben visibile la gigante rossa variabile BM Scorpii. L'ammasso si estende per circa 20 anni luce e dista, secondo stime diverse, da 1500 a 2000 anni luce dalla Terra; l'incertezza è data soprattutto perché l'ammasso si trova in una regione oscurata dalla polvere interstellare. Come gli altri ammassi aperti è formato prevalentemente da stelle giovani blu, sebbene la stella più luminosa sia arancione. L'età stimata di M6 è di circa 50 milioni di anni, il che lo rende simile a quella di diversi ammassi aperti situati lungo l'Anello Lindblad, come l'Ammasso di Alfa Persei. Sono note circa 120 stelle che potrebbero essere membri fisici di M6; tuttavia, dato l'elevato numero di stelle che si sovrappongono sulla linea di vista, le componenti apparenti appaiono molte di più. La dimensione apparente dell'ammasso è di 25 minuti d'arco e la sua magnitudine apparente media è pari a 4,2; quest'ultima tuttavia appare piuttosto variabile poiché la stella più luminosa, BM Scorpii, è una variabile semiregolare con una magnitudine che varia da 5,5 a 7, comportando una notevole variabilità della magnitudine totale dell'ammasso. Fra le altre componenti vi sarebbe una debole variabile Delta Scuti che oscilla di pochi decimi di magnitudine; la sua magnitudine massima si aggira attorno a 11,5.

Di grande importanza poi NGC 6231, noto anche con la sigla del Catalogo Caldwell C76, posto nella parte più meridionale della costellazione, che risulta collegato anche ad altri ammassi aperti vicini, tutti visibili ad occhio nudo come un'unica macchia chiara allungata da nordest a sud; si tratta in realtà di una vasta e brillante associazione OB, nota come Scorpius OB1, posta nel cuore del Braccio del Sagittario, il braccio di spirale galattico subito più interno al nostro. Dalle regioni mediterranee è osservabile senza difficoltà soprattutto nelle aree meridionali; si presenta come un oggetto ben visibile anche ad occhio nudo, essendo di magnitudine 2,6, mezzo grado a nord della coppia di stelle ζ^1-2 Scorpii, in una zona estremamente luminosa della Via Lattea. Un binocolo 10x50 già lo risolve in alcune decine di stelle blu, estremamente vicine fra di loro, mentre un telescopio da 150 mm consente di scoprire che molte delle sue componenti sono apparentemente doppie. Lo strumento ideale per la sua osservazione è un rifrattore o un riflettore di piccole dimensioni, che consente di inquadrarlo all'interno di un ricchissimo campo stellare. NGC 6231 è formato da stelle blu, caldissime e luminose, tutte di tipo spettrale O e B, appartenenti all'associazione stellare Scorpius OB1, del quale quest'oggetto costituisce il centro. Risulta essere collegato ad altri sistemi di ammassi aperti, come Cr 316 e Tr 24, più ad un complesso di nebulosità diffusa, noto come IC 4628. L'ammasso contiene oltre 100 stelle di grande massa, incluse 15 stelle blu di classe O. La componente più luminosa è HD 152248, nota anche con la sigla di stella variabile V1007 Sco; si tratta di una forte sorgente di raggi X, nonché di una binaria spettroscopica e ad eclisse, con componenti entrambe di classe O e una massa di quasi 30 masse solari. A questa si aggiungono altre due binarie simili. Le componenti massicce di NGC 6231 si sono rivelate in diversi casi delle binarie spettroscopiche; si pensa che in effetti oltre la metà delle stelle di classe O facenti parte della regione siano delle stelle doppie con un periodo molto breve, inferiore ai 10 giorni. Questo fenomeno può rivelarsi interessante nello studio della formazione delle stelle massicce. Dalla prospettiva terrestre, una decina di queste stelle possiedono un'orbita orientata in modo tale che le due componenti si eclissino a vicenda, generando così un'apparente variabilità del sistema. Una delle componenti originarie di quest'ammasso si sarebbe allontanata a grande velocità dalla regione in direzione dell'ammasso NGC 6281; si tratta della stella fuggitiva HD 153919, una supergigante blu legata a una forte sorgente di raggi X, che si eclissano a vicenda formando così una stella binaria a raggi X di grande massa. Si pensa che questa compagna, particolarmente compatta, possa essere o una stella di neutroni molto compatta oppure un buco nero.

Un altro ammasso aperto di facile risoluzione, NGC 6124 (C75), si trova circa 5° a ovest di questo sistema, vicino al confine con la costellazione della Norma; si trova in un tratto della Via Lattea fortemente oscurato da polveri interstellari e con un binocolo è già ben evidente la sua natura di ammasso stellare, tanto che sono riconoscibili alcune stelle gialle e rossastre di magnitudine 8 e 9. Un piccolo telescopio permette una completa risoluzione in diverse decine di stelle anche a bassi ingrandimenti e mette in evidenza alcune concatenazioni orientate in senso nordovest-sudest. NGC 6124 è un ammasso moderatamente ricco e contrastato, situato alla distanza di 1670 anni luce sul bordo interno del Braccio di Orione, al di là delle stelle dell'Associazione Scorpius-Centaurus; contiene diverse giganti rosse e stelle evolute, che lasciano intendere un'età leggermente avanzata, stimata in effetti sui 140 milioni di anni. La presenza di banchi di gas oscuro nei dintorni fa sì che le stelle dell'ammasso appaiano soggette ad arrossamento differenziale. Effetti della polarizzazione della luce sono ben evidenti nelle stelle dell'ammasso e sono dovuti anch'essi alla presenza di nubi oscure lungo la linea di vista, in particolare per la presenza della Nube del Lupo; questo fenomeno si è rivelato utile per la determinazione delle stelle fisicamente non appartenenti all'ammasso ma visibili nella sua direzione solo per un effetto prospettico.

Un altro ammasso di facile risoluzione è NGC 6281, la cui posizione si individua con facilità grazie alla presenza nei dintorni di stelle luminose; per trovarlo si può partire dalla coppia μ1-μ2 Scorpii e procedere verso est di circa due gradi e mezzo. La stella variabile HD 153890, di magnitudine media 5,86 ne marca il bordo meridionale. Attraverso un binocolo si nota come una macchia chiara piuttosto piccola su cui si trovano alcune minute stelline; già con un piccolo telescopio da 80 mm e ingrandimenti un po' spinti è possibile risolverlo in diverse decine di componenti azzurrognole. Si tratta di un ammasso moderatamente ricco situato alla distanza di circa 1800 anni luce, in corrispondenza del bordo interno del Braccio di Orione, al di là dell'Associazione Scorpius-Centaurus; tramite la fotometria si è accertato che possiede 55 stelle membri accertati fino alla magnitudine 13,5, disperse in un raggio di 20' dal centro, sebbene la maggior parte di esse giaccia entro un diametro di 8'. Le sue componenti più luminose sono invece di magnitudine 8. Studi basati su metodi statistici hanno indicato che il raggio mareale dell'ammasso è pari a 26 anni luce; la sua massa totale è invece pari a 214 masse solari. Al suo interno è nota una stella peculiare, catalogata come HD 153947 o NGC 6281-9, che ha classe spettrale A0p, la cui sigla di stella variabile è V974 Scorpii; si tratta probabilmente di una stella blue straggler, formata dalla fusione fra due stelle. L'età dell'ammasso è stimata sui 320 milioni di anni.

Fra gli ammassi globulari spicca il grande e brillante M4, uno dei più cospicui del cielo, sebbene non sia particolarmente concentrato. M4 è uno degli ammassi più facili da localizzare: basta infatti puntare su Antares e spostarsi di appena 1.3° ad ovest; in condizioni atmosferiche ottimali è perfino visibile ad occhio nudo, sebbene con estrema difficoltà, mentre già con un buon binocolo è facilmente osservabile. Un telescopio da 120 mm permette già di risolvere alcune delle sue componenti stellari, sebbene la gran parte dell'oggetto permanga di aspetto nebuloso; una caratteristica bene evidente e molto curiosa che lo contraddistingue è una barra di stelle più appariscenti che l'attraversa per intero in senso nord-sud. M4 è uno degli ammassi globulari più grandi e vicini a noi; secondo le misurazioni tradizionali, disterebbe solo 6000 anni luce dalla Terra, con un'estensione apparente di 22,8 minuti d'arco. Ciò significherebbe che M4 ha un'estensione reale di circa 95 anni luce. Sono stati determinati la magnitudine e il colore di circa 660 stelle, tra le quali le più brillanti sono di magnitudine 15,6. In M4 sono note almeno 43 variabili, tra cui 3 di breve periodo del tipo RR Lyrae e due semiregolari rosse con periodo rispettivamente di 60 e 40 giorni. Nel 1987 è stata scoperta in M4 la prima pulsar con un periodo di circa tre millisecondi. Nell’agosto del 1995 il Telescopio Spaziale Hubble è riuscito a fotografare in M4 delle nane bianche. In base a questa osservazione, la distanza dell'ammasso è stata stimata in 7000 anni luce, un po' maggiore delle stime precedenti; anche se quest'ultima stima fosse quella corretta, resterebbe comunque l'ammasso globulare più vicino a noi. M4 contiene più di 100.000 stelle, circa la metà delle quali è concentrata in 8 anni luce dal centro. Il 10 luglio 2003 il telescopio Hubble ha scoperto un pianeta orbitante attorno a un sistema binario, formato da una pulsar, PSR B1620-26, e da una nana bianca.

A breve distanza angolare si trova anche M80, anch’esso piuttosto semplice da localizzare: si trova infatti circa a metà via sulla linea che congiunge le due stelle Antares e Graffias; già con un buon binocolo è facilmente osservabile e si mostra come una concentrazione sfuocata e circolare. Un telescopio da 120 mm lo rivela come una macchia estesa su meno di 10', mentre la risoluzione iniziale in stelle si ha con strumenti da almeno 200 mm, sebbene la gran parte dell'oggetto permanga di aspetto nebuloso. Nel cielo ha una dimensione apparente di circa 10 minuti d'arco, ha una distanza stimata di 32.600 anni luce dalla Terra, un diametro di circa 95 anni luce e contiene diverse centinaia di migliaia di stelle. È tra gli ammassi globulari più densamente popolati della Via Lattea. M80 contiene un numero relativamente alto di stelle blue stragglers, ossia stelle che sembrano essere più giovani dell’ammasso stesso. Si pensa che queste stelle abbiano perso parte del loro strato esterno a causa di incontri ravvicinati con altri membri dell'ammasso, oppure siano il risultato di collisioni stellari all'interno del denso ammasso. Alcune immagini del Telescopio Spaziale Hubble hanno mostrato un'alta densità di blue stragglers, suggerendo che il centro dell'ammasso abbia verosimilmente un alto tasso di collisioni stellari. Il 21 maggio 1860 in M80 venne scoperta una nova che raggiunse una magnitudine apparente di 7.0; quella nova, designata anche T Scorpii, raggiunse una magnitudine assoluta di -8.5 e per breve tempo superò in brillantezza l'intero ammasso. Essa fu inoltre utilizzata per confermare la distanza di M80.

Fra gli altri ammassi globulari è famoso NGC 6441, a causa della sua posizione. Si individua con grande facilità nella parte sudorientale della costellazione, poiché si trova a soli 4' a est dalla brillante stella G Scorpii, al punto che pare quasi costituirne una sorta di riflesso fantasma; il chiarore di questa stella costituisce un parziale ostacolo alla sua osservazione e in particolare alla sua risoluzione in stelle, dato che vi si trova immerso. Con piccoli strumenti appare come una macchia di aspetto quasi stellare, mentre per iniziare un'accennata risoluzione occorrono telescopi da 200 mm di apertura; il nucleo è particolarmente denso, mentre verso sud sono visibili alcune deboli concatenazioni di stelle. NGC 6441 è un ammasso globulare fra i più concentrati che si conoscano, avendo classe di concentrazione 3 su una scala da 1 a 12; la sua distanza è stimata sui 38.100 anni luce. La sua metallicità è piuttosto bassa e la sua età è stimata attorno ai 13,5 miliardi di anni, ossia uno dei più antichi conosciuti. L'ammasso è piuttosto ricco di stelle variabili, in particolare del tipo RR Lyrae; uno studio condotto tramite il Telescopio Spaziale Hubble ha permesso di scoprire 57 variabili, fra le quali 38 di tipo RR Lyrae, 6 Cefeidi classiche e 12 variabili di lungo periodo. Uno studio successivo ha individuato nell'ammasso quattro pulsar, una delle quali è in realtà un sistema doppio di pulsar, noto con la sigla NGC 6441A. NGC 6441 è anche uno dei pochi ammassi globulari conosciuti ad ospitare una nebulosa planetaria; la nebulosa è catalogata con la sigla JaFu 2.

Fra le nebulose planetarie ve n’è una di grande interesse, la NGC 6302, nota anche come Nebulosa Farfalla o con la sigla C69. NGC 6302 si trova in una posizione favorevole per la sua individuazione, dato che giace un grado a nord della linea che congiunge la coppia di stelle μ1 e μ2 Scorpii e la brillante Shaula; è possibile individuare questa nebulosa persino con un binocolo 10x50, sebbene occorrano cieli bui e l'oggetto deve trovarsi alto sull'orizzonte. Un telescopio da 140 mm è sufficiente per osservare invece che la sua struttura è allungata in senso est-ovest. Nelle fotografie prese con un telescopio amatoriale si evidenzia con delle irregolarità, al punto che può sembrare un insetto schiacciato (da cui il nome inglese bug) oppure, se la foto mostra molti dettagli ed è ad alta risoluzione, una sagoma a doppio cono che ricorda le ali di una farfalla. La Nebulosa Farfalla possiede una morfologia piuttosto complessa, che può essere approssimata descrivendola come una nebulosa bipolare con due lobi primari, sebbene vi siano delle evidenze della presenza di un secondo paio di lobi derivanti da una precedente fase di perdita di materia da parte della stella progenitrice; osservazioni di questa nebulosa suggeriscono che vi sarebbe pure una struttura esterna ortogonale simile a quella rinvenuta nella Nebulosa Formica (Mz 3). La nebulosa è orientata con un angolo di 12,8° contro lo sfondo rispetto alla nostra linea di vista. Questa contiene anche un grande lobo orientato a nordovest che si estende per oltre 3' all'esterno, in cui si trova la stella centrale: si stima che si sia formato da un evento eruttivo avvenuto circa 1900 anni fa; una parte della nebulosa possiede di forma circolare le cui pareti descrivono esattamente un getto di Hubble, ossia un getto la cui velocità è proporzionale alla distanza dalla sorgente centrale. A una distanza angolare di 1',71 dalla stella centrale, la velocità del flusso di questo lobo è stata stimata essere pari a 263 km/s; al suo periplo estremo la velocità supera invece i 600 km/s. Il bordo occidentale mostra delle caratteristiche che suggeriscono un'avvenuta collisione con dei globuli di gas preesistenti, che hanno modificato la forma del getto stesso su questo lato. La banda di polveri che corre tutt'attorno al centro della nebulosa sembra avere una chimica particolarmente complessa, che mostra delle evidenze della presenza di silicati cristallini multipli e altre caratteristiche che sono state interpretate come il primo rilevamento di carbonati extrasolari; questo rilevamento è tuttavia controverso a causa della difficoltà della formazione dei carbonati in un ambiente non acquoso. Altre caratteristiche sono la presenza di acqua ghiacciata e quarzo. Una delle caratteristiche più interessanti delle polveri della Nebulosa Farfalla è tuttavia la presenza di sostanze ricche di ossigeno e di carbonio: le stelle in genere sono ricche o di ossigeno o di carbonio, mentre il cambio dell'abbondanza dei due elementi avviene nelle tarde fasi dell'evoluzione della stella a causa delle reazioni di fusione nucleare; quando una stella possiede entrambi gli elementi significa che la fase di transito da stella ricca di ossigeno a stella ricca di carbonio è avvenuta in un passato relativamente molto recente.

Fra le nebulose diffuse, una delle più interessanti si trova nei pressi delle stelle che delineano il “pungiglione” ed è la NGC 6334, soprannominata Impronta di gatto per via della sua forma. Situata 3° a nordovest di Shaula (λ Scorpii), inizia ad essere visibile sotto ottimi cieli anche con strumenti da 200 mm di diametro, dove si rivela debolmente la natura tripartita della nebulosa. Situata alla distanza di 5500 anni luce, è una grande regione di formazione stellare formata da un lungo e spesso filamento centrale con sette addensamenti; delle tre aree circolari da cui deriva il soprannome della nebulosa, il più cospicuo è quello centrale, dominato dalla gigante blu HD 156378, di magnitudine 9,35 e classe O6.5III. Nelle foto a grande campo si può notare che questo sistema sia connesso ad altre grandi nebulose, come la NGC 6357, soprannominata Aragosta o anche Guerra e Pace, cui sono associati alcuni piccoli ammassi aperti come Pismis 24, e l’associazione Scorpius OB4.

Un altro grande ed eterogeneo complesso nebuloso circonda il gruppo di stelle che rappresentano la testa dello Scorpione, da Graffias fino ad Antares; questo sistema, dominato dalla nube IC 4606, si estende anche al di fuori della costellazione, andandosi a congiungere con un altro sistema di nebulose oscure ben visibili come macchie d'ombra sul chiarore della Via Lattea nella costellazione dell'Ofiuco. IC 4606 in particolare è una grande e tenue nebulosa associata alla brillante stella Antares, una supergigante rossa di classe spettrale M1Iab che dalla Terra appare come una delle stelle più luminose della volta celeste, grazie anche alla sua relativa vicinanza (circa 600 anni luce). La nube si estende in particolare a nordest di Antares ed è evidentemente connessa alla nube LDN 1689, una delle regioni più estese della Nube di Rho Ophiuchi; sebbene disti da Antares circa un centinaio di anni luce, IC 4606 riceve da questa stella un'intensa radiazione, parte della quale viene riflessa nello spazio conferendo ai suoi gas una luce marcatamente arancione. La parte settentrionale della nube, che costituisce il nucleo più denso di LDN 1689, forma un lungo filamento che si dirige verso est, ben evidente a causa della totale assenza di stelle di fondo anche con piccoli strumenti, sebbene la nube stessa, essendo non illuminata, non sia direttamente osservabile.

Un gran numero di nebulose a riflessione si osservano anche in direzione delle stelle Graffias e Dschubba. Nei dintorni della π Scorpii si trova Sh2-1, nota anche come vdB 99, che riceve la radiazione di questa stella. La nube mostra un aspetto allungato e filamentoso ed è parte di ciò che resta della grande nube molecolare da cui si è formata l'associazione di Antares (Sco OB2), una brillante associazione OB comprendente le stelle azzurre situate a nord dello Scorpione, facente a sua volta parte della grande Associazione Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina al sistema solare. La parte più a contatto con la stella, di aspetto uniforme, è nota come vdB 99. La massa di idrogeno molecolare contenuta in Sh2-1 è pari a circa 50 masse solari, mentre la distanza, coerentemente con quella media dell'associazione Sco OB2, è stimata attorno ai 650 anni luce.

Un altro vasto sistema nebuloso è quello di IC 4592, che circonda la stella la ν Scorpii, riflettendone la luce e diventando così luminosa come una nube dal colore azzurro intenso; nelle vicinanze si trova anche la stella HD 145501, una stella azzurra di magnitudine 6,55 che fa coppia con la stella precedente. Entrambe le stelle si trovano nella regione attorno alla Nube di Rho Ophiuchi, un grande complesso nebuloso in cui è attiva la formazione stellare. IC 4592 ingloba l'oggetto nebuloso catalogato come vdB 100, una porzione di gas più luminoso visibile a contatto con ν Scorpii; tutta la nube illuminata costituisce in realtà soltanto una piccola parte dei gas presenti nella regione, facenti parte della grande nube oscura LDN 1721. IC 4592 è la parte di questa nube più esposta alla radiazione della stella ν Scorpii, da cui dista solo 5,5 anni luce; al suo interno sono comprese almeno 25 masse solari di idrogeno molecolare.

Altre nubi minori situate nei dintorni sono IC 4591, legata alla stella 13 Scorpii, Sh2-9, connessa a σ Scorpii, e vdB 101 e vdB 102.