Differenze tra le versioni di "Guida alle costellazioni/Verso il centro della Via Lattea/Scorpione"

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Un altro ammasso ben noto, a breve distanza, è l<nowiki>'</nowiki>'''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<sup>1-2</sup> 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 150mm150 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 80mm80 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 120mm120 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 120mm120 mm lo rivela come una macchia estesa su meno di 10', mentre la risoluzione iniziale in stelle si ha con strumenti da almeno 200mm200 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 200mm200 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 140mm140 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 200mm200 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.
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