Gwiazdozbiór Skorpiona

Gwiazdozbiór Skorpiona intryguje ludzi od wieków, nie tylko ze względu na swój łatwo rozpoznawalny, charakterystyczny kształt czy przecinającą go linię ekliptyki, ale także dlatego, że jest jedną z najjaśniejszych konstelacji na niebie, a dzięki położeniu w pobliżu centrum Drogi Mlecznej zawiera wiele ciekawych obiektów głębokiego nieba.

Skorpion jest 33 pod względem wielkości gwiazdozbiorem na niebie, zajmując powierzchnię 496,783 stopni kwadratowych, co stanowi 1.2% całej powierzchni nieboskłonu. Leży w trzeciej ćwiartce półkuli południowej (SQ3) i można zobaczyć go w całości na szerokościach geograficznych między + 45° a -90°. W Polsce niestety widzimy tylko północną część gwiazdozbioru, a z południowych rejonów kraju możemy dostrzec wyłaniający się nad horyzontem ‘ogon’ i ‘kolec’ Skorpiona.

Skorpion sąsiaduje z gwiazdozbiorami Ołtarza, Korony Południowej, Wagi, Wilka, Węgielnicy, Wężownika i Strzelca. Ponieważ najjaśniejsze gwiazdy (w zależności od konkretnego wyobrażenia jest ich od 14 do 18) tworzą kształt bardzo podobny do ogromnego skorpiona, gwiazdozbiór jest bardzo łatwy do identyfikacji. 


MITOLOGIA i HISTORIA

Bode, Johann Elert, 1801, Uranographia

Skorpion uważany jest za jeden z najstarszych znanych gwiazdozbiorów. Już 5000 lat temu identyfikowany był przez cywilizację Sumerów jako Gir-Tab (Skorpion). Dla ówczesnych mieszkańców okolic Eufratu, był to symbol ciemności – spadku mocy Słońca po jesiennej równonocy. Gwiazdozbiór przedstawiany był podobnie jak współcześnie w postaci ogromnego Skorpiona, bądź w postaci pół skorpiona-pół człowieka. Już 2000 lat p.n.e. Babilończycy rozróżniali osobny gwiazdozbiór Wagi będący symbolem równowagi świata. Starożytni Grecy włączyli gwiazdy Wagi do Skorpiona.

Arabowie znali gwiazdozbiór pod nazwą Al ʽAḳrab, z której powstały pochodne wersje –  Alacrab, Alatrab, Alatrap, Hacrab, Aakrab czy Hacerab.

W greckiej mitologii, historia Skorpiona jest ściśle związana z historią Oriona. Orion był potężnym myśliwym, jednak pewny swoich umiejętności oświadczył, że jest w stanie zabić wszystkie zwierzęta na Ziemi. Skorpion był tym, który zabił Oriona. Według jednej z legend Gaja wysłała skorpiona po tym, jak Orion próbował zgwałcić Artemidę, grecką boginię przyrody i łowiectwa. Inna mówi, że to Matka Ziemia wysłała skorpiona, by upokorzyć Oriona, gdyż ten przechwalał się, że potrafi zabić każdą dziką bestię. Walka trwała bardzo długo, w końcu Orion zmęczył się i zasnął. Wtedy skorpion śmiertelnie go użądlił. Pojedynek skorpiona z Orionem był na tyle widowiskowy, że oglądający go Zeus postanowił walczących umieścić na niebie. Orion został umieszczony niemal naprzeciwko skorpiona, swojego przeciwnika. Orion wschodzi tylko wtedy, gdy Skorpion zachodzi, a kiedy Skorpion wschodzi, Orion znika pod horyzontem.

Skorpion i Waga jako jeden i dwa gwiazdozbiory

Grecy uważali, że konstelacja Skorpiona składa się z dwóch części: kleszczy i ciała. W pierwszym wieku p.n.e. Rzymianie z wydłużonych kleszczy greckiego Skorpiona utworzyli osobny gwiazdozbiór – Wagę, powracając do wcześniejszego podziału znanego w Babilonii. Stąd nazwy najjaśniejszych gwiazd Wagi to Zubenelgenubi (z arabskiego „południowe szczypce”) i Zubeneschamali („północne szczypce”). Ptolemeusz w swoim Almageście napisanym około roku 140 n.e. umieścił Skorpiona wśród 48 konstelacji nieba. Łacińska nazwa ‘Scorpius’ może być przetłumaczona dosłownie jako „istota z płonącym żądłem”.

Ten wyglądający jak haczyk na ryby gwiazdozbiór bardzo dobrze znają Nowozelandczycy. Jak głosi legenda, ich przodek Maui podczas łowienia ryb schwytał i wyciągnął z oceanu cały ląd, dając początek Nowej Zelandii. Haczyk zaś wyrwał z wyspy z taką ogromną siłą, że doleciał aż do nieba, gdzie pozostał do dziś jako piękny gwiazdozbiór.

W chińskiej mitologii gwiazdy Skorpiona stanowiły ważną część postaci potężnego ale przyjaznego Lazurowego Smoka Wschodu, którego widok nad ranem zapowiadał nadejście wiosny, a w późniejszych czasach w tym miejscu dopatrywano się rezydencji Niebieskiego Cesarza. W czasach Konfucjusza, Antares z okolicznymi gwiazdami określany była jako Ta Who, Wielki Ogień, a gwiazdy ogona i żądła składały się na Shing Kung, Boską Świątynię, Dopiero w XVI wieku w wyniku nauczania jezuitów, w chińskiej astronomii pojawia się Tien He, Niebiański Skorpion. Również kultury prekolumbijskie widziały skorpiona w charakterystycznym układzie gwiazd.  Majowie użyli terminu zinaan ek (gwiazdy skorpiona). John Barantine z Point Observatory w Nowym Meksyku dostrzegł w kamiennej rzeźbie kultury Hohokam w Ameryce Północnej przedstawienie supernowej z 1 maja 1006 roku w gwiazdozbiorze Skorpiona. Jawajscy mieszkańcy Indonezji nazywają ten gwiazdozbiór Banyakangrem, co oznacza „wylęgany łabędź” lub Kalapa Doyong, co oznacza „pochylone drzewo kokosowe”. Na Hawajach kojarzony jest, podobnie jak na Nowej Zelandii, jako haczyk wędkarski półboga Maui. 

 Przedstawienie gwiazd Skorpiona jako pochylone drzewo kokowowe i haczyk wędkarski.

Przedstawiony w centralnej części flagi Brazylii układ gwiazd odzwierciedla niebo nad Rio de Janeiro rankiem 15 listopada 1889; w dniu, w którym Brazylia została ogłoszona republiką. Ukazany on jest spoza sfery niebieskiej (obraz jest lustrzanym odbiciem). Każda z 27 gwiazd reprezentuje jedną jednostkę podziału administracyjnego Brazylii (26 stanów oraz dystrykt federalny). Liczba gwiazd, początkowo 21, wzrastała wraz z wydzielaniem nowych regionów administracyjnych. Wśród nich znajdziemy 8 jasnych gwiazd konstelacji Skorpiona – stan Piauí reprezentuje Antares, Maranhão – Acrab, Ceará – Larawag, Alagoas – Sargas, Sergipe – ι Scorpii, Paraíba – κ Scorpii, Rio Grande do Norte – Shaula, Pernambuco – μ Scorpii.


W astrologii, która nie jest nauką, konstelacja jest ósmym znakiem w Zodiaku i reprezentuje osoby urodzone między 24 października a 22 listopada, mimo że w rzeczywistości przez gwiazdozbiór Skorpiona przebiega tylko 6,5° ekliptyki – nieco ponad 1/5 znaku. Słońce przebywa na tle tego gwiazdozbioru od 23 do 30 listopada, po czym kolejne trzy tygodnie spędza w nienależącym do astrologicznego zodiaku gwiazdozbiorze Wężownika.


GWIAZDY 

Oznaczenia głównych gwiazd Skorpiona

Skorpion zawiera wiele jasnych gwiazd. Aż 13 z nich mieści się w zakresie jasności do 3.00 magnitudo, co jest rekordem wśród 88 gwiazdozbiorów (drugi Centaur z 9 takimi gwiazdami, następnie Orion z 8 i Wielka Niedźwiedzica oraz Strzelec z 7). Duża część z nich to członkowie asocjacji Skorpiona-Centaura (Sco-Cen), składającej się z młodych masywnych gwiazd typu O i B, która znajduje się w odległości od 370 do 480 lat świetlnych od Ziemi i jest najbliższym nam regionem, gdzie na masową skalę powstają gwiazdy. 

Satelita Hipparcos wyszczególnił 1707 gwiazd w konstelacji. Wśród nich znajdziemy 103 gwiazdy jaśniejsze od 6.0 mag, które można zobaczyć gołym okiem na ciemnym niebie. Najbliższą nam gwiazdą jest HIP 86214, która znajduje się około 16.56 lat świetlnych od Ziemi. Najbliższą na ten moment (lipiec 2019) gwiazdą w Skorpionie z wykrytą egzoplanetą jest HD 147513, w odległości około 41,68 lat świetlnych. Najdalszą skatalogowaną gwiazdą, która znajduje się w konstelacji, jest HIP 81070, która znajduje się 326.163 lat świetlnych od Słońca. Aktualnie największą gwiazdą do tej pory zidentyfikowaną w gwiazdozbiorze Scorpiusa jest AH Scorpii.

‘Serce’ Skorpiona stanowi najjaśniejsza gwiazda konstelacji, czerwonawy Antares. Na ‘ogon’ składa się pokręcona linia gwiazd biegnąca poprzez Tau, Epsilona, Mi, Zetę, Etę, Thetę, Jotę i Kappę, a Lambda i Ypsilon tworzą ‘kolec’ na końcu ogona.  Obecnie możemy spotkać się z kilkoma wyobrażeniami na temat ‘kleszczy’. W bardziej współczesnych wersjach kleszcze skierowane w stronę głowy skorpiona są ukształtowane przez nieco zagiętą linię gwiazd: Betę i Deltę z jednej strony oraz Pi i Ro z drugiej (jak na grafice powyżej). 

Podobnie jak w przypadku Strzelca również w Skorpionie oznaczenia Bayera nie odtwarzają porządku jasności gwiazd. Na przykład drugą co do jasności gwiazdą po Alfie jest Lambda (λ), a Beta (β) jest dopiero siódma w tym zestawieniu. Gwiazdy H Sco (4,18 mag)  i N Sco (4,24) zostały ‘przejęte’ z sąsiedniego gwiazdozbioru Węgielnicy. Nicolas-Louis de Lacaille wprowadzając niepozorny gwiazdozbiór na niebo, oznaczył je jako Alfa (α) i Beta (β) Normae.


Nazwa Oznaczenie Jasność Odl. (ly) Typ widm. Nazwy własne i uwagi
B F HD HIP wiz. abs.
α Sco α 21 148478 80763 0,91 −5,28 550 M1Ib + B2,5V Antares, Cor Scorpii, Kalb al Akrab, Vespertilio
λ Sco λ 35 158926 85927 1,62 −5,05 570 B1,5IV+(?) Shaula, Shauka, Alascha, Mosclek, Shomlek
θ Sco θ 159532 86228 1,86 −2,75 272 F1II Sargas, Girtab
δ Sco δ 7 143275 78401 2,29 −3,16 401 B0,2IV Dschubba, Al Jabba, Iclarkrav
ε Sco ε 26 151680 82396 2,29 0,78 65 K2IIIb Larawag, Wei
κ Sco κ 160578 86670 2,39 −3,38 464 B1,5III Girtab
β1 Sco β1 8 144217 78820 2,56 −3,50 530 B0,5V Acrab, Graffias, Elacrab
υ Sco υ 34 158408 85696 2,70 −3,31 580 B2IV Lesath, Lesuth
τ Sco τ 23 149438 81266 2,82 −2,78 430 B0V Paikauhale,  Alniyat, Al Niyat
π Sco π 6 143018 78265 2,89 −2,85 590 B1V + B2V Fang, Vrischika, Iclil
σ Sco σ 20 147165 80112 2,90 −3,86 696 B1III Alniyat
ι1 Sco ι1 161471 87073 2,99 −5,71 1930 F3Ia
μ1 Sco μ1 151890 82514 3,00 −4,01 821 B1,5IV + B Xamidimura, Denebakrab gwiazda zmienna typu β Lyr
G Sco G 161892 87261 3,19 0,24 127 K0/K1III Fuyue ; dawniej γ Tel
η Sco η 155203 84143 3,32 1,61 72 F3p
μ² Sco μ² 151985 82545 3,56 −2,44 517 B2IV Pipirima, Shéngōng (神宮)
ζ² Sco ζ² 152334 82729 3,62 0,30 150 K4III
ρ Sco ρ 5 142669 78104 3,87 −1,62 409 B2IV/V Iklil
ω1 Sco ω1 9 144470 78933 3,93 −1,64 423 B1V Jabhat al Akrab
ν Sco ν 14 145502 79374 4,00 −1,63 436 B2IV Jabbah; gwiazda siedmiokrotna
ξ Sco ξ 144069 78727 4,16 F6IV Graffias; gwiazda sześciokrotna

 

Zdjęcie i wizja artystyczna tarczy Antaresa

ANTARES (Alfa Scorpii, α Sco)jest najjaśniejszą gwiazdą konstelacji Skorpiona i zarazem piętnastą pod względem jasności na nocnym niebie. Jest on gwiazdą podwójną oraz zmienną pulsującą typu mi Cephei, z okresem zmienności bliskim 2180 dni. Gwiazdy tego rodzaju mają dwa lub trzy okresy zmienności nachodzące na siebie wzajemnie.

Antares znajduje się niezwykle daleko od Ziemi, bo aż 550 lat świetlnych. Tę niezwykłą gwiazdę o czerwono-pomarańczowym zabarwieniu możemy obserwować latem na południowej części nieba, nisko nad horyzontem. Z terenu Polski- maksymalnie 12 stopni.

Antares jest nadolbrzymem czyli gwiazdą w końcowej fazie swego życia. Gdyby zastąpił Słońce, wystawałby nieco poza orbitę Marsa. Mimo ogromnych rozmiarów, gęstość materii Antaresa jest niezwykle niska: milion razy niższa od gęstości wody i 1750 razy mniejsza od gęstości powietrza. Masa gwiazdy 15-18 razy przekracza masę materii słonecznej. Prawdopodobnie zakończy życie jako supernowa pozostawiając po sobie gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Antares emituje 9000 razy więcej światła niż Słońce.

 

Antares jako gwiazda podwójna:

Składnik A jest czerwonym nadolbrzymem o typie widmowym M1 Ib. Wykazuje zmienną jasność, która waha się w przedziale 0,88-1,16 magnitudo. Zmiany zamykają się w cyklach 2180-dniowych (prawie 6 lat) i są spowodowane pulsacjami powierzchni. Wskaźnik barwy (B-V) jest bardzo wysoki i wynosi 1,86, co znajduje przełożenie w obserwowanym kolorze gwiazdy. Antares jest intensywnie czerwony z przesunięciem ku żółtym ciepłym odcieniom.

W odległości 2,9” od składnika A, znajduje się Antares B. Jest to gwiazda ciągu głównego należąca do typu widmowego B3. Posiada barwę białobłękitną. Jest trudny do obserwacji, gdyż z uwagi na niski stopień separacji, ciemniejszy składnik B niknie w silnym blasku składnika A. Wielkość gwiazdowa Antaresa B wynosi zaledwie 5,4 magnitudo (zaś składnika A: około 1 magnitudo- zależnie od fazy cyklu).

Analiza widma spektroskopowego Antaresa B nie była łatwa. Na wyniki badań mogła mieć również wpływ mała mgławica otaczająca gwiazdę. Antares traci materię, która następnie formuje mgławicę dookoła niego. W.S. Adams i A.H. Joy zbadali, że Antares B zalicza się do typu widmowego B3. Ale linie spektroskopowe gwiazdy były szerokie, rozmyte, przez co mało przydatne do analizy. E.G. Wiliams wyznaczył typ widmowy badanej gwiazdy jako B4 oraz zaklasyfikował ją do gwiazd ciągu głównego. O.C. Wilson i R.F Sanford odkryli w widmie linie żelaza (II). O. Struve wykazał, że linie emisyjne pochodzą ze słabej mgławicy otaczającej Antaresa. Z kolei Struve i Swings przydzielili skladową B do typu widmowego B4n i znaleźli w jego widmie spektroskopowym tzw. linie Balmera- odpowiedzialne za obecność wodoru.

Antares A i B są od siebie oddalone zaledwie o niecałe 3 sekundy kątowe, ale o dziwo, nie jest to układ binarny fizycznie, a jedynie wizualnie podwójny. Obserwacje składnika B nie należą do łatwych. Oba składniki układu można rozdzielić przy pomocy teleskopu o średnicy co najmiej 150mm. Obserwatorzy opisują zabarwienie Antaresa B jako zieloną. Dzieje się tak dlatego, że w pobliżu znajduje się jasna czerwona gwiazda- Antares A. Dlatego błękit składnika B sprawia wrażenie zielonkawego- na zasadzie złudzenia optycznego wynikającego z silnego kontrastu barw. Antares B jest gorącą niebieską gwiazdą. Temperatura jego powierzchni nynosi 18.000 K. Dla porównania, efektywna temperatura składowej B, to 3100K. 

Autorką tekstu o Antaresie jest BELLATRIX


Shaula i Lesath

SHAULA (Lambda Scorpii, λ Sco) – pomimo oznaczenia jedenastą literą greckiego alfabetu, druga pod względem jasności gwiazda w gwiazdozbiorze Skorpiona i jedna z jaśniejszych gwiazd na nocnym niebie (wielkość gwiazdowa: 1,62 mag), odległa o około 570 lat świetlnych od Słońca. Z południowych krańców Polski widoczna tuż nad południowym horyzontem w momencie górowania w miesiącach wiosenno-letnich.

Gwiazda ta ma tradycyjną nazwę Shaula, która wywodzi się od arabskiego ‏الشولاء‎ al-šawlā, oznaczającego „podniesiony [ogon]” bądź żądło/odwłok z uwagi na położenie w gwiazdozbiorze Skorpiona. W 2016 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna zorganizowała Grupę Roboczą ds. Nazw Gwiazd (WGSN) w celu skatalogowania i ujednolicenia nazw własnych gwiazd. Pierwszy biuletyn WGSN z lipca 2016 roku zawierał tabelę pierwszych dwóch partii nazw zatwierdzonych przez WGSN; w tym nazwę ‘Shaula’ dla gwiazdy λ Scorpii Aa. W języku chińskim 尾 宿 (Wěi Xiù), oznaczający Ogon, odnosi się do asteryzmu składającego się z λ Scorpii, ε Scorpii, ζ1 Scorpii, ζ2 Scorpii, η Scorpii, θ Scorpii, ι1 Scorpii, ι2 Scorpii, κ Scorpii, μ1 Scorpii, i υ Scorpii. W konsekwencji chińska nazwa λ Scorpii to is 宿 八 (Wěi Xiù bā), „Ósma gwiazda ogona”. Wraz z υ Scorpii (Lesath), Shaula jest wymieniona w kompendium babilońskim MUL.APIN jako „Sharur i Shargaz”.

Obserwacje spektroskopowe wykazały, że jest to w rzeczywistości potrójny układ gwiezdny składający się z dwóch gwiazd typu B i obiektu, którego natura nie została jednoznacznie ustalona. Główny składnik, Lambda Scorpii Aa to podolbrzym typu Beta Cephei o temperaturze około 25 000 K, masie ok. 10,4 mas Słońca i promieniu 6,2 promienia Słońca. Wokół niej w średniej odległości ok. 0,15 jednostki astronomicznej krąży Lambda Scorpii Ab o masie szacowanej na 1,8 mas Słońca, a jeden pełny obieg wokół większego składnika zajmuje jej zaledwie 6 dni. Natura tego składnika nie jest znana: może to być pozostałość po masywniejszej gwieździe, gwiazda neutronowa, biały karzeł, lub gwiazda typu T Tauri, która nie osiągnęła jeszcze ciągu głównego. Na korzyść ostatniej opcji przemawia niewielki wiek układu, szacowany na zaledwie 15 milionów lat. Trzeci składnik, Lambda Scorpii B, jest również podolbrzymem, jego typ widmowy to B2 IV, temperatura około 21 000 K, masa około 8 mas Słońca, a promień około 5,4 razy większy od promienia naszej dziennej gwiazdy. Dwa podolbrzymy okrążają wspólny środek masy układu w ciągu niecałych 3 lat. Średnia odległość między nimi wynosi 5,7 jednostek astronomicznych, choć, ze względu na ekscentryczność orbity, zmienia się w przedziale 4,4–7 j.a.


SARGAS (Theta Scorpii, θ Scorpii) jest gwiazdą podwójną w południowej części gwiazdozbioru Skorpiona i z tego powodu niewidoczną z Polski. Jasność wizualna tej gwiazdy wynosi 1,86 mag, dzięki czemu jest łatwo widoczna gołym okiem nawet z mocno zaświetlonych terenów i należy do jaśniejszych gwiazd na nocnym niebie. 

Gwiazda nosi tradycyjną nazwę Sargas, która wywodzi się z języka sumeryjskiego ale innym możliwym źródłem jest perskie określenie  oznaczające grot strzały. Nazwa „Sar Gaz” jest używana w Iranie jako nazwa gwiazdy i jednocześnie służy do określania czasu uruchamiania systemu nawadniania upraw. Inna sumeryjska nazwa Girtab oznacza „skorpion”, ale odnosiła się także do kilku sąsiednich gwiazd. Międzynarodowa Unia Astronomiczna w dniu 21 sierpnia 2016 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Sargas dla określenia głównego składnika układu. Podobnie jak Shaula, gwiazda należy do grupy gwiazd określanych w języku chińskim 尾 宿 (Wěi Xiù), oznaczający Ogon. W konsekwencji chińska nazwa samego Theta Scorpii to is 宿 五 (Wěi Xiù wǔ), „Piąta gwiazda ogona”.

Sargas jest żółto-białym olbrzymem o temperaturze około 7200 K i jasności 960 razy przekraczającej jasność Słońca. Średnica tej gwiazdy jest 20 razy większa od średnicy Słońca. Prędkość obrotu mierzona na równiku gwiazdy to 125 km/s, co przekłada się na spłaszczenie 0,19 i okres rotacji szacowany na mniej niż 10 dni. Gwiazda ma towarzysza o jasności obserwowanej 5,36 mag, odległego od Sargasa o 6,5 sekundy kątowej według pomiaru z 1991 roku. Jest on widoczny nawet przez niewielki teleskop.


DSCHUBBA (Delta Scorpii, δ Sco) – jedna z jaśniejszych gwiazd w gwiazdozbiorze Skorpiona (wielkość gwiazdowa: 2,29 mag), odległa od Słońca o około 400 lat świetlnych. Stanowi środek charakterystycznej linii 3 jasnych gwiazd ‘głowy Skorpiona’.

Delta Skorpiona znajduje się 2 stopnie na południe od ekliptyki. W 1981 roku została on zakryta przez pierścienie Saturna widziane z perspektywy sondy Voyager 2, a światło gwiazdy niespodziewanie zostało stłumione nawet przez pozornie puste szczeliny, co wskazuje, że „w głównym układzie pierścieni jest bardzo mało naprawdę pustej przestrzeni”.

Delta Scorpii A jest gwiazdą zmienną typu Gamma Cassiopeiae. Ten typ gwiazdy wykazuje powolne, nieregularne wahania jasności rzędu kilku setnych wielkości. Odpowiedzialny za zmiany jest materiał otaczający gwiazdę. δ Scorpii była kiedyś używana jako standard spektroskopowy dla klasyfikacji B0 IV, ale obecnie jest uważana za zbyt nietypową i zmienną. 

W czerwcu 2000 roku została zauważona zmiana jasności rzędu 0,1 magnitudo przez Sebastiana Otero. Od tego czasu gwiazda powoli zwiększała swoją jasność, aby na przełomie 2003 i 2004 roku osiągnąć 1,6 magnitudo, na chwilę stając się drugą najjaśniejszą gwiazdą konstelacji. Obserwacje spektroskopowe pokazały, że gwiazda wyrzuca świecące gazy ze swojego regionu równikowego w momencie największego zbliżenia mniejszego towarzysza. Sytuacja powtórzyła się w 2011 roku, gdy Dschubba pojaśniała do 1,65 mag między 5 a 15 lipca.

Składnik główny δ Scorpii A jest podolbrzymem otoczonym dyskiem materiału wyrzucanego przez szybko obracającą się gwiazdę. δ Scorpii B okrąża ją co 10,5 roku na mocno wydłużonej eliptycznej orbicie; wydaje się być typową gwiazdą ciągu głównego. Pojawiły się doniesienia, że ​​Delta Scorpii A sama w sobie jest bardzo bliskim układem podwójnym spektroskopowym, ale taka opcja nie została potwierdzona.

Wizja artystyczna układu Delty Scorpii

Tradycyjna nazwa gwiazdy, Dschubba, wywodzi się od arabskiego ‏الجبهة‎ – al Jabhah, co oznacza „przód” lub „czoło” (Skorpiona). WGSN zatwierdziła nazwę Dschubba dla δ Scorpii A w dniu 21 sierpnia 2016 roku. W języku chińskim 房 宿 (Fáng Xiù), oznaczający pokój, odnosi się do asteryzmu składającego się z δ Scorpii, β1 Scorpii, β2 Scorpii, π Scorpii i ρ Scorpii. W rezultacie chińska nazwa dla δ Scorpii to 宿 三 (Fáng Xiù sān), „Trzecia Gwiazda Pokoju”. 


LARAWAG (ε Sco) jedna z jaśniejszych gwiazd w gwiazdozbiorze Skorpiona (wielkość gwiazdowa: 2,29 mag). Pomiary paralaksy wykonane podczas misji Hipparcos umożliwiają dosyć dokładne określenie odległości na około 63,7 lat świetlnych (19,5 parseków) od Słońca. Tym samym jest najbliższą nam gwiazdą z kilkunastu głównych gwiazd konstelacji. Z obszaru Polski jest widoczna bardzo nisko nad horyzontem; to najbardziej na południe położona jasna gwiazda zachodniej części Skorpiona, którą można u nas dostrzec. 

Jest to pomarańczowy olbrzym, gwiazda należąca do typu widmowego K1 III, co wskazuje prawdopodobnie na wyczerpanie zapasu wodoru w jądrze. Jednak dokładne właściwości fizyczne gwiazdy nie są do końca znane. Jej temperatura to około 4560 K, a jasność 72 razy większa niż jasność Słońca. Promień gwiazdy, znany dzięki pomiarowi interferometrycznemu jest 13 razy większy od promienia Słońca, a masa mieści się w zakresie od 1 do 1,5 masy Słońca. Według pomiarów Hipparcosa, gwiazda wykazuje niewielką zmienność blasku, w zakresie 0.01–0.02 magnitudo, bez wyznaczonego okresu. Jej stan ewolucyjny jest niepewny: może zwiększać jasność po zakończeniu syntezy wodoru w hel, ale też zmniejszać ją po zainicjowaniu syntezy helu w węgiel i tlen, bądź zwiększać ponownie po zakończeniu tego etapu. Fakt syntezy helu w jądrze w połączeniu ze składem chemicznym gwiazdy, pozwala umieścić ją na diagramie H-R w grupie gwiazd nazywanej ‘Red Clump’ w  towarzystwie Kapelli Aa, Bety Ceti (Diphda) czy Epsilona Tauri (Ain). Larawag obraca się powoli wokół osi, są przesłanki za tym, że traci masę poprzez szybki wiatr gwiazdowy. Gwiazda ma duży ruch własny, jej prędkość względem Słońca jest 3–4 razy większa niż u sąsiednich gwiazd co wskazuje na inne pochodzenie niż w przypadku sąsiadek.

Gwiazda nosiła tradycyjną nazwę Larawag w kulturze ludu Wardaman zamieszkującego w północnej części Australii. Słowo to oznacza ‘wyraźną obserwację’. WGSN zatwierdziła nazwę Larawag dla Epsilon Scorpii w dniu 19 listopada 2017 roku. Przez wiele lat, gwiazda była znana i oznaczana w atlasach pod nieoficjalną nazwą Wei. Patrick Moore wprowadził tą nazwę w nawiązaniu do nazewnictwa chińskich obserwatorów, ponieważ chiński 尾 宿 (Wěi Xiù, ogon) odnosi się do wspomnianego już wyżej asteryzmu. W związku z tym sama nazwa Epsilon Scorpii to 尾 宿 (Wěi Xiù èr), co oznacza „Druga Gwiazda Ogona”.


KAPPA SCO (κ Sco) – gwiazda w południowej części Skorpiona, stanowiąca ‘zaczepienie żądła’. Według pomiarów paralaksy odległa od Słońca o około 464 lata świetlne. W Polsce praktycznie niewidoczna. 

Jest to gwiazda spektroskopowo podwójna, którą tworzą dwa gorące błękitne olbrzymy, należące łącznie do typu widmowego B1.5 III. Razem wypromieniowują one ponad 15.000 razy więcej energii niż Słońce. Okrążają one wspólny środek masy w czasie 195,65 doby (0,536 roku), dzieli je średnio 1,7 jednostki astronomicznej, ale ze względu na ekscentryczność dystans zmienia się od 0,87 do 2,5 j.a. Główny składnik obraca się szybko, szacowany okres wynosi zaledwie 1,9 dnia, a oś obrotu jest nachylona o około 40° patrząc z perspektywy Ziemi.

Obie gwiazdy są znacznie gorętsze od Słońca, mając temperatury odpowiednio 23.400 K i 18.800 K. Ich promienie to 6,8 i 5,8 promienia Słońca, a masy są odpowiednio 17 i 12 razy większe niż masa Słońca, bądź – według innych szacunków – równe 10,5 i 7 mas Słońca. Jaśniejsza, większa i gorętsza kappa Sco A, jest gwiazdą zmienną typu Beta Cephei. Jest poddawana pulsacjom o dominującej częstotliwości 4,8 godziny na cykl. Nakładają się na nie pulsacje wtórne o częstotliwościach około 4,85 i 5,69 cykli na dzień. W efekcie jej jasność waha się o 0,03 mag wraz z oscylacjami widocznej powierzchni gwiazdy. Składnik A jest dostatecznie masywny, aby zakończyć życie jako supernowa. Mniej masywny składnik B, który przypuszczalnie skończy życie jako biały karzeł, może zostać odrzucony przez eksplozję masywniejszej towarzyszki, stając się gwiazdą uciekającą.

Gwiazda nie posiada oficjalnej nazwy własnej i jest znana głównie pod oznaczeniem Bayera jako Kappa Scorpii. Patrick Moore przypisał jej nazwę Girtab, jednak ta sumeryjska nazwa, która przetrwała w babilońskich katalogach, oznaczająca „skorpion”, odnosiła się do kilku okolicznych gwiazd, asteryzmu stanowiącego ogon Skopriona, jak i całego gwiazdozbioru.


ACRAB (Graffias, Beta Scorpii, β Sco) – gwiazda w gwiazdozbiorze Skorpiona, najbardziej wysunięta na północ z jasnych gwiazd konstelacji i tym samym bez problemu widoczna z Polski w okresie wiosenno-letnim. Pomimo oznaczenia, dopiero siódma pod względem jasności gwiazd Skorpiona. Odległa od Słońca o około 530 lat świetlnych. Obserwowana nawet przez niewielki teleskop Beta Scorpii ujawnia się jako gwiazda podwójna z separacją między dwoma składowymi 13,5 sekundy kątowej i łączną jasnością widomą 2,56 magnitudo. Ta para, oznaczona jako β¹ Scorpii i β² Scorpii, tworzy główną część hierarchii składającej się z aż sześciu składników układu.

β¹ Scorpii, jaśniejsza z pary, składa się z dwóch podskładników, oznaczonych β Scorpii A i β Scorpii B, orbitujących z separacją kątową 0,3 sekundy kątowej z okresem orbitalnym 610 lat. β Scorpii A sam w sobie jest spektroskopowym układem podwójnym, z dwoma składnikami oznaczonymi β Scorpii Aa i β Scorpii Ab. Są one oddalone o 1,42 milisekundy kątowej i mają okres orbitalny 6,82 dnia.

β² Scorpii ma również dwa podskładniki, oznaczone β Scorpii C i β Scorpii E, orbitujące z separacją kątową 0,1328 sekundy kątowej z okresem orbitalnym 39 lat. β Scorpii E jest z kolei spektroskopowym układem binarnym ze składnikami oznaczonymi β Scorpii Ea i β Scorpii Eb i mającymi okres orbity 10,7 dnia.

Komponent β Scorpii D jest niepowiązaną fizycznie gwiazdą siódmej wielkości HD144273 oddaloną o 520 ”. Niektórzy autorzy oznaczenie ‘D’ odnoszą do składnika Aa. W pewnym momencie zaproponowano kolejnego towarzysza składnika B – β Scorpii G, aby wytłumaczyć brakującą masę w systemie, ale nie znaleziono dalszych dowodów na jego istnienie. 

System β Scorpii jest członkiem podgrupy Górnego Skorpiona należącej do asocjacji Skorpiona – Centaura. Analiza β1 Scorpii jako pojedynczej gwiazdy sugeruje wiek ewolucyjny pomiędzy 9 a 12 milionami lat, ale analiza systemu β Scorpii jako całości sugeruje wiek bliższy 6 milionom lat. Dwa składniki β Scorpii A są najbardziej masywnymi członami systemu, odpowiednio 15 M☉ i 10 M☉. Połączony typ widmowy to B1 V. Indywidualnych typów widmowych nie można jednoznacznie zmierzyć, ale szacuje się, że są to B0,5 i B1.5. Składnik B jest ponad 20 razy słabszy niż połączone gwiazdy składnika A i nie zmierzono wyraźnego typu widmowego. Jego masa jest szacowana na około 8 M☉. Komponent C ma gwiezdną klasyfikację B2 V i masę 8 M☉. Ma efektywną temperaturę powierzchni 24 000 K, promień 2,9 R☉. Składnik E ma temperaturę 13 000 K, promień 2,4 R☉ i jasność 126 L☉. Jest osobliwy chemicznie, z dużą ilością manganu i strontu. Jest to prawdopodobnie gwiazda rtęciowo-manganowa (HgMn), ale obfitość innych metali jest nieoczekiwanie niska.

Gwiazda ta nosi tradycyjną nazwę Acrab, która wywodzi się z języka arabskiego; ‏العقرب‎ al-‘Aqrab oznaczającego „skorpiona”. Inna nazwa ‘Graffias’ oznacza „szczypce”. Richard Hincley Allen podaje, że wywodzi się ona od starogreckiego. Γραψαῖος. Międzynarodowa Unia Astronomiczna w 2016 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Acrab dla określenia składnika β¹ Sco.

Beta Scorpii znajduje się zaledwie 1,01 stopnia od ekliptyki i może zostać zakryta przez Księżyc, a bardzo rzadko również przez planety Układu Słonecznego. Już w 295 r. p.n.e. starożytny grecki astronom Timocharis obserwował zakrycie Beta Scorpii przez Księżyc. W dniu 9 grudnia 1906 roku została zakryta przez Wenus, a 13 maja 1971 roku przez Jowisza co było do tej pory ostatnim tego typu zjawiskiem.


LESATH (Ypsilon Scorpii, υ Sco) to gwiazda w gwiazdozbiorze Skorpiona stanowiąca zakończenie ‘żądła’, będąca podolbrzymem typu widmowego B. Opierając się na pomiarach paralaksy uzyskanych podczas misji Hipparcos, odległość gwiazdy oszacowano na 580 lat świetlnych od Słońca. Z uwagi na swe położenie, może być dostrzeżona bardzo nisko nad horyzontem z południowych krańców Polski. Na nocnym niebie leży w pobliżu gwiazdy Lambda Scorpii tworząc z nią parę, która czasami nazywana jest „kocimi oczami”.

Lesath jest białoniebieskim podolbrzymem (B2 IV), należącym do asocjacji OB Skorpiona-Centaura. Jasność gwiazdy jest 12.300 razy większa niż Słońca, podczas gdy jej temperatura powierzchni wynosi 22.831 K. Gwiazda ma promień 6,1 razy większy od promienia słonecznego, a masę 11-krotnie większą. Gwiazdę otacza obłok materii, a sama gwiazda rotuje wolniej niż większość znanych gwiazd typu B (może być to efekt geometryczny, związany z nachyleniem osi obrotu do kierunku obserwacji). Synteza wodoru w hel wewnątrz gwiazdy ustała lub wkrótce ustanie, po czym Lesath zmieni się w czerwonego nadolbrzyma. Masa gwiazdy plasuje ją na granicy pomiędzy gwiazdami, które kończą życie w eksplozji supernowej, a tymi, które mniej gwałtownie odrzucają powłoki, odsłaniając jądro. Najprawdopodobniej Lesath w przyszłości nie eksploduje, lecz stanie się neonowo-tlenowym białym karłem o dużej masie.

Gwiazda nosi tradycyjną nazwę Lesath (alternatywnie pisaną Leschath, Lesuth), z arabskiego las’a czyli ugryzienie (trującego zwierzęcia); jest to jednak błędna interpretacja Scaligera (europejskiego astronoma, który znał język arabski) dla wcześniejszego wyrażenia „Alascha”, które pochodzi z arabskiego al laţkha „mglista plama”, odnoszącego się do pobliskiej gromady otwartej M7. Wraz z Lambda Scorpii (Shaula) Lesath jest wymieniony w kompendium Babilońskim MUL.APIN jako „Sharur i Shargaz”. W języku koptyjskim zaś nazywano je Minamref. Tubylczy lud Boorong z północno-zachodniej Wiktorii określił obie gwiazdy mianem Karik Karik czyli „Sokoły”. Międzynarodowa Unia Astronomiczna zatwierdziła nazwę Lesath dla tej gwiazdy w dniu 21 sierpnia 2016 roku.


PAIKAUHALE (Tau Sco) – to niezwykła 2,8 – magnitudowa gwiazda z konstelacji Skorpiona, oddalona od Ziemi o ok. 430 lat świetlnych. Dla obserwatorów z terenu Polski dostępna wiosną i wczesnym latem, kiedy to gwiazdozbiór Skorpiona wznosi się na niewielką, ale wystarczająco dogodną wysokość nad horyzont. Należy do asocjacji niebieskich gorących gwiazd OB Skorpiona- Centaura. Wykazuje temperaturę powierzchni bliską 31.000 K. Odpowiada ona typowi widmowemu B0,2V. Tym samym jest jedną z gorętszych gwiazd zlokalizowanych w stosunkowo niewielkiej odległości od Układu Słonecznego. Zaledwie niewielki ułamek procenta spośród wszystkich gwiazd ciągu głównego wykazuje tak wysoką temperaturę.

Tau Scorpii i Sigma Scorpii dzieliły tradycyjną nazwę Al Niyat (lub Alniyat) wywodzącą się z arabskiego języka al-niyat czyli „arterii/tętnic” nawiązujących do ich pozycji obok Antaresa, serca Skorpiona. Paikauhale to hawajska nazwa Tau Scorpii. W hawajskim słowniku Pukuʻi i Elberta (1986) słowo paikauhale [ˈpəiˈkəuˈhale] definiuje się jako przechodzenie od domu do domu. W innym słowniku hawajskim (H.W. Kent, 1993, „Treasury of Hawaiian Words in One Hundred and One Categories”, s. 367), paikauhale definiuje się jako człowieka nie posiadającego własnego miejsca zamieszkania, wędrowca od domu do domu, włóczęgę. WGSN zatwierdziła nazwę Paikauhale dla gwiazdy Tau Sco A w dniu 10 sierpnia 2018 roku. Nazwa Alniyat została przypisana wyłącznie Sigmie Scorpii.

Więcej informacji o Tau Scorpii (jeszcze jako Al Niyat) w tekście Bellatrix – http://astrofan.pl/al-niyat/


FANG (Pi Sco, π Sco) jest gwiazdą potrójną, najbardziej na południe wysuniętą i najciemniejszą z charakterystycznej trójki gwiazd, które zwiastują wschód gwiazdozbioru Skorpiona obok gwiazd – Dschubba i Acrab. Pojawia się często na szerokich ujęciach niezwykle efektownie wyglądającej, północnej części Skorpiona, oświetlając pobliskie mgławice refleksyjne. Dzięki łącznej jasności pozornej 2,89 mag, można ją łatwo zaobserwować gołym okiem, również na naszym niebie. Pomiary paralaksy dają szacunkową odległość około 590 lat świetlnych od Słońca.

Składa się z pary gwiazd, oznaczonej jako Pi Scorpii A, z bardziej odległym trzecim towarzyszem. Dwa składniki Pi Sco A same są oznaczone jako Pi Scorpii Aa (oficjalna nazwa ‘Fang’ formalnie odnosi się tylko do tego składnika) oraz Ab. Niedawna analiza spektrum dla gwiazdy pierwotnej Pi Scorpii A pozwala przypuszczać, że jej efektywna temperatura wynosi 25.230 Kelwinów, jasność jest 21.900 razy większa od Słońca, wiek to około 12-14 milionów lat i masa rzędu 12 –13 mas Słońca.

Fakt, że Pi Scorpii posiada dwa składniki (A i B) pozostawał nieznany do 1899 roku, kiedy to odkrycie zostało ogłoszone przez amerykańskiego astronoma Edwarda Charlesa Pickeringa. Dwa lata później amerykański astronom Solon Irving Bailey oszacował okres orbitalny na 1,571 dnia, ale dopiero w 1927 roku dokładna orbita tego spektroskopowego układu podwójnego została określona przez rosyjskiego astronoma Otto Struve’a i amerykańskiego astrofizyka Christiana T. Elveya.

Główny element układu to podwójny układ zaćmieniowy typu Beta Lyrae. Obydwa składniki są gorącymi gwiazdami ciągu głównego typu B (B1 V i B2 V) o niebiesko-białym odcieniu. Dwie gwiazdy obracają się szybko wokół własnych osi, z przewidywanymi prędkościami obrotowymi odpowiednio 108 i 87 km/s. Ich czas obiegu wokół wspólnego środka masy wynosi 1,57 dnia i są rozdzielone szacunkową odległością zaledwie 15 promieni słonecznych. Gwiazdy obracają się synchronicznie, zwracając się ku sobie jedną stroną. Z powodu niewielkiej odległości od siebie, jest to układ podwójny półrozdzielony. W miarę ewolucji masywniejszego składnika w układzie najprawdopodobniej dojdzie do transferu masy, który zaburzy normalną ścieżkę rozwoju gwiazd i może nawet doprowadzić do zniszczenia jednej z nich.

Główna para jest okrążana przez mniejszego, bardziej odległego towarzysza (B), który ma pozorną wielkość +12.2 magnitudo. Ten komponent jest oddzielony od pary o 50 sekund kątowych, co oznacza rzeczywistą odległość około 7000 jednostek astronomicznych.

W języku chińskim 房 宿 (Fáng Xiù), oznaczający pokój, odnosi się do asteryzmu składającego się z Pi Scorpii, Rho Scorpii, Delta Scorpii, Beta¹ Scorpii i Beta² Scorpii. W konsekwencji chińska nazwa Pi Scorpii to 宿 一 (Fáng Xiù yī), „Pierwsza Gwiazda Pokoju”. WGSN zatwierdziła nazwę Fang dla komponentu Pi Scorpii Aa w dniu 30 czerwca 2017 roku i od tego czasu znajduje się na liście nazw gwiazd zatwierdzonych przez IAU.


ALNIYAT (Sigma Scorpii, σ Scorpii), jest układem wielokrotnym w gwiazdozbiorze Skorpiona, położonym w pobliżu czerwonego nadolbrzyma Antaresa. System ten ma łączną jasność wizualną 2,88 mag, co czyni go jednym z jaśniejszych członków konstelacji. Na podstawie pomiarów paralaksy wykonanych podczas misji Hipparcos odległość do Sigma Scorpii wynosi około 696 lat świetlnych. Pobliskie mgławice powodują osłabienie blasku Sigma Scorpii o ponad 1 mag i sprawiają, że wydaje się ona mieć biało-żółtą, a nie biało-niebieską barwę, która wynikałaby z typu widmowego gwiazdy. Promieniowanie tych gwiazd oświetla i jonizuje materię wokół układu, co można zauważyć na zdjęciach astronomicznych. 

System składa się ze spektroskopowo podwójnego komponentu oznaczonego Sigma Scorpii Aa1 (oficjalnie nazwanego Alniyat (wcześniej była to tradycyjna nazwa całego systemu gwiezdnego), zmiennej typu Beta Cephei oraz składnika Aa2. Trzeci składnik (oznaczony jako Sigma Scorpii Ab) znajduje się w odległości 0,4 sekundy kątowej od pary, a czwarty składnik (Sigma Scorpii B) około 20 sekund kątowych.

Najjaśniejszym elementem systemu jest Sigma Scorpii Aa, która jest podwójnym układem spektroskopowym, co oznacza, że ​​para nie została rozdzielona za pomocą teleskopu. Zamiast tego ich orbita jest określona przez zmiany w ich połączonym widmie, spowodowane przesunięciem Dopplera. Para okrąża wspólny środek masy co 33 dni.

Podstawowym składnikiem tej pary jest Sigma Scorpii Aa1, olbrzym typu B1 III. Ma około 18-krotną masę Słońca i 12-krotność promienia Słońca. Gwiazda świeci z jasnością około 29.000 razy większą od jasności Słońca ze swojej zewnętrznej powłoki w temperaturze 26.150 K. Jest to zmienna gwiazda typu Beta Cephei, co przekłada się na zmiany jasności między 2,86 a 2,94 mag z kilkoma okresami 0,2468429, 0,239671 i 8,2 dnia. Podczas każdego cyklu pulsacji temperatura gwiazdy zmienia się o 4000 ± 2000 K. Drugi członek głównej pary układu, Sigma Scorpii Aa2, jest gwiazdą ciągu głównego, typu B1 V.

Wokół tej pary, w odległości co najmniej 120 jednostek astronomicznych (AU), czterokrotnie większej od odległości Słońca od Neptuna, orbituje Sigma Scorpii Ab o jasności wizualnej 5,2 mag. Jeden obieg zajmuje jej ponad 100 lat. Jeszcze dalej, ponad 4500 AU, znajduje się Sigma Scorpii B o jasności 8,70 mag. Jest sklasyfikowana jako karzeł typu B9.

Sigma Scorpii i Tau Scorpii solidarnie dzieliły tradycyjną nazwę Al Niyat (lub Alniyat) wywodzącą się z arabskiego określenia al-niyat „tętnice” i odnoszącego się do ich pozycji po obu stronach Antaresa, uważanego za serce Skorpiona. Międzynarodowa Unia Astronomiczna zatwierdziła nazwę Alniyat dla komponentu Sigma Scorpii Aa1 w dniu 1 lutego 2017 roku. W języku chińskim 心 宿 (Xīn Xiù), co oznacza Serce, odnosi się do asteryzmu składającego się z Sigma Scorpii, Antaresa i Tau Scorpii. W konsekwencji chińska nazwa Sigmy Scorpii to 宿 一 (Xīn Xiù yī), „Pierwsza Gwiazda Serca”. Rdzenni mieszkańcy Boorong w północno-zachodniej Wiktorii w Australii widzieli tę gwiazdę i Tau Scorpii jako żony Djuita (Antares).


JOTA SCO a właściwie Jota1 Scorpii jest gwiazdą w południowej części gwiazdozbioru Skorpiona i z tego powodu niemożliwą do obserwacji z naszego kraju. Czasami bywa określana nazwą Apollyon ale oficjalnie jest drugą po Kappie Sco najjaśniejszą gwiazdą konstelacji bez nazwy własnej. Pomiary paralaksy umieszczają ją w odległości około 1930 lat świetlnych (590 parseków) od Ziemi, z 9% marginesem błędu, co sprawia, że jest zdecydowanie najbardziej odległą z jasnych gwiazd Skorpiona. Na naszym niebie leży w pobliżu innego nadolbrzyma Jota2 Scorpii o jasności 4,82 mag – gwiazdy te znajdują się jednak w różnych odległościach od Słońca i nie są ze sobą fizycznie związane. Jota2 znajduje się jeszcze dalej, ale z powodu ogromnej odległości, jej wartość nie jest precyzyjnie oszacowana, ocenia się ją na około 2.500 lat świetlnych.

Jota Scorpii1 jest nadolbrzymem typu F2 Ia, a klasa jasności „Ia” wskazuje, że jest to nadolbrzym świecący jaśniej niż typowe nadolbrzymy. Ma około 12 razy większą masę od Słońca i wypromieniowuje około 35.000 razy więcej światła niż nasza gwiazda. Promień jest niepewny, a szacunki wahają się od 125 do nawet 400 promieni Słońca. Efektywna temperatura zewnętrznej powłoki wynosi około 7000 K, co nadaje jej żółto-biały odcień, charakterystyczny dla gwiazdy typu F.

Jota1 Scorpii ma towarzysza o jasności 10 magnitudo przy separacji kątowej 37,5 sekundy, co przekłada się na separację 20.000 jednostek astronomicznych (AU). Ponieważ względna separacja dwóch gwiazd wzdłuż linii wzroku z Ziemi nie jest znana, odległość ta stanowi jednak jedynie minimalną możliwą wartość ich separacji.


XAMIDIMURA i PIPIRIMA – (Mi¹ Scorpii, μ¹ Sco i Mi² Scorpii , μ² Sco) to gwiazda optycznie podwójna w gwiazdozbiorze Skorpiona, o jasności odpowiednio 2,98 i 3,54 magnitudo. Pomimo pozornej bliskości na naszym niebie, para nie jest związana ze sobą fizycznie.

Mi¹ Scorpii jest zaćmieniowym układem podwójnym typu Beta Lyrae. Odkrycie tego faktu przez Solona Irvinga Baileya w 1896 roku, spowodowało że gwiazda stała się 3 tego typu obiektem, który poznano. 

Podstawowym składnikiem jest gwiazda ciągu głównego typu B1.5 V, znajdująca się w odległości większej niż 800 lat świetlnych od Słońca. Posiada masę 8,5 razy większą od Słońca i 4,1 razy większy promień. Mniejszy składnik również jest gwiazdą ciągu głównego ale o nieco innym typie – B6,5 V, mającą 5,3 razy większą masę od Słońca i 4,4 razy większy promień. Efektywna temperatura zewnętrznych warstw atmosfery wynosi odpowiednio 23.725 K  i 16.850 K. Obie gwiazdy świecą niebiesko-białym odcieniem.

Składniki okrążają wspólny środek masy w czasie 34 godzin i 42 minut. Słabszy składnik częściowo przesłania jaśniejszy, powodując okresowe spadki jasności o około 0,3 magnitudo. Jest to układ podwójny półrozdzielony (w odległości od siebie zaledwie 12,9 promieni Słońca), w którym mniej masywny składnik wypełnia powierzchnię Roche’a i materia z niego spada na masywniejszą gwiazdę. Nie wiemy na pewno, jak potoczy się przyszłość tego układu. Można jednak przypuszczać, że mniejszy składnik stanie się nietypowym białym karłem, a układ może przekształcić się w zmienną kataklizmiczną; jedna z gwiazd może nawet eksplodować.

Mi² Sco to niebiesko-biały podolbrzym, należący do typu widmowego B2 IV. Ma szacowany 7-krotny promień Słońca, prawie 9-krotność masy Słońca i świeci 2.385 razy mocniej. Zewnętrzna atmosfera ma efektywną temperaturę 23.113 K. Gwiazda ma około 18,5 miliona lat i wiruje z prędkością obrotową 58 km/s. Znajduje się około 474 lata świetlne od nas.

Para gwiazd Mi¹ i Mi² Scorpii znana jest jako xami di mura  czyli oczy lwa w języku ludu Khoikhoi w Południowej Afryce. WGSN zatwierdziła nazwę Xamidimura dla komponentu Mi¹ Scorpii Aa w dniu 5 września 2017 roku. Na Tahiti opowiada się tradycyjną historię o bracie i siostrze (bliźniakach), o imionach Pipiri i Rehua, którzy uciekają przed zaniedbującymi ich rodzicami w niebo i stają się gwiazdami. Ich rodzice nazywają ich Pipiri ma podczas pogoni za nimi. W jednej z wersji opowieści, dzieci stają się gwiazdami Shaula i Lesath na końcu ogona gwiazdozbioru Skorpiona, w innej stają się Mi² i Mi¹ Scorpii. W podobnej wersji historii opowiadanej na Wyspach Cooka, stają się Omega¹ i Omega² Scorpii. WGSN zatwierdziła nazwę Pipirima dla gwiazdy Mi² Scorpii również w dniu 5 września 2017 roku.


FUYUE (G Sco) – gwiazda o jasności 3,19 mag, w gwiazdozbiorze Skorpiona, znajdująca się w odległości około 126 lat świetlnych od Słońca. Zaledwie 8,5 minuty kątowej na wschód od gwiazdy znajduje się gromada kulista NGC 6441 tworząc razem nietypową parę.

Jest to olbrzym należący do typu widmowego K, chłodniejszy od Słońca (4540 K), o 104 razy większej jasności. Jego promień został zmierzony interferometrycznie i okazał się 17,6 razy większy niż promień Słońca. Dzięki wibracjom gwiazdy zaobserwowanym przez satelitę WIRE stwierdzono, że masa tej gwiazdy jest równa 1,44 masy Słońca, co pozwoliło stwierdzić że ma ona około 3 miliardów lat. G Scorpii jest na etapie ewolucji, w którym w jej jądrze zachodzą reakcje syntezy helu w węgiel i tlen.

G Scorpii posiada dwóch optycznych towarzyszy. W odległości 30,8 sekund kątowych znajduje się słaba gwiazda B o wielkości 13,5 mag, a 39,5″ od olbrzyma widoczny jest jeszcze słabszy składnik C o wielkości 14,7 mag. Niemal na pewno pozorna bliskość jest dziełem przypadku, związanego z zagęszczeniem gwiazd w centralnych rejonach Drogi Mlecznej.

Gwiazda ta posiada nazwę własną Fuyue, która pochodzi z tradycji chińskiej (chiń. 傅說). Reprezentuje ona legendarnego niewolnika lub pustelnika, który stał się kanclerzem króla Wu Dinga z dynastii Shang w XIII wieku p.n.e. Nie ma ona nazwy w tradycji arabskiej i zachodniej. Mimo jasności została też pominięta przez Bayera w dziele Uranometria i nie otrzymała oznaczenia literą alfabetu greckiego. Nicolas-Louis de Lacaille tworząc gwiazdozbiór Teleskopu, włączył do niego tę gwiazdę, nadając jej oznaczenie gamma Telescopii (γ Tel), jednak większość astronomów zdecydowała o pozostawieniu jej w granicach Skorpiona. Obecne oznaczenie nadał jej Benjamin Apthorp Gould, przypuszczalnie nawiązując w ten sposób do oznaczenia de Lacaille’a. Międzynarodowa Unia Astronomiczna w 2017 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Fuyue dla określenia tej gwiazdy.


ETA SCORPII  (η Scorpii) jest gwiazdą w południowej części gwiazdozbioru Skorpiona o jasności wizualnej 3,33 mag. Jest najdalej na południe wysuniętą gwiazdą konstelacji z greckim oznaczeniem Bayera. Odległość do tej gwiazdy można oszacować za pomocą pomiarów paralaksy, uzyskując wartość 73,5 lat świetlnych (22,5 parseków) z marginesem błędu 0,4%.

Gwiezdna klasyfikacja tej gwiazdy przeszła pewną rewizję w czasie, a gwiazda bywała klasyfikowana w różnych typach od gwiazdy ciągu głównego typu F do olbrzyma. W 2006 roku Program NStars przypisał jej typ F5 IV, w której klasa jasności „IV” wskazuje, że jest jednak podolbrzymem, który wyczerpuje zapas wodoru w swoim rdzeniu i jest w trakcie ewolucji w nadolbrzyma. Ma około 175% masy Słońca, przy szacowanym wieku 1,1 miliarda lat. Gwiazda świeci z 18 razy większą jasnością od Słońca przy temperaturze zewnętrznej atmosfery 6.519 K. To właśnie nadaje jej żółto-biały odcień, który jest typowy dla gwiazdy typu F.

Eta Scorpii obraca się szybko, z przewidywaną prędkością obrotową 150 km/s. To powoduje, że gwiazda obraca się wokół własnej osi z okresem krótszym niż jeden dzień. W 1991 roku został zidentyfikowana jako możliwa gwiazda barowa, ponieważ wykazuje zwiększoną obfitość pierwiastka baru w swoim widmie. Ogólnie rzecz biorąc, obfitość elementów cięższych od wodoru i helu w tej gwieździe co określa jej metaliczność, jest zbliżona do wartości słonecznych.


ZETA SCORPII (ζ Scorpii) – oznaczenie to jest wspólne dla dwóch gwiazd w konstelacji Scorpiona – ζ¹ Scorpii (HD 152236.) i ζ² Scorpii (HD 152334). Są one oddzielone 7 minutami łuku na niebie. Gwiazdy nie są fizycznie powiązane, ponieważ znajdują się w bardzo różnych odległościach od Ziemi. Z powodu położenia w południowej części konstelacji, gwiazdy nie są widoczne z Polski. Znajdują się tuż obok niezwykle efektownej grupy obiektów, nazywanych potocznie ‘Fałszywą Kometą’.

Zeta1 Scorpii jest hiperolbrzymem typu B znajdującym się w odległości aż 2.600 lat świetlnych, o jasności wizualnej, która waha się między 4,66 a 4,86 mag. Jest członkiem asocjacji Scorpius OB1 i otwartej gromady gwiazd NGC 6231. Około 36 masywniejsza od Słońca, jest również jedną z najbardziej jasnych gwiazd znanych w Galaktyce, z szacowaną jasnością bolometryczną około 850.000 razy większą niż Słońce, jasnością absolutną -8,5 mag i promieniem 103 razy większym niż promień słoneczny. Gwiezdny wiatr z tego nadolbrzyma wydala materię z gwiazdy w tempie 1.55 × 10−6 mas Słońca rocznie lub mniej więcej odpowiada utraconej masie Słońca co 640 000 lat.

Zeta2 Scorpii jest pomarańczową gwiazdą typu K, o jasności widomej, która waha się między 3,59 a 3,65 mag. W rzeczywistości ζ2 jest znacznie bliżej Słońca – w odległości ok 132 lata świetlne i tym samym nie jest związana z ζ1. Jej niewielka odległość sprawia, że jest jaśniejsza od swojego partnera optycznego mimo mniejszej jasności absolutnej. ζ1 ze względu na żółto-pomarańczowy kolor jest bardzo łatwo odróżnialna od towarzyszki.


OMEGA SCORPII (ω Scorpii)  duet gwiazd czwartej wielkości gwiazdowej (3,96 i 4,32 mag), znajdujący się jeden stopień kątowy na południowy-wschód od Beta Sco. Gwiazdy dzieli ćwierć stopnia od siebie, przez co wydają się być układem podwójnym jednak nie mogą być związane ze sobą grawitacyjnie ponieważ Omega1 znajduje się w odległości 471 lat świetlnych, a Omega2 położona jest znacznie bliżej – 291 lat świetlnych.

Są również radykalnie różne fizycznie. Omega2 to starzejący się żółty olbrzym typu G6/8III, podczas gdy Omega1 jest młodym członkiem ciągu głównego typu B1 V. Niestety prawdziwy kolor i jasność Omegi1 są modyfikowane przez międzygwiezdny pył, który sprawia, że ​​wydaje się ona bardziej biała. Gdyby droga do gwiazdy była ‘czysta’, Omega1 byłaby nieco jaśniejsza, świeciłaby na naszym niebie z jasnością 2,94 mag. 

Na Wyspach Cooka tradycyjna historia mówi o bliźniakach, które uciekają przed rodzicami i stają się parą gwiazd Omega1 i Omega2 Scorpii. Dziewczyna, która nazywa się Piri-ere-ua, trzyma mocno swojego brata, który nie jest nazwany. Ostatecznie Międzynarodowa Unia Astronomiczna użyła innej wersji tej historii z Tahiti, by nazwać Mu2 Scorpii.


JABBAH (Nu Scorpii, ν Scorpii) to wielokrotny układ gwiazd w gwiazdozbiorze Skorpiona, znajdujący się w niewielkiej odległości na niebie od Bety Scorpii. Jest to najprawdopodobniej układ siedmiokrotny, składający się z dwóch bliskich grup (oznaczonych Nu Scorpii AB i CD), które są oddzielone od siebie o 41 sekund kątowych. W amatorskim teleskopie możemy rozdzielić 4 składniki układu. Opierając się na pomiarach paralaksy, odległość systemu wynosi około 470 lat świetlnych od Słońca.

Ni Scorpii to gwiazda, która swoim światłem powoduje, że możemy podziwiać mgławicę refleksyjną skatalogowaną jako IC 4592, znaną powszechnie jako Błękitny Koński Łeb. Mgławice refleksyjne są w rzeczywistości zbudowane z bardzo drobnego pyłu, który normalnie wydaje się ciemny, ale podczas odbijania światła pobliskich gwiazd może wyglądać na niebieski.

Ponieważ znajduje się w pobliżu ekliptyki, Ni Scorpii może zostać zakryty przez Księżyc i bardzo rzadko przez planety. Merkury zakrył go 14 grudnia 1821 roku, a następne takie zakrycie będzie miało miejsce 2 grudnia 2031 roku. Ostatnie zakrycie przez Wenus miało miejsce 27 grudnia 1852 roku, a kolejne nastąpi 30 grudnia 2095 roku. W dniu 29 lipca 1808 roku nastąpiło zakrycie przez Neptuna. 

Ni Scorpii jest układem siedmiokrotnym i jest to jeden z zaledwie dwóch znanych takich systemów, drugim jest AR Cassiopeiae. Systemy gwiezdne o większej wielokrotności są rzadkie, ponieważ są mniej stabilne niż ich prostsze odpowiedniki i często rozpadają się na mniejsze systemy. Ni Scorpii dzieli się na dwie grupy: Ni Scorpii AB i Ni Scorpii CD. 

Ni Scorpii A jest najjaśniejszym członkiem systemu. Ma pozorną jasność 4,35 mag, co oznacza, że ​​można go zobaczyć gołym okiem. Jednak grup AB i CD nie można rozdzielić gołym okiem, potrzeba do tego przynajmniej niewielkiego teleskopu. Ni Scorpii A samo w sobie jest systemem potrójnym. Główny składnik Nu Scorpii A jest znany jako Ni Scorpii Aab i jest gwiazdą podwójną spektroskopowo. Jego składników nie można rozdzielić wizualnie, ale ruchy gwiazd powodują okresowe przesunięcia Dopplera w ich widmach. Para ma okres obiegu orbitalnego 5,5521 dnia i mimośród orbity 0,11, a szacunkowa odległość od siebie wynosi około 1,057 milisekundy kątowej. Jaśniejszy składnik, Ni Scorpii Aa, ma typ widmowy B3V sugerujący gwiazdę ciągu głównego typu B choć istnieje możliwość, że może być podolbrzymem. Ocenia się, że słabszy składnik, Nu Scorpii Ab, ma widomą jasność wynoszącą 6,90 mag. Ni Scorpii Ac to trzeci składnik podsystemu A. Znajduje się w odległości 63 milisekund kątowych, okrąża centralną parę w ciągu 8,32 roku i ma widomą jasność 6,62 mag.

Ni Scorpii B jest częścią podsystemu Ni Scorpii AB i orbituje wokół Ni Scorpii A. Ma on pozorną jasność 5,40 magnitudo, ale jego typ widmowy jest nieznany. Nu Scorpii A i B są oddzielone o 1,305 sekundy kątowej; przekłada się to na okres orbitalny prawie 675 lat.

Ni Scorpii CD to także system potrójny oznaczony w katalogach jako HR 6026. Główny składnik systemu, Ni Scorpii C, jest późnym olbrzymem typu widmowego B9III. Przy pozornej jasności 6.90 magnitudo przyćmiewa nieco słabszego towarzysza Ni Scorpii D, którego jasność wynosi 7.39 mag. Obie są oddalone od siebie o około 2 sekundy kątowe.

Ni Scorpii D, o jasności widomej 7,39 mag, jest najsłabszym składnikiem całego systemu. Jest przykładem gwiazd osobliwych chemicznie typu Ap/Bp; wykazując w szczególności silne linie emisji krzemu. Jest to również prawdopodobnie kolejny układ podwójny spektroskopowo: Ni Scorpii Da jest kolejną gwiazdą typu B9III, podobną do Ni Scorpii C, ale bardzo mało wiadomo o Ni Scorpii Db.

Dodatkowa emisja rentgenowska z HR 6026 sugeruje obecność kolejnej gwiazdy o masie około 1,5 masy Słońca, która mogłaby być jeszcze jednym, niezaobserwowanym bezpośrednio, składnikiem systemu. Składniki C i D okrążają środek masy w czasie około 3140 lat, zaś oba systemy potrzebują na obieg wspólnego środka masy aż 105 tysięcy lat.

Komponent Ni Scorpii Aa nosi tradycyjną nazwę Jabbah, która wywodzi się z arabskiego ‏الجبهة‎ al-ǧabha, oznaczającego „czoło” (Skorpiona) bądź Iklīl al Jabhah („korona czoła”). Międzynarodowa Unia Astronomiczna 30 czerwca 2017 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Jabbah dla określenia głównego składnika układu Ni Scorpii. 


GRAFFIAS (Xi Scorpii, ξ Sco) jest pięciokrotnym systemem gwiezdnym o łącznej jasności 4,17 mag, w połnocno-wschodniej części gwiazdozbioru Skorpiona. Oznaczenie Xi Sco zostało przypisane gwieździe przez Bayera, chociaż Ptolemeusz skatalogował gwiazdę w Wadze. Flamsteed przypisał jej oznaczenie 51 Librae, ale przestało być ono przydatne, ponieważ współczesne granice konstelacji znów przypisują gwiazdę Skorpionowi. Xi Scorpii nie ma oficjalnej nazwy własnej, chociaż została błędnie nazwana Graffias, zanim nazwa ta została zastosowana do Beta Scorpii. W małym teleskopie wygląda jak biała gwiazda o czwartej wielkości, mająca pomarańczowego towarzysza ósmej wielkości. Nieopodal widoczna jest słabsza para, złożona z gwiazd ósmej wielkości.

Pięć gwiazd Xi Scorpii posiada różne oznaczenia. Jednak w zależności od katalogu niektóre oznaczenia dotyczą więcej niż jednej gwiazdy. Xi Scorpii A, B i C znajdują się bardzo blisko siebie na niebie i często otrzymują jedno oznaczenie. Również składniki D i E czasami opisywane są wspólnym ‘numerkiem’. Katalog gwiazd Otto Struve’a obejmuje parę AB i C jako Σ1998, a parę D i E jako Σ1999.

System Xi Scorpii składa się z pięciu gwiazd w dwóch grupach oddzielonych od siebie o około 4,7 minuty kątowej (lub 0,08°) na niebie. Jaśniejsza grupa zawiera Xi Scorpii A, B i C. A i B są żółto-białymi gwiazdami typu F. A jest nieco jaśniejszy i cieplejszy. Są one oddzielone średnio o 0,744 sekundy kątowej i krążą wokół wspólnego środka masy raz na 45,9 lat. Xi Scorpii C o jasności 7 mag okrąża tą parę w odległości około dziesięć razy większej, mając separację około 7,6 sekundy łukowej. Druga grupa zawiera Xi Scorpii D i E. Zarówno D, jak i E są gwiazdami ciągu głównego typu K, które są oddzielone o około 11,9 sekundy kątowej. Wiadomo, że są powiązane ze sobą i z resztą gwiazd układu, ponieważ wszystkie gwiazdy mają bardzo zbliżone ruchy własne.

Szósty komponent, Xi Scorpii F o jasności 11 mag, znajduje się 81 sekund kątowych od D, ale nie potwierdzono grawitacyjnego powiązanaia z pozostałymi pięcioma składnikami. Dlatego nie jest uważany za część systemu.


Artystyczna wizja U Sco

U SCORPII to najszybsza znaną nowa powrotna i jedna z 10 znanych tego rodzaju gwiazd w galaktyce Drogi Mlecznej. Gwiazda nowa składa się z gwiazdy ciągu głównego oraz białego karła. W cyklu wybuchów nowej powrotnej następuje przepływ materii z gwiazdy ciągu głównego na powierzchnię białego karła. Powoduje to zapłon termojądrowy. Jeśli ten cykl regularnie się powtarza, gwiazda staje się nową powrotną.

Znajduje się w pobliżu północnego krańca konstelacji Skorpiona i ma wielkość 18 mag, ale osiąga jasność około 8 mag podczas wybuchów. Wybuchy zaobserwowano w latach 1863, 1906, 1936, 1979, 1987, 1999 i 2010. Ostatni wybuch miał miejsce 28 stycznia 2010 roku. Jasność gwiazdy po wybuchu zmniejszyła się o 1 magnitudo w ciągu 1 dnia, o 4 magnitudo w ciągu 6 dni. Do 6 lutego była już ciemniejsza niż 13 magnitudo. Wybuch zakończył się po 64 dniach, co jest najszybszym obserwowanym spadkiem jasności nowy powrotnej. Astronomowie przewidują, że kolejna erupcja U Sco nastąpi w 2020 roku z marginesem błędu rzędu 2 lat.


Artystyczna wizja układu

SCORPIUS X-1 jest źródłem promieniowania rentgenowskiego w gwiazdozbiorze Skorpiona. Ma pozorną jasność 12,2 magnitudo i znajduje się w odległości około 9000 lat świetlnych od Słońca. Jest to podwójny układ rentgenowski o niskiej masie składający się z gwiazdy neutronowej, która pobiera materiał z gwiazdy dawcy. Masa gwiazdy neutronowej wynosi około 1,4 masy Słońca, podczas gdy towarzysz ma masę równą jedynie 0,42 masy Słońca. 

Scorpius X-1 był pierwszym źródłem promieniowania rentgenowskiego odkrytym poza Układem Słonecznym i jednocześnie jest najsilniejszym takim źródłem na niebie, nie licząc Słońca. W rzeczywistości generuje promieniowanie około 60.000 razy silniejsze od Słońca. Strumień rentgenowski jest związany z gwiazdą V818 Scorpii, niebieską zmienną, która jest optycznym odpowiednikiem Scorpiusa X-1.

Scorpius X-1 został odkryty przypadkowo przez zespół kierowany przez astrofizyka Riccardo Giacconiego w 1962 roku przy użyciu rakiety pomiarowej Aerobee 150 z bardzo czułym detektorem rentgenowskim zaprojektowanym przez Franka Paoliniego. Rakieta, która miała wykryć promieniowanie rentgenowskie pochodzące z Księżyca, nieco zboczyła z kursu ale mimo to wykryła znaczną emisję miękkich promieni rentgenowskich, które jednak nie pochodziły z Księżyca. Rozdzielczość kątowa detektora początkowo nie pozwalała na dokładne określenie położenia źródła. Doprowadziło to do sugestii, że źródło może znajdować się w pobliżu centrum Galaktyki, ale w końcu zdano sobie sprawę, że leży w gwiazdozbiorze Skorpiona.


OBIEKTY GŁĘBOKIEGO NIEBA

Amatorzy nocnych obserwacji i astrofotografii znajdą wiele ciekawych obiektów w Skorpionie. Konstelacja ta ma piękny zbiór obiektów, w szczególności gromad otwartych i kulistych. Wyjątkowy pod tym względem jest ogon Skorpiona, który jest zanurzony w najjaśniejszej części Galaktyki oraz region wokół najjaśniejszej gwiazdy konstelacji – Antaresa.

Autor Marcin Paciorek / STRONA AUTORA


MESSIER 4 (NGC 6121) to gromada kulista w gwiazdozbiorze Skorpiona, o jasności 5,6 mag, odkryta w 1746 roku przez Philippe Loysa de Chéseaux. 18 lat później znalazła się w katalogu tworzonym przez Charlesa Messiera. Była pierwszą gromadą kulistą, która została rozdzielona obserwacyjnie na pojedyncze gwiazdy. Gromada liczy sobie 12,2 miliarda lat. W M4 znajdują się też 43 gwiazdy zmienne. Najjaśniejsza gwiazda gromady ma jasność 10,8 mag.

Jest jedną z najbliższych gromad kulistych – znajduje się ‘zaledwie’ 7200 lat świetlnych od Słońca. Jest luźno skoncentrowaną gromadą klasy IX, o średnicy około 75 lat świetlnych, co na naszym niebie przekłada się na 26′ kątowych, czyli niewiele mniej niż średnica Księżyca w pełni. Messier 4 zawiera kilkadziesiąt tysięcy gwiazd i wyróżnia się liczną populacją występujących w niej białych karłów. Zdjęcia wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a w 1995 roku ujawniły białe karły w M4, które należą do najstarszych znanych gwiazd w naszej galaktyce z wiekiem szacowanym na 13 miliardów lat. Jeden z nich okazał się gwiazdą podwójną z towarzyszem w postaci pulsara – PSR B1620-26 oraz planetą krążącą wokół nich o masie 2,5 razy większej niż Jowisz.

Dla obserwatorów w Polsce deklinacja gromady (około −26.5 stopnia) oznacza, że w momencie górowania, znajduje się na wysokości zaledwie kilkunastu stopni nad horyzontem. Na obserwacje gromady najlepiej wybrać się od maja do lipca. W maju musimy pojawić się pod czystym niebem w drugiej połowie nocy, a w lipcu i na początku sierpnia wieczorem. Najlepszym punktem zaczepienia do odnalezienia gromady jest jasny Antares, od której M4 jest oddalona zaledwie o 1,3 stopnia.


MESSIER 80 (znana również jako NGC 6093) jest gromadą kulistą o jasności 7,3 mag w gwiazdozbiorze Skorpiona. Została odkryta przez Charlesa Messiera w 1781 roku. William Herschel jako pierwszy zaobserwował gwiazdy gromady (przed 1785 rokiem), stwierdził, że jest ona jedną z najbogatszych i najbardziej skompresowanych gromad małych gwiazd jaką sobie przypomina.

Gromada gwiazd znajduje się w połowie drogi między α Scorpii (Antares) a β Scorpii. Może być obserwowana nawet przez lornetkę albo niewielki amatorski teleskop jako rozmyta plamka światła. Przy pozornej średnicy około 10′ i szacowanej odległości 32.600 lat świetlnych, średnica przestrzenna M80 wynosi około 95 lat świetlnych. Zawiera kilkaset tysięcy gwiazd i należy do gęsto upakowanych gwiazdami gromad kulistych w Drodze Mlecznej.

Zawiera stosunkowo dużą liczbę niebieskich maruderów, gwiazd, które wydają się być znacznie młodsze niż sama gromada. Uważa się, że gwiazdy te straciły część swoich zewnętrznych warstw z powodu bliskich spotkań z innymi członkami gromady lub być może w wyniku zderzeń między gwiazdami w gęstej gromadzie. Obrazy z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a pokazują wycinki gromady o bardzo wysokich zagęszczeniach niebieskich maruderów, co sugeruje, że środek gromady prawdopodobnie ma bardzo wysoki współczynnik przechwytywania i kolizji.

21 maja 1860 roku odkryto gwiazdę nową w M80, która osiągnęła jasność 7,0 mag. Gwiazda, która została oznaczona później jako T Scorpii, osiągnęła bezwzględną jasność -8,5 mag, na chwilę przyćmiewając całą gromadę.


NGC 6388 jest gromadą kulistą zlokalizowaną w południowej części gwiazdozbioru Skorpiona. Gromada została odkryta przez szkockiego astronoma Jamesa Dunlopa 13 maja 1826 roku, przy użyciu refraktora o średnicy 22,86 cm (9 cali). Ze względu na umiarkowaną jasność widomą (6,72 magnitudo), potrzeba przynajmniej lornetki żeby ją obserwować. Z uwagi na swoje położenie nie jest możliwa do obserwacji z Polski.

Gromada o średnicy 6,2 minuty kątowej na niebie i jasności absolutnej -9,41 magnitudo, znajduje się w odległości 32.300 lat świetlnych. 


NGC 6441 jest gromadą kulistą o jasności 7,15 magnitudo w gwiazdozbiorze Skorpiona. Została odkryta 13 maja 1826 roku, przez szkockiego astronoma Jamesa Dunlopa, Który opisał go jako „małą, dobrze oddzieloną od tła, dość jasną mgławicę o średnicy około 20″. Gromada znajduje się 5 minut kątowych na wschód/północny-wschód od gwiazdy G Scorpii, a w rzeczywistości znajduje się około 44.000 lat świetlnych od Słońca.

Jest to jedna z najbardziej masywnych i jasnych gromad kulistych w Drodze Mlecznej, o łącznej masie szacowanej na 1,6 miliona mas Słońca. Jest uważana za bogatą w metale, co oznacza, że ma stosunkowo dużą obfitość pierwiastków o większej masie niż hel. 

Gromada posiada wyjątkowo dużą liczbę zmiennych typu RR Lyrae – co najmniej 68 takich gwiazd, a ich okresy zmienności są dłuższe niż typowe dla ich metaliczności. W gromadzie wykryto również kilka cefeid typu II, co jest niezwykłe, biorąc pod uwagę wysoką metaliczność gromady. 

Gromada zawiera co najmniej cztery milisekundowe pulsary, z których dwa znajdują się w układach podwójnych. Oprócz tego w NGC 6441 zaobserwowano mgławicę planetarną JaFu 2, jedną z czterech znanych mgławic planetarnych, które znajdują się wewnątrz gromad otwartych w Drodze Mlecznej.


MESSIER 6 (Gromada Motyl, NGC 6405) – gromada otwarta gwiazdozbiorze Skorpiona w pobliżu granicy z gwiazdozbiorami Strzelca i Węwożnika. Została odkryta przez Giovanniego Hodiernę przed 1654 rokiem, jednakże Robert Burnham Jr. zasugerował, że Ptolemeusz mógł widzieć ją gołym okiem w czasie obserwacji sąsiedniej gromady Messier 7. Charles Messier zaobserwował gromadę 23 maja 1764 roku i dodał ją do swojego katalogu.

Swoim kształtem przypomina niektórym obserwatorom motyla, stąd potoczna nazwa. Obecnie jasność gromady określa się na 4,2 magnitudo, chociaż wcześniej uważano ją za nieco ciemniejszą – 5,3 mag. Zawiera ponad 100 gwiazd o jasności większej niż 15 mag. Wraz z gwiazdami peryferyjnymi jej szerokość wynosi około 54 minuty kątowe. Główna część gromady to mniej niż połowa tej wartości. Spośród obiektów zawartych w Katalogu Messiera, z naszej perspektywy leży najbliżej centrum Drogi Mlecznej. M6 składa się z około 80 gwiazd, w większości bardzo gorących, niebieskich gwiazd ciągu głównego o typie widmowym B4 i B5. Najjaśniejsza gwiazda gromady, BM Scorpii, jest pomarańczowym nadolbrzymem (K0-K3 Ib) o jasności wahającej się między 5,5 a 7 mag. Gromada zawiera również 8 kandydatek na gwiazdy osobliwe chemicznie (CP stars).

Widoczna z południowej części Polski bardzo nisko nad horyzontem. W przypadku obserwacji z miejsc znajdujących się nieco bardziej na południe od naszego kraju, w odnalezieniu tego niezbyt trudnego obiektu pomóc mogą jasne gwiazdy “żądła Skorpiona”.


MESSIER 7  (Gromada Ptolemeusza, NGC 6475) to gromada otwarta o jasności 3,3 mag znajdująca się w gwiazdozbiorze Skorpiona niedaleko granicy z gwiazdozbiorem Strzelca. Znana już Ptolemeuszowi w 130 roku (stąd jej potoczna nazwa).Włoski astronom Giovanni Batista Hodierna obserwował ją przed 1654 rokiem i naliczył w niej 30 gwiazd. Angielski astronom John Herschel opisał go jako „gruboziarniste skupisko gwiazd”. W katalogu Messiera znalazła się 23 maja 1764 roku. 

M7 składa się z około 80 gwiazd jaśniejszych niż 10 mag, mieszczących się w polu o średnicy 1,3 stopnia. W rzeczywistości, gwiazdy o łącznej masie około 735 mas słońca zajmują przestrzeń o średnicy 40,1 lat świetlnych. Gromada znajduje się w odległości około 980 lat świetlnych i zbliża się do nas z prędkością 14 km/s. Jej najjaśniejszą gwiazdą jest żółty olbrzym HD 162587 o jasności 5,6 mag. 

29 sierpnia 2006 roku Messier 7 został użyty jako cel pierwszego testu urządzenia Long Range Reconnaissance Imager (LORRI) w ramach misji New Horizons zmierzającej w kierunku Plutona. Testy zakończyły się powodzeniem generując obraz zgodny z zakładanymi ustawieniami urządzenia.

Duża i jasna, w sprzyjających warunkach i z odpowiedniej lokalizacji dostrzegalna łatwo gołym okiem. Jest to wysunięty najbardziej na południe obiekt z katalogu Messiera (deklinacja -34.8°) i dlatego obserwacje z terenu naszego kraju są mocno utrudnione, dostępna jest jedynie bardzo nisko nad horyzontem z południowych krańców Polski.


NGC 6231 gromada otwarta o jasności 2,6 mag znajdująca się w gwiazdozbiorze Skorpiona w pobliżu optycznie podwójnej gwiazdy Zeta Scorpii, w odległości około 4100 lat świetlnych od Słońca. Zeta 1 (HR 6262) jest najjaśniejszym (4,71 mag) członkiem tej gromady gwiazd ale jej jaśniejsza pozorna towarzyszka – Zeta 2 (HR 6271) znajduje się znacznie bliżej – 150 lat świetlnych od Ziemi, więc siłą rzeczy nie jest członkiem gromady. Gromada liczy sobie około 2–7 milionów lat i zbliża się do Układu Słonecznego z prędkością 22 km/s. 

Została odkryta przed 1654 rokiem przez Giovanniego Hodiernę. Niezależnie odkrył ją Edmund Halley w 1678 roku. Znajduje się zbyt daleko na południu sfery niebieskiej, by mimo swej znacznej jasności mogła znaleźć się w katalogu Messiera. Z tego też powodu nie jest widoczna z terytorium naszego kraju.

Bywa określana mianem ‘Północnej Szkatułki Klejnotów’. Tworzy głowę „Fałszywej Komety”, rozległego zbioru gwiazd, przypominającego jasną kometę w czasie obserwacji gołym okiem, biegnącego na północ od Zeta Scorpii i NGC 6231 mniej więcej w kierunku Mu Scorpii. Ogon tworzą dwie gromady – Collinder 316 i Trumpler 24. Trumpler 24 jest otoczony mgławicą emisyjną IC 4628, znaną również jako Mgławica Krewetka, gdzie ogon wydaje się ‘zanikać’.


NGC 6124 jest gromadą otwartą o jasności 5.8 mag, znajdującą się w gwiazdozbiorze Skorpiona tuż przy granicy z gwiazdozbiorami Wilka i Węgielnicy. Jest słabo widoczna gołym okiem, pojawia się jako zamglona plama światła ale już lornetka bądź mały teleskop jest w stanie rozdzielić ją na pojedyncze gwiazdy. Gromada zajmuje około 29 minut kątowych na niebie, co jest wielkością porównywalną do średnicy Księżyca w pełni. W sumie NGC 6124 zawiera ponad 120 gwiazd. Niestety z powodu położenia w południowej części gwiazdozbioru, jest zupełnie niewidoczna z terytorium naszego kraju.

NGC 6124 została odkryta przez Nicholasa Louisa de Lacaille’a podczas jego podróży w latach 1751-1752 do Afryki Południowej. Najlepiej widać ją z południowych i okołorównikowych lokalizacji w miesiącach maju, czerwcu i lipcu. Gromada znajduje się 14 stopni na południe od Antares i tworzy trójkąt równoramienny z gwiazdami Zeta i Mi Scorpii, co ułatwia odszukanie jej na niebie. NGC 6124 jest numerem 75 w katalogu Caldwella. Jest odległa o 1670 lat świetlnych i zajmuje rzeczywistą średnicę 15 lat świetlnych.


NGC 6281 to gromada otwarta o jasności 5,4 mag, znajdująca się około 1600 lat świetlnych od Słońca. Nie została uwzględniona w katalogach Messiera lub Caldwella, ale jest najjaśniejszą tego rodzaju gromadą w konstelacji, która została pominięta w obydwu listach obiektów głębokiego nieba. Jest stosunkowo łatwa do odnalezienia gołym okiem pod ciemnym niebem bądź lornetką; znajduje się około 2° na wschód od gwiazdy Mu Scorpii. James Dunlop opisał gromadę jako „ciekawie zakrzywioną linię całkiem jasnych gwiazd, z wieloma różnorodnymi gwiazdami”. John Herschel opisał obiekt jako „dość jasny” i „dość bogaty”.

Gromada ma średnicę około 26 lat świetlnych i masę około 214 mas Słońca. Jest klasyfikowana jako gromada typu II2p i zawiera 55 gwiazd o jasności wizualnej 13,5 mag lub większej w promieniu 20 minut kątowych od środka. Najjaśniejsza gwiazda ma jasność 9 magnitudo.


NGC 6374 (również NGC 6383, OCL 1026 lub ESO 393-SC7) to gromada otwarta o jasności 5,5 mag, znajdująca się w gwiazdozbiorze Skorpiona tuż obok znacznie bardziej znanej gromady Messier 6. Jest położona w odległości ok. 3200 lat świetlnych od Słońca. Jest obiektem, który może zostać dostrzeżony z południowych krańców Polski.

Odkrył ją John Herschel 3 sierpnia 1834 roku. 28 czerwca 1837 roku obserwował ją ponownie, lecz nie zorientował się, że to ten sam obiekt i skatalogował ją po raz drugi. John Dreyer w swoim New General Catalogue skatalogował obie obserwacje Herschela jako odpowiednio – NGC 6383 i NGC 6374.


NGC 6334 nazywana również Kocią Łapą lub Niedźwiedzim Pazurem jest mgławicą emisyjną i obszarem H II znajdującą się w konstelacji Skorpiona, na północ od gwiazd tworzących jego ‘żądło’. Z powodu swojego położenia, w teorii jest możliwa do obserwacji z Polski, jednak znajduje się bardzo nisko nad horyzontem. Została odkryta 7 czerwca 1837 roku przez Johna Herschela. Mgławica ta znajduje się w odległości około 5500 lat świetlnych od Ziemi.

NGC 6334 swój czerwony kolor obserwowany w świetle widzialnym zawdzięcza obfitości zjonizowanych atomów wodoru. Mgławica jest wyjątkowym siedliskiem około 20-30 tysięcy nowo powstających gwiazd. Proces ten rozpoczął się w centralnej części obłoku i przesuwa się ku jego brzegom. Gwiazdy powstające w mgławicy mają masy nawet dziesięciokrotnie przekraczające masę Słońca, a ich wiek ocenia się na zaledwie kilka milionów lat. NGC 6334 jest jednym z najaktywniejszych rejonów powstawania masywnych gwiazd w naszej Galaktyce.


NGC 6357 jest mgławicą emisyjną i jednocześnie obszarem H II, w pobliżu NGC 6334 w gwiazdozbiorze Skorpiona. Została odkryta 8 czerwca 1837 roku przez Johna Herschela. Znajduje się podobnie jak sąsiadka około 5500 lat świetlnych od Ziemi. Mgławica zawiera wiele proto-gwiazd osłoniętych przez ciemne skupiska gazu oraz młode gwiazdy owinięte w rozszerzające się „kokony” gazu. Znany jest również jako Mgławica Homar.

Mgławica ta otrzymała również nazwę ‘Wojna i Pokój’ od naukowców programu Midcourse Space Experiment, z powodu jej wyglądu, który widziany w podczerwieni dzieli się na jasną, zachodnią część przypominającą gołębicę, podczas gdy część wschodnia wygląda jak czaszka.

NGC 6357 jest jednym z najważniejszych miejsc formowania się masywnych gwiazd w naszym sąsiedztwie Drogi Mlecznej. Znajdziemy w niej wiele wczesnych gwiazd typu O.

Obraz z Teleskopu Spitzera.

Mgławica powiązana jest z 3 otwartymi gromadami gwiazd – Pismis 24, w której znajduje się kilka ekstremalnie masywnych gwiazd. Jedna z najjaśniejszych gwiazd w gromadzie, Pismis 24-1, została uznana za najbardziej masywną znaną gwiazdę, zbliżającą się do 300 mas Słońca, aż odkryto, że jest to system złożony z co najmniej trzech gwiazd. Masa gwiazd składowych nadal umieszcza je wśród bardziej masywnych zapisanych gwiazd. G353.2 + 0.7 to młoda gromada leżąca na wschód od Pismis 24. Została odkryta przez obserwacje rentgenowskie obserwatorium Chandra, pokazujące około 800 gwiazd. G353.1 + 0.6 leży na południowy wschód od Pismis 24 i zawiera również około 800 gwiazd wykrytych przez promieniowanie X. Region obejmuje kilka gwiazd typu O.


NGC 6000  jest galaktyką spiralną z poprzeczką w gwiazdozbiorze Skorpiona, położoną na południowy zachód od gwiazdy Rho Scorpii, tuż przy granicy z gwiazdozbiorem Wilka. Jest oznaczona jako SB(s)bc w morfologicznym schemacie klasyfikacji galaktyk i została odkryta przez Johna Herschela 8 maja 1834 roku. Galaktyka znajduje się w odległości około 103 milionów lat świetlnych. Jest najjaśniejszą (12,2 magnitudo) ze wszystkich galaktyk w gwiazdozbiorze Skorpiona i jedyną galaktyka gwiazdozbioru, która została umieszczona w katalogu NGC.
W tej galaktyce zaobserwowano dwie supernowe, a mianowicie 2007ch i 2010as, o jasności odpowiednio około 17,2 i 15,5 magnitudo. Posiada aktywne jądro.


NGC 6302 zwana także Mgławicą Robak lub Mgławicą Motyl, jest dwubiegunową mgławicą planetarną o jasności 9,6 magnitudo w gwiazdozbiorze Skorpiona w pobliżu gwiazd stanowiących ‘żądło’. Znajduje się w odległości około 4000 lat świetlnych. Struktura mgławicy należy do najbardziej złożonych w znanych mgławicach planetarnych. Widmo NGC 6302 pokazuje, że jego centralna gwiazda jest jedną z najgorętszych znanych gwiazd o temperaturze powierzchni przekraczającej 250 000 stopni Celsjusza, co sugeruje, że gwiazda, z której powstała, musiała być bardzo duża.

Gwiazda centralna, biały karzeł, został zidentyfikowany dopiero w 2009 roku przy użyciu ulepszonej Wide Field Camera 3 na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. 

Została prawdopodobnie zaobserwowana po raz pierwszy przez Jamesa Dunlopa w 1826 roku, jednak jej odkrycie w 1880 roku przypisano Edwardowi Emersonowi Barnardowi. Najstarszą udokumentowaną obserwacją NGC 6302 jest opis i szkic Barnarda z 1907 roku. Mgławica znalazła się na pierwszych zdjęciach opublikowanych po ostatniej misji serwisowej Kosmicznego Teleskopu Hubble’a we wrześniu 2009 roku.

NGC 6302 ma złożoną strukturę, która może być opisana jako dwubiegunowa z dwoma pierwotnymi ‘płatami’, chociaż istnieją dowody na drugą parę ‘płatów’, które mogły należeć do poprzedniej fazy utraty masy. Ciemna linia pyłu i gazu biegnie przez ‘talię’ mgławicy zasłaniając centralną gwiazdę na wszystkich długościach fal. 

Widoczny ciemny pas, który biegnie przez środek mgławicy, okazał się mieć niezwykły skład chemiczny. Wykryto w nim krystaliczne krzemiany, krystaliczny lód wodny i kwarc, oraz pierwsze odkryte węglany poza Układem Słonecznym. To wykrycie zostało zakwestionowane z powodu trudności w tworzeniu węglanów w środowisku niewodnym. Spór pozostaje do tej pory nierozwiązany.


IC 4628 znana również jako Mgławica Krewetka to mgławica emisyjna o jasności 7,31 magnitudo, znajdująca się w konstelacji Skorpiona, w pobliżu pary gwiazd Zeta Scorpii. Została również skatalogowana jako Gum 56 przez australijskiego astronoma Colina Stanleya Guma.

Mgławica została odkryta przez Edwarda Barnarda około 1900 roku. Znajduje się w odległości około 6000 lat świetlnych od Ziemi, a jej rozmiar w przestrzeni szacuje się na około 250 lat świetlnych, co przekłada się na około 1,5 stopnia na niebie czyli ponad 3-krotnie więcej niż średnica Księżyca.

IC 4628 jest oświetlona przez ultrafioletowe promieniowanie okolicznych gorących i masywnych gwiazd.  Za główną gwiazdę jonizującą, zgodnie z badaniem z 1984 roku jest niebieski olbrzym oznaczony jako HD 152723, klasy widmowej O6.

Łącznie z okolicznymi gromadami otwartymi, tworzącymi ‘Fałszywą Kometę’ jest popularnym celem obserwatorów i szczególnie astrofotografów w rejonach świata, w których obiekt jest dostępny na niebie.


IC 4592 to mgławica refleksyjna znajdująca się w północnej części gwiazdozbioru Skorpiona . Została odkryta 23 marca 1895 roku przez Edwarda Barnarda.

Zarys mgławicy przypomina profil końskiego łba, co może przypominać mgławicę Koński Łeb w gwiazdozbiorze Oriona, przy czym IC 4592 zajmuje znacznie większy obszar na niebie. Mgławica ta znajduje się w pobliżu gwiazdy beta Scorpii, natomiast rozświetla ją jedna z gwiazd układu wielokrotnego ni Scorpii, znajdująca się w „oku konia”. 

IC 4592 zawiera obiekt mgławicowy skatalogowany jako vdB 100, który zajmuje obszar najbliżej gwiazdy ν Scorpii. Niebieska Głowa Konia jest właściwie tylko niewielką częścią gazu obecnego w regionie, tworzącego wielką ciemną chmurę LDN 1721. IC 4592 jest częścią tej chmury najbardziej wystawioną na promieniowanie gwiazdy. Wewnątrz chmury znajduje się ilość wodoru cząsteczkowego odpowiadającego przynajmniej 25 masom Słońca. Odległość obiektu od Ziemi szacowana jest na 134 parseków (436 lat świetlnych).


COLLINDER 302 i KOMPLEKS MGŁAWIC ANTARES – RHO OPHIUCHI

Cr 302 zwany również Ruchomą Gromadą Antaresa, czasem utożsamiany z Asocjacją Górnego Skorpiona, jest gromadą otwartą o jasności 1,0 magnitudo. Pomimo częstych obserwacji i dużej jasności obiektu, sam obiekt i jego natura nie jest dobrze znana w powszechnej świadomości. Spowodowane jest to dużym zakresem jasności członków gromady i ogromną wielkością kątową obiektu, która w największej wersji zawiera praktycznie całą część Skorpiona widoczną z Polski, a najmniejszej (jak widać na mapce), Antaresa z pobliskimi jasnymi gwiazdami Tau i Sigmą Scorpii oraz fragmentem gwiazdozbioru Wężownika. Sprawia to, że ciężko utożsamiać ten obszar nieba jako jedną gromadę otwartą gwiazd.

Kompleks chmur Ro Ophiuchi to obszar koncentracji gazu i pyłu, znajdujący się w szacowanej odległości 131 ± 3 parseków. Jest jednym z najbliższych regionów gwiazdotwórczych Układu Słonecznego. Jest to jeden z popularniejszych celów astrofotografów z uwagi na bogactwo obiektów zróżnicowanie kolorystyczne w polu widzenia kamery. 

Fragment zdjęcia Marcina Paciorka / http://www.astromarcin.pl

Chmura ta obejmuje obszar kątowy 4,5° × 6,5 ° na sferze niebieskiej. Składa się z dwóch głównych obszarów gęstego gazu i pyłu. Pierwsza zawiera chmurę gwiazdotwórczą (L1688) i dwa włókna (L1709 i L1755), natomiast druga również obszar tworzenia gwiazd (L1689) i włókna (L1712 – L1729). W obszarze L1688 wykryto 425 źródeł promieniowania podczerwonego, które są najprawdopodobniej obiektami gwiazdowymi we wczesnej fazie ewolucji, do tej pory zidentyfikowano 16 protogwiazd i 200 gwiazd typu T Tauri z dyskami protoplanetarnymi. Włókna te rozciągają się w przestrzeni na 10–17.5 parseków długości i mogą mieć szerokość do 0,24 parseka. Niektóre struktury w kompleksie wydają się być wynikiem uderzenia ‘frontu’ przechodzącego przez chmury z kierunku sąsiedniego stowarzyszenia Sco OB2. 

 


DO PRZECZYTANIA i ZOBACZENIA


 

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.