W południowej części konstelacji Skorpiona znajduje się młoda gromada otwarta NGC 6231. Jej wiek nie jest dokładnie określony, ale naukowcy szacują, że mieści się on w zakresie 1- 7 mln lat. Gromada ta jest częścią asocjacji OB 1 Skorpiona, złożonej z gorących błękitnych gwiazd wczesnych typów widmowych. Sama NGC 6231 również zawiera znaczną ilość gwiazd typów O, B, a nawet dwie gwiazdy Wolfa- Rayeta. Obiekt jest zlokalizowany ok. 0,5^o na północ od jasnej gwiazdy podwójnej Zeta Scorpii. Spora część gwiazd składowych gromady to olbrzymy lub nadolbrzymy, czyli gwiazdy o wysokiej jasności absolutnej. Najjaśniejsze z nich dorównują pod tym względem Riglowi (Beta Orionis) i osiągają jasność absolutną bliską 60.000 L_ʘ. Łączna masa gwiazd gromady obliczona została na 2,6 (+/- 0,6) x 10³ M_ʘ. NGC 6231 jest oddalona od Ziemi o ok. 5.700 l.ś.

Średnica centralnej (najsilniej zagęszczonej) części gromady to blisko 8 l.ś. Naukowcy szacują, że gdyby znalazła się ona w odległości od Ziemi równej dystansowi Plejad, to gwiazdy NGC 6231 byłyby średnio 50- krotnie jaśniejsze od gwiazd M45. Najjaśniejsze z nich dorównywałyby jasnością wizualną Syriuszowi.

Charakterystyka widmowa gwiazd składowych:

Gromada NGC 6231 obfituje w niezwykłe, rzadko spotykane typy gwiazd. Spora ich częśćto gwiazdy szybko rotujące o niewielkim stopniu przeewoluowania. Do najbardziej interesujących należą m.inn.:

Gwiazdy Wolfa- Rayeta: obiekty o niezwykle wysokiej jasności absolutnej, ogromnej masie oraz bardzo wysokiej temperaturze powierzchni. Zajmują obszar w lewym górnym rogu na diagramie Hertzsprunga- Russella. Charakteryzują się obniżoną zawartością wodoru oraz podwyższonym udziałem azotu i helu. Linie emisyjne gwiazd W-R są silnie rozmyte, nieostre. Jest to prawdopodobnie związane z dynamiczną ekspansją otoczki gazowej oraz z niestabilnością atmosfery tych gwiazd.

Gromada NGC 6231 zawiera co najmniej sześć gwiazd zmiennych typu Beta Cephei. Znajduje się tam również niezwykle interesująca grupa gwiazd, określanych niekiedy jako gwiazdy 53 Persei. Są to zmienne pulsacyjne długookresowe (Slowly pulsating B stars- SPBs). W odróżnieniu do omówionych wyżej gwiazd Wolfa-Rayera, gwiazdy 56 Persei wykazują bardzo wąskie, ostre linii spektroskopowe oraz niewielkie okresy pulsacji rzędu 1 doby.

Wartą szczególnej uwagi jest gwiazda zmienna wybuchowa typu R Coronae Borealiss. Cechują ją spadki jasności o wysokiej amplitudzie. Spadki te następują w momencie wybuchu gwiazdy, co jest bardzo nietypową cechą. Większość gwiazd wybuchowych silnie jaśnieje podczas eksplozji. A ten rodzaj gwiazd ciemnieje. Spowodowane jest to wyrzutem do atmosfery  drobin węgla (np. C₂). Węgiel i jego proste ugrupowania działają absorpcyjne na światło emitowane przez gwiazdę powodując okresowy spadek jej jasności wizualnej. Taka charakterystyka nazywana jest profilem P Cygni. Gwiazda, o której mowa a akapicie, nosi oznaczenie katalogowe NGC 6231- 92 i wykazuje podstawowy typ widmowy F5 Ia. Jest więc biało-żółtym nadolbrzymem, który w chwili eksplozji i tuż po niej przedstawia cechy gwiazdy węglowej. Warto zauważyć, że same żółte nadolbrzymy należą do rzadkości (wysoka niestabilność takich obiektów).
Inną zadziwiającą cechą gwiazdy NGC 6231- 92 jest bardzo wysoki wskaźnik barwy (B-V). Wynosi aż +3,50^m. Temperatura powierzchni jest adekwatna do podstawowego typu widmowego: 5.700 K. Wskaźnik barwy jest zmienny i zależy od jasności wizualnej (także zmiennej): dla V= 12,46^m, (B-V) wynosi +3,52, a dla 12,73^m, już tylko +3,38.

HD 153919: klasyczny przykład gwiazdy uciekającej, czyli takiej, która oddala się od centrum gromady z prędkością większą od średniej prędkości reszty gwiazd ugrupowania. Gwiazda ta wyróżnia się niezwykłym typem widmowym: O6Ia f cp. Oznacza to, że jest ona niebieskim nadolbrzymem o bardzo wysokiej temperaturze powierzchni. Temperatura ta wystarcza do potrójnego zjonizowania atomów azotu (o czym informuje nas rozszerzenie „f”) HD 153919 posiada złożony i osobliwy charakter. Jej masa wyjściowa szacowana jest na co najmniej 85 M_ʘ.

Systemy binarne w gromadzie NGC 6231:

Gromada obfituje w układy podwójne. Część z nich to układy spektroskopowo podwójne i zostały oznaczone na schemacie numerami: 2, 4, 5, 8, 15, 17 oraz 20.

W odległości ok. 0,5^o na południe od gromady znajduje się Zeta Scorpii, jasny układ podwójny o szerokim stopniu separacji. Gwiazdy składowe są kontrastowe pod względem barwy. Jaśniejsza z gwiazd, Zeta 2 Scorpi zalicza się do typu K5 i ma pomarańczową barwę i wykazuje jasność wizualną 3,6^m. Zeta 1 Scorpi to niespełna 5-magnitudowy błękitny nadolbrzym typu B1 Ia. Zeta 1 Sco posiada cechy emisyjne, jak i również wykazuje zmienność natężenia pasm różnych pierwiastków i jonów.

Źródło:

1.      R. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook”; tom III, str. 1722- 1726.

2.      L.A. Balona I C.D. Lancy: “CCD Stromgren Photometry of NGC 6231”; 1995.

3.      M.S. Bessel, A.W. Rodgers; O.J. Eggen I P.B. Hopper: “A Highly Reddened R Coronae Borealis                Star in NGC 6231”; 1970.

4.      H. Sung, H. Sana, M.S. Bessel: “The Initial Mass Function and The Surface Density Profile of NGC          6231”; 2012.

5.      SIMBAD database.

6.      Stelle Doppie Calalogue.