17.07.2017.

HERŠELOV GRANAT

Šta je to granat?
Dobro pitanje. Na našem jeziku ovo najpre asocira na artiljeriju, a potom na Granatu, minijaturno italijansko seoce na severu koje trenutno broji desetak stanovnika. Ili se možda radi o Granadi, glavnom gradu istoimene španske provincije? Koren oba termina je isti: latinska reč granatum.
Granatum je termin koji opisuje nar, mediteransko voće izrazito crvene unutrašnjosti na preseku.

U opisivanju dragog i poludragog kamenja se latinski termin progurao i do današnjeg engleskog. Tako se i naziva šarolika grupa tamnocrvenih kristala: garnet na engleskom, odnosno granat na srpskom. U pitanju su razne kombinacije elemenata koji grade neosilikate sa generalnom formulom X3Y2(SiO4)3.

Ovaj dragulj ne treba mešati sa rubinom, pošto je rubin sasvim drugo jedinjenje (korund), generalno je svetlije crvene boje, tvrđi a i primetno skuplji. Dakle, u naslovu može da stoji isključivo granat, nikako rubin.

Da pređemo na astronomiju. Boja zvezde se najlakše zapaža ukoliko defokusiramo teleskop.


Najsjajnija zvezda u centru kadra je spektralne klase M2I, što će reći crveni nadgigant. Dole levo druga najsjajnija zvezda je spektralne klase K1III a to se prevodi kao žuto-narandžasti gigant. Kao što vidimo boje na slici se prilično dobro slažu sa faktičkim stanjem na terenu, a to uključuje i zvezdu gore sa spektrom B3 (plava zvezda nešto niže temperature od proseka za svoju klasu).

Naravno, ovo je prilično gruba metoda koja može da služi samo za orijentaciju - prave zvezdane karakteristike se dobijaju isključivo spektrofotometrijom, nikako defokusiranjem. Ali defokusiranjem omogućavamo softveru da vrši merenje - tzv aperturnu fotometriju.

U prvoj koloni je instrumentalna magnituda merene zvezde, odnosno one centralne u kadru. Druga kolona je instrumentalna magnituda referentne zvezde (dole levo), treća kolona je razlika a četvrta je rezultat - magnituda merene zvezde.


Ako izuzmemo misteriozne skokove na početku i kraju sekvence merenja, statistički prosek izmerenih vrednosti daje magnitudu 3.842.

Dakle, da vidimo šta je zapravo zvezda koju smo merili.


U potrazi za najcrvenijim zvezdama na nebu došli smo i do HD 206936. Zvezda je zapravo vidljiva golim okom i, premda ne dovoljno sjajna da bi dobila klasično ime, dobila je od strane Bayer-a pre 4 veka oznaku μ Cephei. Zapravo ona i ima klasično ime, arapsko, ali to nije uobičajeno za zvezde koje su manjeg sjaja - naša zvezda ima prosečnu magnitudu 4.08.

Objašnjenje je dao engleski astronom iz viktorijanskog perioda John Russell Hind: zvezda je promenljiva. Njena magnituda šeta od 3.43 mag do 5.1 mag, i verovatno je arapsko ime Erakis dobila u momentu kad je češki astronom Antonin Bečvar pravio svoj zvezdani katalog. Međutim, izgleda da je tu došlo do zabune: sasvim je sigurno da je μ Cephei pomešao sa μ Draconis koja ima arapsko ime Al Raqis.


Ovde se vidi da je crvena zvezda okružena velikom većinom uglavnom plavih zvezda. I upravo zbog toga je ova zvezda širom astronomskog sveta poznatija pod drugim imenom: Heršelov Granat. Engleski astronom je prvi dao opis "very fine deep garnet color", što bi se (malo slobodnije) prevelo kao tamnocrvena boja dragulja poznatog pod imenom granat. U crno-belom univerzumu vizuelne astronomije ovakvo nebesko telo svakako privlači pažnju. Inače ova zvezda se nalazi na samoj granici emisione magline IC 1396 koja je i sama crvene boje, ali se maglina vizuelno praktično ne vidi. Čak i na ovim fotkama nemodifikovanim aparatom nema ni traga crvenkastom sjaju jonizovanog vodonika. Takođe Herschell je naveo da je ovo u svojoj okolini najlepši objekt, kao i preporučio da se prethodno neko vreme gleda bela zvezda, kao što je Alpha Cephei u neposrednoj blizini, pre nego što se teleskop okrene ka Granatu. U njegovo doba su postojale relativno detaljne zvezdane karte ali je Herschell bio ipak začuđen činjenicom da je ova zvezda dotad često bila izostavljana od strane kartografa. A neko vreme nakon toga, sveštenik Giuseppe Piazzi je u svom Palermo katalogu ovu zvezdu prvi nazvao Heršelov Granat.

Promenljivost ove zvezde je i bukvalno promenljiva kategorija... Period oscilacije u sjaju iznosi od 100 dana do 13 godina. Zbog toga je ova zvezda svrstana u polupravilne promenljive (semiregularne varijabilne) a nekad je važila i kao prototip cele klase polupromenljivih koja se danas označava kao SRc klasa: to su generalno nadgiganti klase M, C i S sa amplitudama od oko jedne magnitude i periodom oscilacije sjaja od 30 dana do više hiljada dana. Možda je interesantno napomenuti da se radi o crvenim gigantima, karbonskim zvezdama i svim prelaznim tipovima između ove dve spektralne klase - dakle, crvena boja je nešto što je njihova osnovna karakteristika. Boja pre svega potiče iz činjenice da se radi o rasplinutim gigantima čiji su spoljni slojevi male gustine (kad zvezda pređe neku granicu prečnika onda se spoljni slojevi toliko udalje od centra mase da ih gravitacija dosta slabije drži) a ujedno i male temperature. Površina ovih zvezda ne prelazi 3700K a često je dosta ispod te granice. Inače prečnik zvezde Granat je negde između prečnika Jupiterove i Saturnove orbite - to je jedna od nekoliko najvećih zvezda za koje znamo da postoje. Drugi razlog je činjenica da kod karbonske zvezde ili zvezde klase S postoji dosta ugljenikovih jedinjenja u spoljnim slojevima i to putem apsorpcije utiče da zvezda dobije intenzivniju crvenu boju.

Još malo o boji zvezde. Pošto u mnogim katalozima nedostaju podaci o spektru neke zvezde, naročito onih tamnijih, podatak koji uvek možemo naći je B-V indeks. U pitanju je razlika između magnitude zvezde u B (plavom) i V (zelenom) filteru. Ako je ta razlika negativna - zvezda je plava a ako je razlika pozitivna onda je zvezda crvena. Dakle, indeks se kreće od -0.33 za O klasu (plave) do +1.40 za M klasu (crvene zvezde). Na sredini su bele zvezde A klase sa indeksom približno 0. U principu čak i temperatura zvezde se može okvirno izračunati samo iz B-V indeksa - toliko je ovo u praksi koristan podatak. Koga interesuje kako neka potraži Ballesteros formulu.
Granat ima B-V indeks od +2.35. To je samo malo manje od zvezde La Superba iz sazvežđa Canes Venatici koja ima indeks +2.5. La Superba (u prevodu "prelepa") je ime koje je zvezda dobila od fratra koji je polovinom XIX veka posmatrao zvezdu - Angelo Secchi je bio očigledno fasciniran bojom odnosno kontrastom crvene zvezde i njene pozadine.
U poređenju sa standarnim zvezdama crvene boje koje su vidljive golim okom ovo su rekordne vrednosti. Primera radi, Antares ima indeks +1.83 a Betelgejz +1.85; u poređenju sa Granatom ove zvezde nisu crvene već narandžaste.

Osim toga, postoji još jedan fenomen vezan za boju promenljivih. Zvezde koje se bliže svom minimumu postaju intenzivnije obojene, u ovom slučaju Granat postaje tamnocrven dok je u maksimumu više narandžast. Ako pogledamo izmerenu magnitudu onda je jasno da ova zvezda trenutno više vuče na narandžasto.

O fizičkim parametrima ovog džina se danas neuporedivo više zna nego u Herschell-ovo vreme. Primera radi, Herschell zasigurno nije mogao da zna da ova zvezda ima oko sebe sferu izbačenih gasova prečnika 6 sekundi. To nije bilo moguće ni videti ni snimiti sve do danas; čak sfera u unutrašnjosti prelazi u torus koji podseća na akrecioni disk. Ova materija se jednim delom sastoji i iz vode što je poseban kuriozitet.

Evo koliko je 6 ugaonih sekundi na snimku - to je crvena crtica ispod zvezde:


Udaljenost do Granata nije precizno izmerena. Kad je leteći teleskop u orbiti poznat kao Hipparcos krenuo da izmeri paralaksu ove zvezde ispalo je da se vrednost graniči sa vrednostima greške tog sistema. Godišnja paralaksa je, naime, veličina prividnog pomeranja zvezde u vidnom polju za period od 6 meseci. Pošto je poluprečnik putanje Zemlje 1 AU, mi zapravo merimo pomeranje neke zvezde uz promenu pozicije od dve astronomske jedinice. I u tom slučaju se nama najbliža zvezda, Proxima Centauri, pomeri za jedva nešto više od 0.7 ugaonih sekundi u odnosu na nebesku pozadinu. A Granat se, po Hipparcos-u, pomeri za 0.55+/-0.20 miliarcsec. Dakle, preko hiljadu puta manje - i to nam daje priliku da izračunamo distancu koja onda iznosi 1333-2857 parseka, odnosno sredina bi bila 1800 parseka. To je 6 hiljada svetlosnih godina.
Ako ovu zvezdu uporedimo sa Betelgejzom koji ima paralaksu 5.07 miliarcsec onda dolazimo do distance Betelgejza od 650 svetlosnih godina. A pošto je pre sto godina i prečnik ove zvezde direktno izmeren, zapravo ne direktno već putem (tada veoma primitivne) interferometrije, i iznosi 0.055 ugaonih sekundi - jasno je kolika je veća udaljenost Granata, budući da je njegov prividni prečnik 0.021 arcsec; što jasno ukazuje i koliko je Granat veća zvezda budući da je od Betelgejza udaljeniji 4.5 puta.

Inače parsek se definiše kao ona udaljenost na kojoj je godišnja paralaksa posmatranog objekta tačno jednu ugaonu sekundu. To bi onda prevedeno bilo 3.26 svetlosnih godina.

Temperatura površine μ Cephei je procenjena na 3750K. Na jednoj trećini prečnika zvezde udaljenosti od površine se nalazi omotač usijanih gasova temperature 2000K, a spolja od toga se nalazi omotač vode i prašine otprilike do udaljenosti od četiri prečnika zvezde.

Smatra se da je zvezda Granat veoma blizu toga da opravda svoje ime koje je dobro poznato u artiljeriji. Već neko vreme ova masivna zvezda pretvara helijum u ugljenik (stadijum do kog zvezde glavnog niza nikad ne stignu, budući da one iz vodonika stvaraju helijum). Ova evolucija elemenata u jezgru će se odvijati sve dok fuzija ne stvori dovoljno gvožđa, a onda će teško gvožđe unutar zvezde usled svoje mase kolabirati samo u sebe. To je onda supernova i preovlađuju mišljenja da je masa Granata sasvim dovoljna da ostatak eksplodirane zvezde ima sve predispozicije da postane crna rupa. Osim toga, pre eksplozije supernove teorijski modeli predviđaju da ovaj crveni nadgigant treba prvo da pređe u fazu plavog giganta usled brzog gubitka mase.

10.07.2017.

VATROMET USRED LETA

Osim za 4. juli vatromet leti možete videti i na nebu. Konkretno na granici sazvežđa Cepheus i Cygnus se nalaze otvoreno jato i galaksija, veoma blizu jedno drugom, koji mogu biti interesantni. Jato ko jato, malo zbijeno i ništa posebno a galaksija podseća na dečiju vrtešku. Ili na meksički vatromet u obliku vrteške.


Sever je dole. Za ovaj snimak je bilo potrebno 31 snimak po 30sec na ISO1600; ako to uporedite sa ovim snimkom iz 2011g (koji ima više nego duplo vreme izlaganja) videćete da se u međuvremenu ipak napredovalo. A možda i nije: stari snimak je od kuće a novi sa planine.

Jato je NGC6939 i njegovo traženje je išlo preko najsjajnijih zvezda Cefeja (Beta > Alfa > Eta, a zatim jednakostranični trougao sa Eta i Teta) i veoma brzo sam u vidnom polju teleskopa pronašao svetlu mrljicu. Sa padina Crnog Vrha odnosno nekih 390 mnv jato se relativno lepo videlo. Čak su neke zvezde bile i razlučene, što je i logično jer po Herschell-u njihove magnitude počinju od 11mag i idu do 16mag. Nekoliko tih zvezda je plivalo u velikoj maglini koju su činile nerazlučene zvezde i sveukupno to je doprinosilo ukupnom sjaju objekta od 7.8mag.


Ovo je isečak u punoj rezoluciji, snimak je rotiran tako da je sever levo. Vidi se koma usled toga što je jato bilo na samoj periferiji kadra.
Nakon što sam pronašao jato ostalo je još da se kamera rotira u fokuseru tako da obuhvati i drugi objekat koji je i bio glavni cilj te večeri. A taj glavni cilj nije bilo moguće videti - kraci galaksije su apsolutno vizuelno nevidljivi u mom teleskopu. Centar galaksije je mogao da se neubedljivo detektuje ali centriranje kadra je obavljeno ipak metodom 30sec na ISO3200 i postupkom probaj-pogledaj-pogreši-koriguj.

Galaksija NGC6946 nosi naziv Vatromet iz dva razloga: prvi je taj što upadljivo liči na meksički castillo vatromet. Međutim, drugi razlog je mnogo spektakularniji: ni u jednoj galaksiji u poslednjih sto godina nije zabeleženo deset eksplozija supernova kao u ovoj.To daje lep prosek od jedne supernove po deceniji što garantuje da lovci na supernove imaju razlog da sistematski prate na prvom mestu ovu galaksiju. Zadnja supernova je bila uočena 2008. godine, što znači da se upravo navršila decenija, i - upravo tad je kolega amater Patrick Wiggins iz Jute rutinski sklonio pokretni krov sa svoje kućne opservatorije. Imao je sreće i snimio je prvi supernovu, nekoliko sati pre kolege Japanca čiji je jedini nedostatak bio što je lociran na pogrešnoj strani Pacifika. Onoj zapadnoj.


Udaljenost od nas do ove galaksije je oko 22 miliona svetlosnih godina. A prave dimenzije nam otkrivaju da se radi o galaksiji prečnika 40 hiljada svetlosnih godina, odnosno jednoj trećini u odnosu na prečnik naše galaksije. Budući da je svetlost supernove tačno toliko dugo putovala kolika je udaljenost, možemo da zaključimo da se eksplozija desila na samom početku miocenske epohe, kad su trava i alge osvajale kopno i more. Majmuni su lagano evoluirali u gomilu vrsta i podvrsta a mi smo tad potpadali još uvek pod šimpanze. Okean Tethys, smešten između Evrope i Afrike, lagano se zatvarao i ostavio veći deo Balkana potopljenim u razuđeno more poznato kao Paratethys. Praktično 95% današnjih biljaka semenica je nastalo odnosno evoluiralo početkom Miocena - i tada se desila supernova koja praktično nikakve veze nema sa tim događajima iz prošlosti naše planete. Osim što nas podseća na veličinu svemira.

Dakle, galaksija Vatromet je smeštena veoma blizu ravni Mlečnog Puta i samim tim je sjaj ove galaksije umanjen kroz ekstinkciju. Ovo se i videlo u obradi, budući da je galaksija u potpunosti bila zelenožuta. Teorija kaže da je ekstinkcijom mnogo više obuhvaćena plava boja u spektru u odnosu na crvenu. U praksi se to manifestuje kroz crvenkastu boju objekta, dok zelena potiče od plave. U obradi sam morao posebno da nalazim gray point za celu sliku odnosno pozadinu, a posebno za galaksiju. Ali ne isključujem ni činjenicu da 40d i Iris imaju specifičan način saradnje koji se odlikuje pojačavanjem zelenog kanala - svakako se ne usuđujem na višesatno eksperimentisanje da bih to u praksi dokazao i rešio. Možda tu igra ulogu svetlosno zagađenje (vrlo često u zelenom kanalu) a možda i airglow u visokoj atmosferi. A možda je i do arhitekture CMOS-a: ima duplo više zelenih nego plavih i crvenih piksela, pa ne isključujem mogućnost da Iris generalno lošije sarađuje sa bojama nemodifikovanih aparata.

Da pogledamo boju supernove.


Na ovom uvećanom isečku je saturacija neprirodno dignuta. Rezultat je da je supernova iste boje kao i galaksija, odnosno da se njen udarni talas stabilizovao na nekoj distanci od zvezde i da brzina udarnog talasa nije velika kao u prvim satima nakon eksplozije. U suprotnom, imali bismo plavi Doplerov pomak usled brzog širenja talasa ka nama, negde oko 10% brzine svetlosti, nešto što sam već imao prilike da detektujem. Evo linka.

Dakle, NGC6946 spada u veoma produktivne galaksije (starbust galaxy). Reč je o galaksijama koje u veoma kratkom vremenskom intervalu za galaktička merila stvaraju nove mlade zvezde, od kojih su mnoge masivne i mnoge samim tim veoma brzo završavaju svoju karijeru kroz supernove. Sa veće distance takve galaksije se uočavaju kroz učestale eksplozije supernova. Okidač za ovako nešto skoro uvek je gravitacioni potres: prolazak jedne galaksije pored druge ili klasično stapanje. U oba slučaja videćemo gravitacione repove ili čitave potoke zvezda koji povezuju obe galaksije.

Već je napomenuto da se u ovoj galaksiji eksplozije dešavaju često, a od deset dosadašnjih zabeležena je čak i jedna ekstremno retka vrsta: neuspešna supernova. Za sada postoje samo dva kandidata za ovu egzotičnu kategoriju, a jedan je otkriven 2009g u ovoj galaksiji. Radi se o crvenom nadgigantu magnitude 21, sa 25 solarnih masa koji je, činilo se na početku, eksplodirao kao supernova. Međutim, vrlo brzo je dotična zvezda nestala sa vizuelnog spektra, dok je u momentu eksplozije magnituda iznosila oko 18. Danas se smatra da je ova zvezda veoma brzo nakon inicijalne eksplozije prešla u crnu rupu koja je usisala najveći deo odbačenih spoljnih slojeva. Teorija kaže da je moguće da masivna zvezda pređe direktno u stadijum crne rupe, bez ikakve vidljive eksplozije, ukoliko je dovoljno masivna. U tom slučaju bi se ovaj događaj detektovao samo pomoću gravitacionih talasa, pošto neuspešna supernova u tom momentu ne emituje ništa drugo. Međutim, postoji dosta primera eksplozije supernova sa masom iznad 17 solarnih (neka donja granica za neuspešne supernove) koje su eksplodirale i uopšte pritom nisu bile neuspešne. Pritom sve one nastaju kolapsom gvozdenog jezgra a ostatak može biti neutronska zvezda, crna rupa ili čak može biti da nema ostatka (u tom slučaju postoji masivna erupcija gama zraka). Danas zapravo uopšte ne poznajemo mehanizam koji dovodi neke zvezde do uspešne, a neke iste mase do neuspešne supernove. Novi teorijski modeli se čekaju.

Povratak na ovogodišnju supernovu. Napravio sam blink-komparator od dva snimka - jednog ovogodišnjeg iz polovine juna kad je supernova bila stara 36 dana, i drugog iz 2011. godine. Oba snimka su prebačena u monohromatski 32-bitni mod uz potpuno istu obradu (levels samo). Osim što se da primetiti da je 20d zabeležio svetliji fon neba, vrlo logično za Končarevo; što je fokus sa tim aparatom mnogo teže postići i održati, stvar koja me je prilično začudila se odnosi na neslaganje dimenzija slike. Kad se oba snimka dovedu na istu rezoluciju opet ostane minimalno neslaganje koje se mora korigovati, a budući da je korišten potpuno isti teleskop, ostaje samo razlika u dimenzijama senzora. I gle: 20d ima u dlaku veću površinu senzora u odnosu na 40d i novije - tačno onoliko koliko je dovoljno da neupućenog astrofotografa uhvati panika.


Ako primetite da su se neke zvezde za 6 godina pomerile, naročito ona sjajna na polovini puta do ruba kadra u pravcu 7h od centra galaksije - varate se. Njeno godišnje kretanje je 8.8 miliarcsec u Dec osi, a tamnije zvezde dole od nje -18.8miliarcsec. Ovo razilaženje u suprotnim pravcima treba sabrati i pomnožiti sa 6, ukupno dobijamo 165.6 miliarcsec, odnosno 0.17 uglovnih sekundi pomaka. Pošto moja ljubljena dvadesetica ima rezoluciju od 1.76 sekundi po pikselu, na kraju ispada da je pomak jedna desetina piksela. Ja lično mislim da je nemoguće detektovati taj pomak sa ovako nepreciznom kolimacijom, komom, atmosferom i fokusom - radi se pre svega o optičkoj iluziji. Mada zvučalo bi veoma interesantno da je zabeležen pomak.

Sledi naredno poluvreme.
Odabrao sam dve referentne zvezde iz Variable star ploter-a organizacije AAVSO, hvala im na besplatnoj podršci, i to je obeleženo na sledeći način:

1 - supernova Sn 2017eaw
2 - referentna zvezda magnitude 13.438
3 - referentna zvezda magnitude 14.540


Defokusirao sam blago, snimio 18 snimaka od 30sec i dobio interesantne krive. Pre svega da razgraničimo da su ovo zvezde koje se na pojedinačnim snimcima teško uočavaju zahvaljujući svom slabom sjaju. Na steku je to potpuno drugačije, ali mene interesuju pojedinačni snimci. Sasvim je sigurno da to do jedne mere utiče na preciznost, ali razlog oscilacija svakako se ne krije samo u toj činjenici. Krive sjaja supernove, prva u odnosu na prvu i druga u odnosu na drugu zvezdu:



Oscilacije od 0.6mag nisam baš očekivao, ali to je verovatno do atmosfere - ne znam da li bi tu igrala ulogu periodična greška - autor Irisa kategorično tvrdi da ne igra.

Dakle, kad se sve preračuna (prosečan sjaj u odnosu na prvu, pa u odnosu na drugu zvezdu, pa prosek) supernova je 19. juna imala sjaj od 13.349mag.

01.07.2017.

PRIKAZ LETNJEG SAZVEŽĐA - ŠKORPIJA

Ovde je zapravo reč samo o jednom delu sazvežđa Scorpius, odnosno o njegovom severnom delu koji čini klešta ovog insekta. Inače je reč o sazvežđu koje (za razliku od skoro svih drugih) zaista liči na ono šta predstavlja i ovaj raspored sjajnijih zvezda na južnom nebu ostaje duboko upečatljiv.


Pomoću pedesetice je snimljeno 9x3min, ISO1600, f4.0. Sve sjajnije zvezde su malo naglašene da bi oblik sazvežđa bio očigledan tako da ovo nisu njihove realne magnitude.

Smatra se da je velika većina zvezda u Mlečnom Putu nastala unutar OB asocijacija. Ove asocijacije predstavljaju jata mladih veoma sjajnih zvezda O i B klase kojih u proseku ima najviše stotinak, uz više stotina ili hiljadu pratećih zvezda srednje ili male mase. Ova jata nastaju unutar velikih molekularnih oblaka i kad se desi da te asocijacije razveju prašinu i gas odnosno ostatke molekularnog oblaka - jato zasija punom snagom.
Međutim, pošto se ove asocijacije sastoje iz vrlo problematičnih O zvezda, sudbina asocijacije ulazi u sledeću fazu. Posle približno milion godina bele i veoma tople O zvezde završavaju svoj život kao supernove i od njih nastaju neutronske zvezde ili crne rupe. Ovakve eksplozije dodatno utiču na kondenzaciju okolnih molekularnih oblaka i tako se ciklus nastanka zvezda u jednom delu galaksije u suštini kontinuirano nastavlja.

Koja je najbliža nama OB asocijacija? Gledate u nju.
Asocijacija Scorpius-Centaurus (skraćeno Sco-Cen ili Sco OB2) je udaljena po procenama oko 400-450 svetlosnih godina i ima isto toliko (za sad) izbrojanih članica. Sve u svemu, ovaj gigantski zvezdani savez se sastoji iz tri dela (Scorpius, Centaurus-Lupus i Centaurus-Crux) od kojih se veći deo nalazi vidljiv sa južne hemisfere a manji deo obuhvata sazvežđe Škorpije. Procenjuje se da se ovde nalazi ukupno 1-2000 zvezda, od najmasivnijih do granice fuzije vodonika (smeđi patuljci).
Sudbina najsjajnijih O i B zvezda je da sagore u eksplozijama supernove, i to se svakako dešavalo u proteklom periodu. Primera radi, u okeanskoj kori Pacifika je pronađena vrlo egzotična forma izotopa gvožđa: 60Fe. Smatra se da ta forma nema svoje poreklo unutar Sunčevog sistema već isključivo nastaje u stelarnim eksplozijama. Vreme poluraspada je 2.6 miliona godina tako da se procenjuje da je neka supernova pre 3 miliona godina eksplodirala u bliskom komšiluku i napravila pleistocensko izumiranje vrsta svojim UV zračenjem. Kandidat za lokaciju supernove je skoro stoprocentno Sco OB2 asocijacija.

Da se radi o jedinstvenoj grupaciji zvezda pokazao je satelit Hipparcos. Taj satelit je u suštini bio leteća opservatorija sa samo jednim teleskopom - u pitanju je bio Schmidt reflektor f-odnosa 4.8 i aperture samo 11 inča (29cm). Ali to je itekako bilo dovoljno za merenje razlike sa stoprocentnom sigurnošću od neverovatnih 0.002arcsec, nešto što je oko 400x ispod teorijske rezolucije mog teleskopa a verovatno 800x ispod praktične rezolucije imajući u vidu atmosferske turbulencije.
Dakle, dotični Schmidt je radio u vidljivom opsegu, imao je podeljeno primarno ogledalo koje je davalo dve slike, svaka dimenzija 1x1 ugaoni stepen. U fokusu teleskop je koristio sistem koji podseća na rešetku sastavljenu iz 2688 linija. Odstojanje među linijama je bilo 1.2 ugaonih sekundi, odnosno 8.2 mikrometra (hiljadita dela milimetra). Unutar ovog polja se kretao detektorski sistem, tzv disektorska cev (nešto slično starom televizijskom detektoru), prečnika 38 arcsec. Merenje fazne razlike plus sistem rešetki je davao preciznost koja je išla standardno za merenje, već napomenuto, do 0.002 arcsec a u praksi duplo bolje - do 0.001 arcsec.

Dakle, zahvaljujući Hipparcos-u mi znamo da sve zvezde unutar Sco OB2 asocijacije imaju prilično koherentno kretanje: 0.02-0.04 arcsec godišnje. Prosečna brzina svih zvezda je u odnosu na Sunce negde oko 20km/sec, sa međusobnim razlikama koje ne prelaze 1-2 km/sec.

Najsjajnije zvezde severozapadnog dela Škorpije su ovde obeležene:


Alpha - Antares, u prevodu Aresov protivnik (Ares je grčki naziv planete Mars); crveni nadgigant koji predstavlja jednu od najvećih zvezda koje možemo videti. Njegova površina bi se nalazila negde između Jupitera i Saturna da se kojim slučajem nalazi na mestu Sunca. Na distanci od 550 svetlosnih godina od nas, ovom džinu se može bez nekih većih problema meriti prividni prečnik - 41 miliarcsec. Naravno da ovo nije moguće izmeriti direktnim pogledom kroz teleskop, već merenjem trajanja Antaresove okultacije Mesecom. Tom prilikom se može uočiti i mali pratilac magnitude 5.5 i separacije nešto ispod 3 sekunde. Starost Antaresa se procenjuje na 12 miliona godina a budućnost će biti vesela: u narednih stotinak hiljada godina nas očekuje eksplozija supernove. Antares je ujedno i spora iregularna promenljiva, njegov sjaj lagano varira od 0.6 do 1.6mag.

Beta - višestruki sistem sastavljen iz tri para sa ukupno šest zvezdi. Naravno, u teleskopu mi vidimo samo dve zvezde na odstojanju od 13.5 sekundi (jedan Saturnov prečnik, ako se ne računaju prstenovi), a hijerarhija je malo čudna: dva para (A i B) i (C i E) imaju komponente koje se dalje dele na dodatne parove: Aa i Ab, i Ea i Eb.

Delta - dvojna zvezda koja je nekad služila kao spektroskopski standard za B0 IV zvezdanu klasu. Međutim, za komponentu A se ustanovilo da je u pitanju promenljiva tipa Gamma Cass, ondosno spora promenljiva koja menja sjaj u opsegu od, najčešće, samo nekoliko stotih delova magnitude. Mehanizam promene sjaja je zaklanjanje zvezde od strane gasnog materijala odbačenog iz ekvatorijalnih regiona (cirkumstelarni disk). Prosečna magnituda Delte je oko 2.3mag, ali je imala provale sjaja od jula 2000.g. i do 1.6mag. Oscilacije mogu da budu nagle i da ih primete čak i posmatrači golim okom, poredeći sjaj Delte sa okolnim zvezdama.

Ni - sedmostruki zvezdani sistem, jedan od samo dva do sad poznata. Inače ove zvezde obasjavaju plavičastu refleksionu nebulu koja se ponekad zove i Blue Horsehead. Sistemi višeg reda su veoma retki jer su u suštini jako nestabilni u toku dužeg vremenskog perioda. Hijerarhija ide ovako: dve zvezde, Aa i Ab kruže oko zajedničkog centra mase. Zajedno sa njima zvezda Ac kruži oko drugog centra mase, a sve to zajedno sa zvezdom B kruži oko još većeg centra mase. E, to je samo polovina sistema: sa druge strane sličnu hijerarhiju imaju i C, Da i Db zvezde.

Omikron - mlada bela gigantska zvezda klase A4. Na osnovu merenja distance i kretanja ovo je jedna od retkih zvezda u ovom sazvežđu koja nije član Sco OB2 asocijacije, već sasvim sigurno predstavlja pozadinsku zvezdu.

Pi - trostruki sistem koji čine dve B beloplave zvezde, i one predstavljaju eklipsni sistem Beta Lyrae tipa. Treća je 12.2mag patuljak koji obilazi na velikoj distanci oko ovog para, i patuljak se može videti u teleskopu na distanci od oko 50arcsec, dakle, nešto više od jednog Jupiterovog prečnika. Inače glavni par je nemoguće razdvojiti jer obe zvezde orbitiraju na 15 Sunčevih prečnika jedna od druge, i obiđu oko zajedničkog centra mase za dan ipo.

Rho -  slična priča kao i Pi. Jedan par u centru kompleksa predstavlja ono što vidimo i obeležavamo kao komponentu A. Reč je o spektroskopski dvojnoj zvezdi sa orbitalnim periodom od 4 dana, a spektar ukazuje na beloplavog subgiganta B klase. Oko tog para kruži komponenta B, magnitude 12.8, na distanci od 38.4 arcsec.

Sigma - višestruki sistem koji u svojoj osnovi ima par B zvezda, međusobno udaljenih pola ugaone sekunde, plus patuljak na 20 ugaonih sekundi. Patuljak nije problem ali tih pola sekunde je stvar za diskusiju. Inače to je skoro duplo više od prečnika Kasinijeve razdelnice na Saturnovim prstenovima, koju inače i manji teleskopi iole prihvatljivog kvaliteta mogu da prikažu na većim uvećanjima. Ali nemojte da vas to zavara: hiperkontrastna Kasinijeva razdelnica nije isto što i dve zvezde sličnog sjaja, pa još na uobičajenih jagodinskih 20 stepeni iznad horizonta. U prevodu, ne očekujte vizuelno razdvajanje osim ako nemate veliki dobson reflektor.

Tau - za promenu, zvezda koja nema pratioce (ili oni zasad nisu otkriveni). Gigant sa spektralnim karakteristikama B-zvezde gde se u spektru primećuje trostruko jonizovani kiseonik. Period rotacije oko sopstvene ose je malo duži - 41 dan.

Omega - ovde postoji mala neuobičajenost. Zapravo dve zvezde sličnog sjaja (3.95 i 4.32mag) nose oznaku Omega 1 i Omega 2 - ne znam da li je lično šef kataloga, Johanes Bayer, ondgovoran za ovo ali je očigledno da se dve omege i golim okom vide kao posebne zvezde. Udaljenost je 0.24 stepena, što je nešto manje od punog Meseca na nebu. Omega 1 je pulsirajuća cefeida sa 15 pulsacija dnevno, a Omega 2 je žuti gigant G-klase za koji se pretpostavlja da je promenljiva.

Sledi pregled nekoliko interesantnih deepsky objekata, konkretno jata, koja bi mogla biti interesantna meta za dvoglede i teleskope.


M4 - džinovsko zbijeno jato koje na nebu, računajući sve članice, ima prečnik punog Meseca. Već u dvogledu se vidi svetla mrljica a srednje veliki teleskop otkriva da se preko centra jata pruža linija od nekoliko sjajnijih zvezda magnitude oko 11. Za sada su sa sigurnošću identifikovane dve populacije zvezda u M4, što je jedinstven slučaj jer zbijena jata po pravilu imaju samo jednu populaciju. Više generacija imaju male galaksije ili, pretpostavka, jato koje u tački putanje najbližoj centru galaksije, periapsisu, pretrpi gravitacioni šok i krene da stvara novu populaciju. Jato je staro 13 milijardi godina.

NGC6144 - upadljivo manje zbijeno jato od prethodnog. Ko ovo jato posmatra teleskopom savet je da koristi što veće uvećanje, kako bi se izbacio Antares iz kadra. Pa čak i onda postoje šanse da se u teleskopu jave refleksije. Ukupan sjaj jata je oko desete magnitude, dok su pojedinačne zvezde magnitude 14 što za razdvajanje traži veliki teleskop - naročito ako se posmatra iz umerenih geografskih širina.


M80 - na snimku samo tačkica, u dvogledu mutna zvezdica osme magnitude, u teleskopu zbijeno (zatvoreno) jato  prividnog prečnika 10 minuta. Fizički prečnik je 94 svetlosne godine, nekoliko stotina hiljada zvezda je nagurano u tu sferu pa se ovo računa u jedno od najkompresovanijih zatvorenih jata u našoj galaksiji. Tolike zvezde, pa mora i neka kataklizma da se desi: godine 1860 je uočena nova, označena kao T Scorpii. Na vrhu sjaja je imala magnitudu 6.8 i time je premašivala sjaj čitavog matičnog jata za jednu magnitudu.

I na kraju podsetnik: ovo sazvežđe kulminira na jugu u prvoj polovini noći i tako će biti sve do septembra.