Antares

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Antares (dezambiguizare) .
Antares A / B
Antares.jpg
Antares luminează gazele din jur
Clasificare supergigant roșu
Clasa spectrală M1,5Iab / B2,5V [1]
Tipul variabilei buton semi-regulat
Distanța de la Soare 604 de ani lumină
Constelaţie Scorpionul
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă 16 h 29 m 24.460 s [1]
Declinaţie -26 ° 25 ′ 55.209 ″ [1]
Lat. galactic 15,06 °
Lung. galactic 351,95 °
Date fizice
Diametrul mediu ~ 1.185 miliarde km
Raza medie ~ 838 [2] / 5,2 [3] R⊙
Masa
15 / 7,2 [3] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață 0,17 log g
Perioada de rotație ~ 12 ani
Viteza de rotație v × sin i = 10 km / s
Temperatura
superficial		 3.450 [2] / 18.500 (medie)
Luminozitate
90.000 [2] / 2750 L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 1,87
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +1,07
Magnitudine abs. -5,28
Parallax 5,40 ± 1,68 mase [1]
Motocicletă proprie AR : -10,16 mase / an
Dec : -23,21 mas / an [1]
Viteza radială -3,4 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Calbalacrab, α Scorpii , 21 Sco , HD 148478, HIP 80763, SAO 184415, WDS 16294-2626
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 16 h 29 m 24,46 s , -26 ° 25 ′ 55,209 ″

Antares ( IPA : / anˈtares / [4] [5] ; α Sco / α Scorpii / Alfa Scorpii , numită și Calbalacrab ) este cea mai strălucitoare stea din constelația Scorpionului . Cu o magnitudine aparentă de +1,07, este și cea de-a șaisprezecea cea mai strălucitoare stea din întreaga boltă cerească .

Antares este un supergigant roșu situat la aproximativ 600 de ani lumină de sistemul solar ; având o rază de aproximativ 850 de ori mai mare decât a Soarelui , este una dintre cele mai mari stele cunoscute .

Observare

Carte constelație Scorpion .

Antares este ușor de identificat în centrul constelației Scorpionului. În special, culoarea sa roșu-portocalie iese în evidență printre stelele strălucitoare care îl înconjoară, care sunt aproape toate albastre. Cu trei dintre acestea, și anume β Scorpii , δ Scorpii și π Scorpii , Antares formează asterismul cunoscut sub numele de Marele Cârlig .

Fiind situat la 26 ° sub ecuatorul ceresc , Antares este o stea a emisferei sudice . Cu toate acestea, posibilitățile sale de observare în emisfera nordică sunt destul de largi. De fapt, este observabil până la paralela 64 N, adică aproape până la cercul arctic . Doar o mare parte din Groenlanda , regiunile cele mai nordice ale Canadei și Rusiei , precum și Islanda și părți din Suedia și Norvegia sunt excluse. Cu toate acestea, în regiunile nordului Europei, sudul Canadei și centrul Rusiei, va apărea foarte jos la orizontul sudic și vizibil doar pentru câteva ore. Posibilitățile de observare se îmbunătățesc pe măsură ce vă îndreptați către regiunile temperate și tropicale din emisfera nordică. Pe de altă parte, aceeași declinare implică faptul că Antares este circumpolar doar la sud de paralela 64 S, adică numai în regiunile continentului antarctic .

Antares este una dintre cele patru stele de prima magnitudine care sunt plasate la o distanță egală sau mai mică de 5 ° de ecliptică , celelalte trei fiind Aldebaran , Regulus și Spica . Din acest motiv, ocazional este ascuns de Lună și, mai rar, de planete . În fiecare an, pe 2 decembrie , Soarele tranzitează 5 ° nord de Antares. În consecință, cele mai bune luni pentru observarea acestei stele sunt cele în care Soarele se află pe partea opusă eclipticii , adică cele corespunzătoare verii nordice. În special în săptămânile de la sfârșitul lunii mai și începutul lunii iunie, Antares este vizibilă pentru toată noaptea. Dimpotrivă, în săptămânile de la sfârșitul lunii noiembrie și începutul lunii decembrie Antares nu este deloc vizibil din cauza soarelui foarte apropiat; această perioadă de invizibilitate durează mai mult în emisfera nordică decât în ​​cea sudică, datorită declinării sudice a stelei.

Mediul galactic

Grupul superior Scorpion . Antares se remarcă prin culoarea roșu-portocaliu.

Antares este probabil parte, la fel ca multe stele strălucitoare din constelația Scorpion, din asociația stelară Scorpius-Centaurus , cea mai apropiată asociație OB de Pământ . Această asociație este foarte extinsă, fiind alcătuită din probabil 1.200 de stele cu mase egale sau mai mari de 15 M ☉ . S-au format într-un timp cuprins între 5 și 17-22 milioane de ani. Cele mai masive stele din asociație probabil au explodat deja în supernove , ceea ce a dat naștere unor fenomene suplimentare de formare a stelelor.

Asociația Scorpius-Centaurus este împărțită în trei subgrupuri de stele, numite Scorpion superior, Centaur superior -Lup și Centaur inferior-Cruce . Antares face parte din primul dintre aceste subgrupuri, cunoscut la fel ca Asociația Antares . Atribuirea lui Antares acestui subgrup a fost mult timp nesigură din cauza calculului dificil al distanței față de stelele atât de îndepărtate. Observațiile făcute prin satelitul Hipparcos par să confirme apartenența lui Antares la această sub-asociere [6] [7] . Dacă Antares face cu adevărat parte din subgrupul superior Scorpion, atunci este în prezent una dintre cele mai masive și evoluate stele ale subgrupului, dacă nu chiar cea mai masivă dintre toate [7] .

Distanța până la Antares este în prezent calculată la aproximativ 600 de ani lumină [8] , în timp ce distanța medie a subgrupului superior Scorpion este de aproximativ 520 de ani lumină [6] . Antares ar fi, așadar, unul dintre membrii acestui grup cel mai îndepărtat de noi.

Norul Rho Ophiuchi . În partea de jos a fotografiei puteți vedea Antares roșu.

Antares este situat într-o regiune galactică plină de nori de gaze . În special, Antares luminează porțiunea cea mai sudică a norului Rho Ophiuchi , un nor molecular gigant care se extinde între constelațiile Scorpionului și Ophiuchus . [9] Această porțiune se află între noi și stea și este iluminată de Antares, luând aceeași culoare roșiatică care caracterizează această stea. Alte regiuni ale norului, pe de altă parte, sunt iluminate de stelele albastre care înconjoară Antares și capătă această culoare, creând un contrast deosebit.

Caracteristici

Clasificarea și temperatura suprafeței

Antares este clasificat ca stea de tip M1.5 Iab [1] . Cu toate acestea, aceasta este doar cea mai răspândită clasificare: Antares a fost, de asemenea, clasificat ca aparținând clasei M0.5 Iab [10] sau acelui M1.5 Ib [11] . Clasa spectrală M adună stelele de culoare roșie, cu temperatură scăzută a suprafeței . Într-adevăr, Antares are o temperatură de suprafață de 3.600 ± 150 K [12] . Această valoare poate fi comparată cu cea a Soarelui, care este în schimb de aproximativ 5.800 K. Antares are, prin urmare, o temperatură de suprafață de 2.200 K mai mică decât cea a Soarelui.

Clasa MMK I , pe de altă parte, colectează stele supergigante . Acestea sunt stele foarte masive și foarte strălucitoare , având o stare evolutivă avansată, care și-au mărit volumul la dimensiuni enorme. Această clasă a fost împărțită în două subclase marcate ca a și b : prima colectează cei mai strălucitori supergiganți, a doua pe cei mai puțin strălucitori. Antares este situat la jumătatea distanței dintre cele două subclase și i s-a atribuit abrevierea ab .

rază

Comparație între dimensiunile lui Antares, Arthur , Soarele și orbita lui Marte

Una dintre cele mai semnificative caracteristici ale lui Antares este dimensiunea enormă, atât de mult încât este una dintre cele mai mari stele cunoscute . Din măsurătorile ocultării lunare s-a constatat că diametrul unghiular al lui Antares are o amplitudine de 41,3 ± 0,1 mase [13] . Alte măsurători, efectuate cu tehnici interferometrice pe lungimea de undă de 11 microni , au confirmat substanțial aceste date, având în vedere că diametrul unghiular obținut cu această tehnică s-a dovedit a fi de 44,4 ± 2 mase [14] . La distanța presupusă de aproximativ 600 de ani lumină, acest unghi corespunde unei raze egale cu 822 R ⊙ pentru prima măsură și 883 R ⊙ pentru a doua. Luând o medie între cele două măsurători, se obține un diametru de aproximativ 1,185 miliarde km, adică aproape 8 UA . Dacă Antares s-ar afla în locul Soarelui, straturile sale exterioare ar atinge 75% din orbita lui Jupiter , ceea ce înseamnă că planeta noastră ar fi abundent în interiorul stelei.

Conform legii conservării impulsului unghiular, când stelele ies din secvența principală pentru a deveni super-giganți, își pierd o mare parte din viteza de rotație. Viteza la ecuatorul Antares înmulțită cu sen i este de 10 km / s, unde i este unghiul de înclinare față de viziunea noastră [15] . Deoarece unghiul de înclinare nu este cunoscut, viteza de rotație a lui Antares și perioada sa de rotație nu pot fi determinate exact. Presupunând că axa de rotație a lui Antares este înclinată la 90 ° față de planul vederii noastre (și, prin urmare, presupunând sen i = 1), Antares ar avea o perioadă de rotație de aproximativ 12 ani. Cu toate acestea, această perioadă ar scădea dacă axa de rotație a stelei ar fi înclinată mai mult de 90 ° sau mai puțin de 90 °. Această perioadă foarte lungă de rotație se datorează, pe de o parte, încetinirii vitezei de rotație după expansiunea stelei și, pe de altă parte, dimensiunii enorme a lui Antares.

Vânt stelar

Imagine de suprafață Antares obținută folosind tehnica interferometrică cu telescopul foarte mare ESO .

La fel ca toate stelele supergigante, Antares produce un vânt stelar foarte intens, responsabil pentru o pierdere semnificativă de masă de către stea. Gazele emise de Antares au creat un anvelopă uriașă, care se extinde cu 10 secunde de arc în jurul stelei, corespunzând aproximativ 1870 UA (aproximativ 280 miliarde km) [16] . Vântul stelar Antares a fost studiat intens și, prin urmare, există numeroase măsuri ale vitezei sale și ale pierderii de masă pe care o produce. Deși rezultatele acestor măsurători nu sunt complet coincidente, ele fluctuează totuși într-un interval relativ limitat. Vântul stelar din Antares este responsabil pentru o pierdere de masă care se calculează între 7,1 milionimi [17] și o zece milionimi [18] din masa Soarelui în fiecare an. Cu toate acestea, acestea sunt valorile extreme măsurate: majoritatea măsurătorilor dau valori într-un interval mai restrâns, variind de la 2 10 −6 M ⊙ pe an [19] la 7 10 −7 M ⊙ pe an [20] . Acestea nu sunt valori excepționale pentru un supergigant, care poate pierde chiar și 10 −3 M ⊙ pe an [21] , dar foarte mare în comparație cu cele ale Soarelui: rata la care Antares pierde masa este de fapt de aproximativ 10 milioane de două ori mai mare decât cea a Soarelui. Această mare pierdere de masă a creat o anvelopă considerabilă de gaz și praf, a cărei masă totală este estimată a fi egală cu 0,31 M ⊙ [17] . Această valoare se referă la masa conținută în limitele șocului arcului , care se presupune că este la aproximativ 2,6 ani lumină de stea.

Vântul stelar din Antares este destul de lent și, prin urmare, praf. Măsurătorile vitezei sale se situează în jurul valorilor de puțin sub 20 km / s: de exemplu, o măsurătoare făcută în 1977 a dat ca rezultat o valoare de 17 km / s [22] ; într-un studiu datând de doi ani mai târziu, valoarea estimată a fost de 18 ± 6 km / s [23] . Emisia sa nu este regulată, astfel încât pierderea de masă are oscilații considerabile. Acest lucru creează cochilii de praf și gaz care se retrage în jurul stelei, corespunzător perioadelor în care emisia a fost cea mai vizibilă. Prin observații foarte precise, făcute în mijlocul infraroșu , a fost posibilă detectarea prezenței a două inele de gaz și praf; primul, cel mai interior, este la 0,3 secunde de arc distanță de stea, corespunzând la aproximativ 50 UA. Gazele care îl compun au o temperatură de aproximativ 800 K și probabil au fost expulzate acum 10-20 de ani [24] . Inelul cel mai exterior, pe de altă parte, este mult mai puțin regulat și mult mai zimțat decât primul, atât de mult încât este împărțit în trei regiuni principale de emisie. Acesta este situat la 1,2 secunde de arc de Antares, ceea ce corespunde la aproximativ 200 UA (aproximativ 30 miliarde km). Gazele care îl compun au o temperatură de 200-600 K ca dovadă a unei răciri progresive a vântului stelar pe măsură ce se îndepărtează de steaua centrală. Gazele și praful care formează acest inel au fost probabil expulzate acum 60 de ani [24] . Perioada de 45 de ani dintre cele două expulzări nu corespunde niciunei perioade detectate în variațiile de luminozitate ale Antares. Acest lucru sugerează că variațiile vântului stelar, deși asistă la instabilitatea stelei, nu trebuie să fie legate de variațiile de luminozitate la care este supus [24] .

Inelul cel mai interior al gazului poate avea de fapt o structură complexă și poate fi el însuși compus din trei inele, care sunt situate foarte aproape unul de celălalt. Distanțele măsurate de steaua acestor trei structuri sunt exact 0,2 ", 0,3" și 0,4 ". Dacă acest lucru este confirmat, atunci ar însemna că în ultimele două decenii Antares a suferit variații rapide ale cantității de vânt stelar emis [25] .

Nu este pe deplin clar ce cauzează aceste schimbări în vântul stelar Antares, deși par compatibile cu prezența pulsațiilor neregulate în fotosfera stelei. Probabil când steaua se extinde eliberează mai mult gaz [24] .

Răcirea vântului stelar, atunci când se îndepărtează de stea, favorizează formarea boabelor. Acestea par să înceapă să se formeze la o distanță de 0,6 secunde de arc de la suprafața stelei, corespunzător la aproximativ 110 UA (16,5 miliarde de km) [26] . Dintre boabe, silicații par să domine mai degrabă decât carbonații . Mai mult, ele par să aibă dimensiuni destul de considerabile și superioare celor găsite în boabele mediului interstelar . Acest lucru sugerează că un fel de fenomen, probabil șocul arcului , sparge boabele vântului stelar în boabe mai mici [27] . Estimările masei totale a boabelor de praf care înconjoară Antares variază de la 4 10 −9 M ⊙ [24] la 1 10 −7 M ⊙ [26] .

Fotosferă

Cele două corpuri luminoase din centru sunt Jupiter și Antares. Marea bandă de gaze și stele care se întinde orizontal în fotografie este Calea Lactee .

Observațiile interferometrice ne-au permis să stabilim prezența punctelor fierbinți , adică a zonelor din fotosfera stelei care sunt mai fierbinți decât restul suprafeței cu cel puțin 400 K [28] . Prezența unor astfel de puncte pare a fi o trăsătură comună a supergiganților din clasa spectrală M, deoarece au fost observate și la stele precum Betelgeuse și Ras Algethi . Ei singuri contribuie la o porțiune considerabilă din fluxul total din Antares (aproximativ 12-16% din fluxul total) și nu depășesc o zecime din dimensiunea discului stelar. Durata lor este în ordinea a câteva luni. S-au făcut multe ipoteze cu privire la aceste puncte fierbinți, dar cea care a primit cel mai mare consens le interpretează ca un efect de supergranulație care ar afecta fotosfera stelei. Conform acestei ipoteze, pe suprafața Antares și a celorlalte supergigante roșii ar exista celule convective gigantice rezultate din creșterea și căderea gazului în straturile subiacente [28] .

Astfel de supergranule ar putea aduce, de asemenea, o contribuție importantă la neregulile constatate în vântul stelar Antares. De fapt, ei ar putea iniția jeturi de material care s-ar propaga apoi în spațiul înconjurător.

Variabilitate și pulsații

Un alt semn al instabilității lui Antares, împărtășit cu ceilalți super-giganți, este reprezentat de variabilitatea sa. Antares este clasificat ca o variabilă neregulată lentă de tip LC , a cărei magnitudine aparentă variază de la +0,88 la +1,16 [29] . Antares cunoaște perioadele de stabilitate, alternând cu perioade în care se observă variații de aproximativ 0,3 magnitudini pe o perioadă de aproximativ 100 de zile [30] .

Variațiile luminozității sunt ușor corelate cu variațiile vitezei radiale ale spectrului Antares. Unele dintre aceste variații pe perioade relativ scurte sunt atribuite activității supercelulelor care caracterizează suprafața stelei. Cu toate acestea, scăzându-le, a fost posibil prin observații făcute pe parcursul mai multor ani, să se stabilească faptul că Antares are cel puțin două perioade de variație suprapuse: prima, mai lungă, se caracterizează printr-o durată de 5-7 ani, în timp ce a doua, mai scurtă. , are o lungime de 260 ± 20 de zile [30] . Acestea nu sunt perioade perfect regulate, dar caracterizate prin vârfuri și nereguli. Deși este posibil să se dea interpretări diferite ale acestor variații ale vitezei radiale, cea care pare cel mai acreditată le interpretează ca urmare a pulsației stelei, care are perioade de expansiune și perioade de contracție. Acest fenomen ar trebui să joace un rol în explicarea variațiilor în vântul stelar Antares.

S-a emis ipoteza [30] că cu cât o stea este mai masivă, cu atât variază mai neregulat în etapele ulterioare ale existenței sale. În acest sens, supergigantele roșii cele mai apropiate de noi, și anume Antares, Betelgeuse și Ras Algethi, ar fi la jumătatea distanței dintre stelele muribunde cu masă relativ scăzută, cum ar fi variabilele de tip Mira , care prezintă perioade destul de regulate, și stelele muribunde cu relativ scăzut masă. masă foarte mare, cum ar fi Mu Cephei , care nu prezintă regularitate. În Antares, ca și în Betelgeuse și Ras Algethi, este deci posibil să se detecteze o anumită regularitate în pulsațiile lor, deși este o relativitate relativă, caracterizată prin mai multe fluctuații.

Luminozitate

Luminozitatea unei stele este direct proporțională cu puterea a patra a temperaturii sale de suprafață și cu pătratul razei sale. Antares are o temperatură de suprafață relativ scăzută, dar are o rază atât de mare încât este o stea foarte strălucitoare. Cu toate acestea, luminozitatea exactă a lui Antares este dificil de calculat din cauza incertitudinilor cu privire la distanța sa și a scăderii luminozității rezultate din ofuscarea pentru care sunt responsabile nebulozitatea din jurul Antares și mediul interstelar. În orice caz, se estimează că în Antares vizibil este de aproximativ 10.000 de ori mai luminos decât Soarele [31] . Combinat cu distanța presupusă, aceasta dă o magnitudine absolută de -5,28. Cu toate acestea, dacă luăm în considerare emisia la celelalte lungimi de undă ale spectrului electromagnetic , în special în infraroșu, steaua atinge o luminozitate mult mai mare, de la 60.000 la 90.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui; aceasta o face una dintre cele mai strălucitoare stele cunoscute [31] . Motivul acestei mari emisii în infraroșu se datorează temperaturii scăzute a suprafeței care, în conformitate cu legea Wien , determină localizarea vârfului emisiei de lumină în infraroșu.

Masa, starea evolutivă și destinul final

Intrată în secvența principală ca o stea de tip O cu o masă de 23-25 M ☉ [17] , Antares are acum o masă estimată de 15-18 M ☉ [32] , din cauza pierderii de vânt stelare. Deși masa actuală este încă considerabilă, ea este răspândită pe un volum enorm. În consecință, densitatea sa medie este foarte mică, o situație destul de tipică pentru stelele gigant și supergigant, iar straturile sale exterioare sunt similare cu un vid profund . Antares este o stea foarte evoluată , care a intrat în etapele finale ale existenței sale. După ce a epuizat hidrogenul prezent în miezul său, a ieșit din secvența principală . Având în vedere masa sa mare, este destinată să explodeze într-o supernovă de tip II în decurs de un milion de ani. Cu toate acestea, stadiul evolutiv exact al Antares nu este încă cunoscut și, prin urmare, nu este posibil să se stabilească când va avea loc explozia. Pe baza prezenței liniilor spectrale de nichel-56 și cobalt-56 , care sunt produse de stele masive cu puțin timp înainte de a exploda, s-a emis ipoteza că Antares și-ar putea pune capăt existenței în câțiva ani sau chiar s-ar fi terminat deja, deși lumina exploziei nu a ajuns încă la noi [33] . Cu toate acestea, Antares poate fi încă într-un stadiu mai devreme decât acesta și poate fi încă la câteva mii de ani distanță de la sfârșitul existenței sale.

Companion și regiunea H II

Antares B

Antares este o stea binară . De fapt, principalul, care a fost descris până acum și care se numește Antares A, are un însoțitor mai slab, numit Antares B. Aceasta din urmă este de fapt o stea foarte respectabilă, deoarece cu o magnitudine aparentă de 5,5 [31] ar fi vizibilă cu ochiul liber de la o distanță de 600 de ani lumină. Cu toate acestea, fiind aproape de Antares A și fiind din urmă de 60 de ori mai strălucitoare în vizibil [34] , luminozitatea sa este dominată de însoțitorul său mai puternic, astfel încât rezoluția sa este foarte dificilă cu telescoapele amatorilor. Cu un telescop de 150 mm, rezoluția devine relativ simplă [34] . Cu telescoapele cu deschidere mai mică, Antares B poate fi observat câteva secunde în timpul ocultațiilor lunare, în timp ce Antares A este ascuns de Lună. În timpul uneia dintre aceste ocultări s-a descoperit că Antares era o stea dublă: acest lucru s-a întâmplat la 13 aprilie 1819 de Johann Tobias Bürg [35] .

Antares B a fost clasificat ca aparținând clasei spectrale B4V [36] și celei din B3V [37] . Cu toate acestea, cea mai comună clasificare este B2,5V [8] . Prin urmare, este o stea albastră de secvență principală care, având o masă mai mică decât Antares A, este mai puțin evoluată. Masa sa a fost, de fapt, calculată a fi de 7,2 ± 0,5 ori cea a Soarelui [3] (adică puțin sub jumătate din cel mai mare companion), raza sa de 5,2 ± 1,5 R ⊙ [3] și temperatura suprafeței sale de 18 500 K [3] . Analiza spectroscopică a lui Antares B, combinată cu presupusa sa evoluție, sugerează că, ținând cont de faptul că emite multă radiație ultravioletă , este de aproximativ 2.750 de ori mai strălucitoare decât Soarele [3] .

Orbita Antares A și B în jurul centrului lor comun de masă nu este încă cunoscută cu precizie. Acest lucru se datorează parțial faptului că până acum doar o mică porțiune a orbitei a putut fi observată, din cauza perioadei lungi de orbită. În secolul trecut, separarea dintre cele două stele este în scădere: era de 3,01 " în 1930 [8] , 2,86" în 1989 [38] , 2,74 "în 2005 [39] . La distanța estimată de aproximativ 600 de ani lumină, 2,74 "corespunde la aproximativ 550 UA (82,5 miliarde km). Aceasta este distanța minimă la care se află în prezent cele două corpuri cerești. Cu toate acestea, ar putea fi mai mare, datorită formei orbitei. În special, este necesar să înțelegem dacă supergigantul se află în fața sau în spatele însoțitorului său în ceea ce privește punctul nostru de vedere. Conform ipotezelor formulate în primul deceniu al anilor 2000 , Antares B se află în spatele celui mai mare companion al său, la un unghi de 23 ° ± 5 ° [40] .

Probabil că orbita este înclinată la 89 ° în raport cu punctul nostru de vedere [3] . Aceasta înseamnă că planul orbitei este practic văzut ca o margine. Calculele orbitei sunt foarte ipotetice deoarece excentricitatea exactă nu este cunoscută, perioada orbitală ar trebui totuși să fie cuprinsă între 1.237 și 2.562 de ani [41] [8] .

Regiunea H II

Fiind relativ aproape de Antares A, Antares B se află în anvelopa de gaz produsă de vântul stelar al supergigantului. Deoarece este o stea relativ puternică, Antares B este capabil să ilumineze o porțiune din acest anvelopă creând o regiune H II : cu radiația ultravioletă Antares B este capabilă, de fapt, să ionizeze hidrogenul expulzat de steaua principală, care în rândul său emite radiații. Studiul acestei nebuloase de emisie s-a dovedit important deoarece a permis creșterea cunoștințelor despre vântul stelar al Antares A. Ținând cont de faptul că Antares B este în prezent poziționat la vest de Antares A, regiunea H II se extinde 1 "spre est și La 3 "vest de Antares B, unde atinge adâncimea maximă de 6" de la linia noastră de vedere. După 3 "vest, se deschide în structuri filamentoase, care ating o lungime de 16 ± 8" " [8] .

De la descoperirea sa, regiunea H II formată din cele două componente a apărut ciudată. De fapt, spre deosebire de regiunile tipice H II, nu arată prezența ionilor de oxigen , azot și sulf ; pe de altă parte, arată prezența liniilor marcate din cauza ionilor de fier , care lipsesc de obicei în emisiile din regiunile H II. Au fost prezentate diverse explicații pentru aceste particularități, dar niciuna nu pare să fie pe deplin satisfăcătoare pentru moment. Probabil o multitudine de factori stau la baza particularităților regiunii H II din jurul Antares B [8] . Un prim factor este reprezentat de puterea relativ scăzută a stelei centrale în comparație cu stelele de tip O care generează de obicei regiunile H II. Un al doilea factor este densitatea mare a vântului stelar Antares, care este mai densă decât nebuloasele cu emisii normale. Un alt factor este compoziția vântului stelar din Antares, în cadrul căreia se găsesc produsele ciclului CNO : aceste produse provin din regiunile interioare ale Antares A, dar sunt aduse la suprafață prin remaniere datorită prezenței gigantului celule. Apoi sunt expulzați prin vântul stelar al stelei: compoziția chimică a regiunii H II este, prin urmare, diferită de cea tipică regiunilor de acest tip.

Etimologie și semnificație culturală

Placa II a celui de-al treilea volum al lucrării Prodromus Astronomia de Johannes Hevelius (1690), care reproduce constelația ecuatorială „Scorpius”.

Numele său derivă din greaca veche Άντάρης , Antares și înseamnă „ rival al lui Ares ” (anti-Ares) sau „similar cu Ares”, probabil datorită culorii roșiatice asemănătoare cu aspectul planetei Marte . Este cunoscut și sub numele arab Ķalb al Άķrab (Calbalacrab) care înseamnă „ inima Scorpionului”, datorită poziției sale în constelație și a culorii sale. [42] Acest nume arab este o traducere din greaca veche Καρδία Σκορπίου , Kardia Skorpiū , [43] în latină cu acest nume este Cor Scorpii .

Culoarea distinctivă a lui Antares a făcut din acesta un obiect de mare interes pentru multe popoare de-a lungul istoriei.

  • Nella religione egizia Antares rappresentava la dea Selkis che preannunciava il sorgere del Sole nel giorno dell' equinozio autunnale intorno al 3.700-3.500 aC Inoltre Antares era il simbolo della dea Iside nelle cerimonie religiose che si tenevano all'interno delle piramidi. [42]
  • Presso i Babilonesi :
Antares faceva parte della 24ª costellazione, di nome Hurru . Veniva chiamata Urbat , di significato incerto, o Bilu-sha‑ziri ( Signore delle semenze ) o Kak-shisa ( Creatore della prosperità ), sebbene quest'ultimo nome sia più spesso attribuito a Sirio . Nello zodiaco lunare, Antares veniva identificata come Dar Lugal , che significa il Re , identificato come il Signore della luce [42] .
  • Nell'antica India era con σ Scorpii e τ Scorpii una delle nakṣatra (una delle 27 divisioni del cielo operata nei testi vedici ), chiamata Jyeshthā "il più vecchio" o Rohinī "rossastro", dal colore di Antares. Il dio Indra , raffigurato come un orecchino, era il reggente di questo asterismo [42] .
  • Nell'antica Cina faceva parte, assieme a σ e τ Scorpii, della Xiu Xin , che significa " cuore". Tale cuore potrebbe essere quello del Dragone Azzurro dell'Est , una delle quattro grandi divisioni dello zodiaco cinese. La regione del cielo che circonda Antares era chiamata Ming Tang , che significa Sala della luce , con riferimento alla sala del consiglio dell' Imperatore . Antares simboleggiava l'imperatore stesso, mentre le stelle che la circondano la sua corte, i suoi consiglieri ei suoi figli [42] .
  • In astrologia , Antares è una delle 15 stelle fisse beheniane e ha simbolo Agrippa1531 corScorpii.png . [44]
  • Presso i Wotjobaluk, un popolo aborigeno australiano dello stato di Victoria , Antares era conosciuta come Djuit , figlio di Marpean-kurrk ( Arturo ); le stelle che la circondano rappresentavano le sue mogli. I Kulin Kooris invece consideravano Antares ( Balayang ) come fratello di Bunjil ( Altair ). [45]
  • Alcuni scrittori affermano che c'è un riferimento ad Antares anche nella Bibbia , nel verso 36 del capitolo 38 del libro di Giobbe . Tuttavia questa affermazione è alquanto incerta e il passo è stato interpretato in modi differenti. [42]

Note

  1. ^ a b c d e f g SIMBAD Astronomical Database , su Results for CCDM J16294-2626A/B .
  2. ^ a b c M. Montargès et al. , The convective surface of the red supergiant Antares. VLTI/PIONIER interferometry in the near infrared ( PDF ), in Astronomy e Astrophisycs , vol. 605, A108, 2017.
  3. ^ a b c d e f g RP Kudritzki, D. Reimers, On the absolute scale of mass-loss in red giants. II. Circumstellar absorption lines in the spectrum of alpha Sco B and mass-loss of alpha Sco A. , in Astronomy & Astrophysics , vol. 70, 1978, pp. 227-239. URL consultato il 27 luglio 2010 .
  4. ^ Luciano Canepari , Antares , in Il DiPI – Dizionario di pronuncia italiana , Zanichelli, 2009, ISBN 978-88-08-10511-0 .
  5. ^ Bruno Migliorini et al. ,Scheda sul lemma "Antares" , in Dizionario d'ortografia e di pronunzia , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  6. ^ a b PT de Zeeuw, R. Hoogerwerf, JHJ de Bruijne, AGA Brown, A. Blaauw, A Hipparcos Census of Nearby OB Associations , in Astronomical Journal , vol. 117, 1999, pp. 354–399, DOI : 10.1086/300682 . URL consultato il 21 maggio 2010 .
  7. ^ a b Preibisch, T., et al., Exploring the Full Stellar Population of the Upper Scorpius OB Association , in Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 404–416, DOI : 10.1086/341174 .
  8. ^ a b c d e f D. Reimers, H.-J. Hagen, R. Baade, K. Braun, The Antares emission nebula and mass loss of α Scorpii A , in Astronomy and Astrophysics , vol. 491, 2008, pp. 229-238, DOI : 10.1051/0004-6361:200809983 . URL consultato il 24 giugno 2010 .
  9. ^ Wilking, BA; Gagné, M.; Allen, LE, Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky , vol. 5, dicembre 2008, p. 351. URL consultato il 28 luglio 2010 .
  10. ^ CJ Corbally, Close visual binaries. I - MK classifications , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 55, 1984, pp. 657-677, DOI : 10.1086/190973 . URL consultato il 27 giugno 2010 .
  11. ^ RM Humphreys, Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 38, 1978, pp. 309-350, DOI : 10.1086/190559 . URL consultato il 27 giugno 2010 .
  12. ^ A. de Koter, C. de Jager, H. Nieuwenhuijzen, The dynamical state of the atmosphere of the supergiant alpha Scorpii (M 1.5 Iab) , in Astronomy and Astrophysics , vol. 200, 1988, pp. 146-152. URL consultato il 25 giugno 2010 .
  13. ^ A. Richichi, A new accurate determination of the angular diameter of Antares , in Astronomy and Astrophysics , vol. 230, n. 2, aprile 1990, pp. 355–362.
  14. ^ M. Bester, WC Danchi, D. Hale, CH Townes, CG Degiacomi, D. Mekarnia, TR Geballe, Measurement at 11 Micron Wavelengths of the Diameters of alpha Orionis and alpha Scorpii: Changes in Effective Temperature of alpha Orionis and Very Recent Dust Emission , in Astrophysical Journal , vol. 463, 1996, pp. 336-343, DOI : 10.1086/177246 . URL consultato il 25 giugno 2010 .
  15. ^ PL Bernacca, A catalogue of stellar rotational velocities , a cura di M. Perinotto, Padova, Contributi dell'Osservatorio Astrofisico dell'Università di Padova in Asiago, 1970-1973.
  16. ^ JP Swings, GW Preston, The spectrum of the Antares nebula , in Astrophysical Journal , vol. 220, 1978, pp. 883-886, DOI : 10.1086/155977 . URL consultato il 27 giugno 2010 .
  17. ^ a b c K A. van der Hucht, AP Bernat, Y. Kondo, Circumstellar absorption lines in the ultraviolet spectrum of Alpha Scorpii /M1.5 IAB + B2.5V/ , in Astronomy and Astrophysics , vol. 82, 1980, pp. 14-29. URL consultato il 1º luglio 2010 .
  18. ^ F. Sanner, Mass loss in red giants and supergiants , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 32, 09/1976, pp. 115-145, DOI : 10.1086/190394 . URL consultato il 1º luglio 2010 .
  19. ^ Ad esempio RM Hjellming, RT Newell, Radio emission from Antares and an ionized cavity in its wind , in Astrophysical Journal , vol. 275, 12/1983, pp. 704-708, DOI : 10.1086/161567 . URL consultato il 1º luglio 2010 .
  20. ^ Ad esempio RP Kudritzki, D. Reimers, On the absolute scale of mass-loss in red giants. II. Circumstellar absorption lines in the spectrum of alpha Sco B and mass-loss of alpha Sco A. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 70, 1978, pp. 227-239. URL consultato il 1º luglio 2010 .
  21. ^ J. Th. van Loon, MAT Groenewegen, A. de Koter, NR Trams, LBFM Waters, AA Zijlstra, PA Whitelock, C. Loup, Mass-loss rates and luminosity functions of dust-enshrouded AGB stars and red supergiants in the LMC , in Astronomy and Astrophysics , vol. 351, 1999, pp. 559-572. URL consultato il 1º luglio 2010 .
  22. ^ AP Bernat, The circumstellar shells and mass loss rates of four M supergiants , in The Astrophysical Journal , vol. 213, 1977, pp. 756-766, DOI : 10.1086/155205 . URL consultato l'8 luglio 2010 .
  23. ^ KA van der Hucht, BM Haisch, RE Stencel, Y. Kondo, A comparison of emission lines in the ultraviolet spectra of Alpha Boo /K2IIIp/, Alpha Tau /K5III/, Alpha ORI /M1-2Ia-b/ and Alpha SCO /M1.5Iab+B2.5V/ , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 36, 1979, pp. 377-394. URL consultato il 9 luglio 2010 .
  24. ^ a b c d e KA Marsh, EE Bloemhof, DW Koerner, ME Ressler, Mid-Infrared Images of the Circumstellar Dust around α Scorpii , in The Astrophysical Journal , vol. 548, 2001, pp. 861-867, DOI : 10.1086/319035 . URL consultato l'8 luglio 2010 .
  25. ^ MA Smith, TJ Teays, LL Taylor, R. Wasatonic, EF Guinan, S. Baliunas "Pulsation and Long-Periods in Three Nearby M Supergiants" in ( EN ) RS Stobie, PA Whitelock, Astrophysical Applications of Stellar Pulsation, IAU Colloquium 155 , Astronomical Society of Pacific Conference Series, 1995, pp. 403-405. URL consultato l'8 luglio 2010 (archiviato dall' url originale il 7 febbraio 2012) .
  26. ^ a b EE Bloemhof, RM Danen, Direct measurement of the inner radius of the dust shell around the cool supergiant star alpha Scorpii , in Astrophysical Journal , vol. 440, 1995, pp. L96-L96, DOI : 10.1086/187769 . URL consultato l'8 luglio 2010 .
  27. ^ TP Snow, RH Buss, DP Gilra, JP Swings, Extinction and abundance properties of Alpha Scorpii circumstellar grains , in The Astrophysical Journal , vol. 321, 1987, pp. 921-936, DOI : 10.1086/165685 . URL consultato il 13 luglio 2010 .
  28. ^ a b PG Tuthill, CA Haniff, JEBaldwin, Hotspots on late-type supergiants , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 285, 1997, pp. 529-539. URL consultato il 17 luglio 2010 .
  29. ^ Query= alf Sco , su General Catalogue of Variable Stars , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 5 gennaio 2010 .
  30. ^ a b c MA Smith, BM Patten, L. Goldberg, Radial-velocity variations in Alpha Ori, Alpha Sco, and Alpha Her , in Astronomical Journal , vol. 98, 1989, pp. 2233-2248, DOI : 10.1086/115293 . URL consultato il 18 luglio 2010 .
  31. ^ a b c James Kaler, Antares , su astro.uiuc.edu . URL consultato il 24 luglio 2010 (archiviato dall' url originale il 27 aprile 2007) .
  32. ^ MR Sanad, M. Bobrowsky, Spectral variability of the α Sco AB binary system observed with IUE , in New Astronomy , vol. 15, 2010, pp. 646–651, DOI : 10.1016/j.newast.2010.04.002 . URL consultato il 24 luglio 2010 .
  33. ^ Karl Schwarz, Betelgeuse & Antares are going Supernova , su doomdaily.com . URL consultato il 24 luglio 2010 .
  34. ^ a b Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley and Sons, 2008, p. 218, ISBN 978-0-471-70410-2 .
  35. ^ Robert, Jr. Burnham, Burnham's Celestial Handbook , New York, Dover Publications, 1978, p. 1666, ISBN.
  36. ^ D. Hoffleit, Jaschek, C, The Bright Star Catalog , fourth ed., New Haven, Yale University Observatory, 1982.
  37. ^ CJ Corbally, Close visual binaries. I - MK classifications , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 55, 1984, pp. 657-677, DOI : 10.1086/190973 . URL consultato il 27 luglio 2010 .
  38. ^ H. McAlister, WI Hartkopf, OG Franz, ICCD speckle observations of binary stars. V - Measurements during 1988-1989 from the Kitt Peak and the Cerro Tololo 4 M telescopes , in Astronomical Journal , vol. 99, 1990, pp. 965-978, DOI : 10.1086/115387 . URL consultato il 28 luglio 2010 .
  39. ^ M. Soma "Results from the Recent Lunar Occultations of upsilon Geminorum and Antares" in: A. Brzeziṅski, N. Capitaine, & B. Kołaczek (eds.) Journées 2005: Systèmes de Référence Spatio-Temporels ( Earth dynamics and reference systems: five years after the adoption of the IAU 2000 Resolutions ), p. 83
  40. ^ R. Baade, D. Reimers, Multi-component absorption lines in the HST spectra of α Scorpii B , in Astronomy & Astrophysics , vol. 474, 2007, pp. 229-237, DOI : 10.1051/0004-6361:20077308 . URL consultato il 7 agosto 2010 .
  41. ^ Orbits of visual binaries and dynamical masses (Malkov+, 2012)
  42. ^ a b c d e f g ( EN ) RH Allen , Star Names: Their Lore and Meaning , New York, Dover Publications, 1963, pp. 364-66.
  43. ^ In realtà ciò non è sicuro e potrebbe essere il contrario: il nome greco una traduzione del nome arabo
  44. ^ Hermes Trismegistus sulle Quindici stelle
  45. ^ Mudrooroo, Aboriginal mythology : an AZ spanning the history of aboriginal mythology from the earliest legends to the present day , London, HarperCollins, 1994, p. 5, ISBN 1-85538-306-3 .

Bibliografia

Testi generici

  • ( EN ) EO Kendall, Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens , Philadelphia, Oxford University Press, 1845.
  • ( EN ) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .

Sulle stelle

  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • RJ Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Antares&oldid=121805541 "