Wikipedista:Mr. Lvíčátko/Pískoviště 2

Antares
Porovnání velikostí některých hvězd (Antares, Slunce, Arcturus) a dráhy Marsu
Astrometrická data (Ekvinokcium J2000)
Souhvězdí	Štír (Scorpius)
Rektascenze	16h 29m 24.4599s
Deklinace	-26° 25′ 55.2380″
Paralaxa	5,40 ± 1,68 ×0,001″
Vzdálenost	600 ly (190 pc)
Barevný index (U-B)	1,87
Barevný index (B-V)	1,38
Zdánlivá hvězdná velikost	1,09
Absolutní hvězdná velikost	-5,28
(V) – měření provedena ve viditelném světle

Antares (α Scorpii, zkr. α Sco) je nejjasnější hvězda v souhvězdí Štíra a 16. nejjasnější hvězda na obloze. Jedná se o dvojhvězdný systém složený z červeného veleobra Antares A spektrální třídy M1,5Iab-Ib a horké modré hvězdy hlavní posloupnosti Antares B spektrální třídy B2,5Ve. Obě složky od sebe dělí úhlová vzdálenost 2,6". Primární složka je přibližně 12krát hmotnější než Slunce a jeho poloměr 680 až 850krát převyšuje sluneční poloměr. Zářivý výkon je řádově 10 000krát vyšší než sluneční. Díky své hmotnosti je kandidátem na supernovu typu II.

Antares se nachází 5° od roviny ekliptiky, tedy může nastat zákryt Měsícem nebo planetou. Spolu s hvězdami Aldebaran, Regulus a Fomalhaut patří Antares do skupiny známé jako „Královské hvězdy Persie“.

Jedná se o proměnnou hvězdu, jejíž zdánlivá hvězdná velikost se mění mezi +0,6^m a +1,6^m. Antares se tak již při pozorování pouhým okem jeví jako načervenalá hvězda. Jde o jednu z největších a nejzářivějších hvězd pozorovatelných pouhým okem.

Antares je členem podskupiny horního Štíra, patřící do OB asociace (asociace Scorpius-Centaurus), v níž je nejjasnějším, nejmasivnějším a nejvíce rozvinutým členem. OB asociace obsahuje tisíce hvězd s průměrným věkem 12 milionů let ve vzdálenosti přibližně 550 světelných let).

Vlastnosti

Antares A

Antares je červený veleobr spektrální třídy M1,5Iab-Ib. Odhady jeho poloměru se pohybují mezi 680 a 850 násobky poloměru Slunce. Přesné měření velikosti hvězd tohoto typu je znemožněno plynulým přechodem hvězdné obálky v mezihvězdný prostor. Kromě toho je Antares pulzující proměnnou hvězdou, přičemž svůj poloměr mění v důsledku pulzů až o 20 %, tedy o 165 slunečních průměrů. Pokud by byl umístěn ve středu naší sluneční soustavy, sahal by povrch mezi dráhy Marsu a Jupiteru.

Velikost hvězdy Antares lze určit pomocí její paralaxy a úhlového průměru. Paralaxa byla změřena družicí Hipparcos na (5,60 ± 1,68) mas. Úhlový průměr je známý z měření měsíčních zákrytů (41,3 ± 0,1 mas). To ve vzdálenosti 185 pc odpovídá (857 ± 270) slunečním poloměrům.

Na základě měření paralaxy bylo zjištěno, že Antares se nachází někde ve vzdálenosti asi 550 až 600 světelných let (170 až 185 parseků) od Země.

Zářivý výkon v oblasti viditelného spektra je přibližně 10 000krát větší než u Slunce, hvězda ale vyzařuje značnou část své energie v infračervené oblasti spektra. Bolometrická hvězdná velikost je tedy přibližně 100 000krát vyšší než u Slunce. Výpočty hmotnosti hvězdy se pohybují v rozmezí od 11 do 14 hmotností Slunce. Analýza porovnávající efektivní teplotu a zářivost hvězdy Antares s teoretickými modely vývoje hmotných hvězd, které zahrnují rotaci a hmotnostní ztráty, určila hmotnost na počátku vývoje na 17,2 Sluncí a stáří asi 12 milionů let.

Změny jasnosti

Antares je proměnná hvězda typu LC, jejíž zdánlivá velikost se pomalu mění od +0,6^m a +1,6^m. Některé studie ukazují, že by se jasnost mohla měnit s periodou 1650 ± 640 dnů. Analýza desítky let dlouhé datové řady americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd (AAVSO) ale nalezenou periodu nepotvrdila.

Spektrální klasifikace

Antares A je standardem pro spektrální třídu M1.5ab v Morgan-Keenově spektrální klasifikaci.

Ztráty hmoty

Pozorování absorpčních čar ve spektru složky A a pozdější analýza absorpcí v ultrafialové části spektra průvodce prokázala přítomnost obálky v okolí obou hvězd. Zjištění bylo potvrzeno i pozorováním v radiové oblasti spektra pomocí VLA. Infračervená spektroskopie provedená instrumentem MIRLIN na Keckových dalekohledech detekovala diskrétní strukturu hvězdné obálky, která vznikla v důsledku ztráty hmoty červeného veleobra. Diskrétní strukturu obálky podporují i výsledky interferometrie z dalekohledu Williama Herschela. Pozorování ukázala, že některé části obálky jsou teplejší, což napovídá asymetrii objektu. Další důkazy o existenci shluků v cirkumstelární obálce podal Hubbleův vesmírný dalekohled, když identifikoval čtyři jádra pohybující se různou rychlostí.

Hydrodynamické simulace obálky napovídají, že za jejím asymetrickým tvarem stojí pohyb horkého oblaku ionizovaného vodíku spojeného se složkou Antares B. Dále ukazují, že pozorované chování obálky nejlépe popisuje hvězdný vítr o rychlost 20 km/s, který veleobra ročně připraví o 2×10^-6 hmotnosti Slunce. Za svůj život tak hvězda ztratila hmotu přibližně 3 slunečních hmotností.

Mlhovina

Obálka, která zahaluje systém Antares bývá také označována za mlhovinu Antars, protože sama vyzařuje na čarách ionizovaného železa a dusíku. Emise je vybuzena zářením oblasti ionizovaného vodíku, která je spojena se složkou B. HII region se nachází mezi veleobrem a modrou složkou dvojhvězdy.

Spektrum mlhoviny je nestandardní, protože se v něm nachází dominantní čáry ionizovaného železa, zatímco typické čáry kyslíku a síry se ve spektru nevyskytují. HII regiony typicky pozorujeme u horkých hvězd spektrální třídy O, u červeného veleobra lze předpokládat nižší teplotu ionizujících elektronů. Simulace ukazují, že jejich teplota nepřesahuje 5 000 K, což je teplota, při které jsou standardně pozorované absorpční čáry pod detekčním limitem. Ve spektru se ale objevuje čára dusíku, která pravděpodobně souvisí se změnou složení hvězdné atmosféry v důsledku probíhajícího CNO cyklu.

Proměnná radiální rychlost

Analýza pozorování získaných mezi lety 1909 a 2012 odhalila periodické změny radiální rychlosti primární složky Antares A. Příčinou 2167 dnů dlouhé periody jsou pravděpodobně fyzické pohyby spojené se sekundární složkou a vlastní pulzace hvězdy. Změny efektivní teploty korelují se změnami radiální rychlosti, což je projevem pulzací. V jejich důsledku se poloměr veleobra mění o 19 %.

Periodické změny radiální rychlosti potvrdilo i 5 let trvající pozorování instrumentem ESPARTACO. Antares A se průměrně přibližuje s rychlostí 3 km/s, přičemž v extrémech se přibližuje rychlostí 8 km/s, respektive vzdaluje rychlostí 1 km/s. Změřená délka periody se pohybuje kolem 2200 dnů.

[1]

Antares B

Obrázek hvězdy Antares a jejího společníka Antara B

Menší složka dvojhvězdy Antares se necházela v roce 2008 ve vzdálenosti 2,73 obloukové vteřiny od hlavní složky Antares. Fyzická vzdálenost obou složek činí 574 au, protože Antares B se podle výsledků spektroskopického zkoumání nachází 224 au za primární složkou.

Jedná se o modrou hvězdu hlavní posloupnost spektrální třídy B2.5Ve. Analýza spektrálních čar ukázala, že efektivní teplota hvězdy se pohybuje okolo 18 500 K. S využitím teoretických modelů vývoje hvězd hlavní posloupnosti a uvážením rotačních efektů se hmotnost odhaduje na 7 hmotností Slunce a poloměr na 4,8 slunečního poloměru. jeho zářivost 2754krát vyšší než zářivý výkon Slunce.

a mnoho spektrálních čar naznačuje, že obsahuje i hmotou vyvrženou z Antara A.

Dráha průvodce není přesně známá, doba oběhu se podle 3. Keplerova zákona pohybuje okolo 2 562 let.

Pozorování

Antares se nachází v souhvězdí Štíra. Spolu s dalšími jasnými hvězdami Štíra je součástí asterismu Rybářský háček, který je pozorovatelný na jižní obloze.

Z Prahy je kolem 31. května se nachází v opozici se Sluncem, tedy je pozorovatelný celou noc. Na konci listopadu není na noční obloze vidět, protože je v konjunkci se Sluncem. toto období neviditelnosti je delší na severní polokouli než na jižní polokouli vzhledem k výrazné jižní deklinaci hvězdy.

Antares B s hvězdnou velikost 5,5^m tvoří pouze 1/370 zářivého výkonu primární složky. Průvodce je obtížné spatřit v malém dalekohledu, protože se nachází příliš blízko Antara A a rozdíl jejich jasností je příliš velký. Dobře rozlišitelný je v dalekohledu s průměrem pod 150 mm.

Barva Antara B je často popisována jako zelená, ale to je pravděpodobně kontrastní účinek nebo výsledek míšení světla z obou hvězd při pozorování přístrojem s nedostatečným úhlovým rozlišením. Antares B může být někdy pozorována i malým dalekohledem na několik sekund při měsíčních zákrytech zatímco je Antares A skryta Měsícem. Takto byl Antares B objeven Johannem Tobiasem Bürgem během zákrytu 13. dubna 1819, ale jeho existence byla potvrzena v roce 1846, protože pozorování bylo vysvětleno též jako pozorování jedné hvězdy, jejíž světlo prochází Měsíční atmosférou, o níž se předpokládalo, že existuje. Barva Antara B pozorovaného samostatně při zákrytu jasnější hvězdy je modrá nebo modrozelená.

Členství v asociaci Scorpius-Centaurus

Antares je nejjasnější, nejmasivnější a nejvíce vyvinutý hvězdný člen nejbližší OB asociace Štír-Kentaur (asociace Scorpius-Centaurus), která obsahuje tisíce hvězd s průměrným věkem 11 milionů let ve vzdálenosti asi 145 parseků (470 světelných let). Antares je v této asociaci členem podskupiny horního Štíra.

Poloha na ekliptice

Antares je jednou ze čtyř největších hvězd, které leží do 5° od ekliptiky (jako Spica, Regulus a Aldebaran), a proto může být zakryta Měsícem a zřídka také Venuší. Poslední zákryt Antara Venuší nastal dne 17. září 525 před naším letopočtem, příští nastane dne 17. listopadu 2400. Ostatní planety v posledním tisíciletí Antara nezakryly a neučiní tak ani v příštím tisíciletí, protože budou procházet vždy severně od hvězdy Antares. Dne 31. července 2009 byl Antares zakryt Měsícem. Tato událost byla viditelná z jižní Asie a Středního východu. Každý rok kolem 2. prosince Slunce projde o 5° na sever od Antara.

Tradiční pojmenování

Název Antares pochází ze starověkého řeckého Άντάρης, což znamená „Anti-Ares“ („proti Marsu“), z důvodu podobnosti jeho načervenalého zbarvení a vzhledu Marsu. Srovnání Antaru s Marsem může pocházet z počátků mezopotámské astronomie. Nicméně někteří vědci^[kdo?] se domnívají, že hvězda může být pojmenována podle Antara (Antarah ibn Shaddad), arabského bojovníka a hrdiny oslavovaného ve Zlatém Mu'allaqat.

• Ve starověké Mezopotámii byl Antares znám pod následujícími názvy: Urbat, Bilu-sha-Ziri („lord jádra“), Kak-Shisa („stvořitel blahobytu“), Dar Lugal („král“), Masu Sar („hrdina a král“), a Kakkab Bir („rumělková hvězda“).
• V Persii byl Antares znám jako Satevis, jedna ze čtyř „královských hvězd“.
• V Indii byly Jyeṣṭhā (nejstarší nebo největší) společně s σ a τ Sco jedny z Nakṣatra (hinduistických měsíčních sídel).
• Lidé Wotjobaluk Koori z australské Viktorie znali Antares jako Djuit, syna Marpean-kurrk (Arcturus); hvězdy na každé straně představovaly jeho manželky. Kmen Kulin Kooris považoval Antares (Balayang) za bratra Bunjil (Altair).
• Maorové z Nového Zélandu ji nazývají Antares Rehua a považují za šéfa všech hvězd. Rehua je otcem Puanga / Puaka (Rigel), významné hvězdy při výpočtu kalendáře Maorů

Alternativní název této hvězdy Cor Scorpii znamená latinsky „srdce škorpiona“:

• Ve starověkém Egyptě Antares představoval škorpiona bohyně Serket (a byl symbolem Eset při pyramidových obřadech).
• Antares je uveden v MUL.APIN jako GABA GIR.TAB, což znamená „prsa Štíra: Lishi, Nabu“.
• Calbalakrab z arabského al-Qalb Άqrab, což bylo přímo přeloženo z řeckého Καρδιά Σκορπιού (Kardia Skorpiū).
• Cor Scorpii je překladem řeckého jména do latiny.

Antares v kultuře

• Cor Scorpii - norská black metalová kapela

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Antares na anglické Wikipedii.

Externí odkazy

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Mr. Lvíčátko/Pískoviště 2 na Wikimedia Commons

Portály: Astronomie