Antares
From Wikipedia, the free encyclopedia
Remove ads
Antares (α Scorpii nebo Alfa Scorpii, zkr. α Sco) je nejjasnější hvězda v souhvězdí Štíra a 16. nejjasnější hvězda na obloze.[1] Jedná se o dvojhvězdný systém složený z červeného veleobra Antares A spektrální třídy M1,5Iab-Ib[2][3] a horké modré hvězdy hlavní posloupnosti Antares B spektrální třídy B2,5Ve. Obě složky od sebe dělí úhlová vzdálenost 2,6".[2] Primární složka je přibližně 12krát hmotnější než Slunce[4] a její poloměr 680[5] až 850krát[4] převyšuje sluneční poloměr. Zářivý výkon je řádově 10 000krát vyšší než sluneční.[6] Díky své hmotnosti je kandidátem na supernovu typu II.[7][5][8]
Antares se nachází 5° od roviny ekliptiky, tedy může nastat zákryt Měsícem nebo planetou.[9] Spolu s hvězdami Aldebaran, Regulus a Fomalhaut patří Antares do skupiny známé jako „Královské hvězdy Persie“.[10]
Jedná se o proměnnou hvězdu, jejíž zdánlivá hvězdná velikost se mění mezi +0,6m a +1,6m.[5][7] 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 nejrozvinutějším členem. OB asociace obsahuje tisíce hvězd s průměrným věkem 12 milionů let ve vzdálenosti přibližně 550 světelných let).[4][11]
Remove ads
Vlastnosti
Antares A
Antares je červený veleobr spektrální třídy M1,5Iab-Ib.[2][12] Odhady jeho poloměru se pohybují mezi 680 a 850 násobky poloměru Slunce. Přesné měření velikosti hvězd tohoto typu není možné, kvůli plynulému přechodu hvězdy v atmosféru.[5] Kromě toho je Antares pulzující proměnnou hvězdou, přičemž svůj poloměr mění v důsledku pulzů až o 20 %, tedy o 165 slunečních průměrů.[5] Pokud by se nacházel ve středu naší sluneční soustavy, sahal by jeho povrch mezi dráhy Marsu a Jupiteru.
Velikost hvězdy Antares lze určit pomocí její paralaxy a úhlového průměru. Paralaxa byla změřena družicí Hipparcos na (5,9 ± 1,0) mas.[13] Úhlový průměr je známý z měření měsíčních zákrytů (41,3 ± 0,1 mas).[14] 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.[4][15][16]
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.[7] Analýza porovnávající efektivní teplotu a zářivost 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.[5][11][17]
Změny jasnosti
Změny jasnosti byly poprvé pozorovány v roce 1952.[18] Od té doby astronomové jasnost Antara monitorují, výsledky ukazují, že je proměnnou hvězdou typu LC, jejíž zdánlivá velikost se pomalu mění od +0,6m po +1,6m.[5][7] Některé studie ukazují, že by se jasnost mohla měnit s periodou 1650 ± 640 dnů.[19][20] Analýza desítky let dlouhé datové řady americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd (AAVSO) ale nalezenou periodu nepotvrdila.[21]
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.[22] 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.[23] Diskrétní strukturu obálky podporují i výsledky interferometrie z dalekohledu Williama Herschela. Pozorování ukázala, že některé části obálky jsou teplejší, což napovídá asymetrii objektu.[24] Další důkazy o existenci shluků v cirkumstelární obálce podal Hubbleův vesmírný dalekohled, když identifikoval čtyři jádra pohybující se různou rychlostí.[25]
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.[26] Za svůj život tak hvězda ztratila hmotu přibližně 3 slunečních hmotností.[5]
Mlhovina
Obálka, která zahaluje systém Antares bývá také označována za mlhovinu Antares, protože sama vyzařuje na čarách ionizovaného železa a dusíku.[27] Emise je vybuzena zářením oblasti ionizovaného vodíku, která je spojena se složkou B.[28] HII region se nachází mezi veleobrem a modrou složkou dvojhvězdy.[25]
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.[25]
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 %.[29]
Periodické změny radiální rychlosti potvrdilo i 5 let trvající pozorování instrumentem ESPARTACO. Antares A se průměrně přibližuje rychlostí 3 km/s, přičemž v extrémech se přibližuje rychlostí 8 km/s, respektive vzdaluje rychlostí 1 km/s. Změřená perioda se pohybuje kolem 2200 dnů.[30]
Antares B
První nepřímé pozorování slabšího průvodce měl uskutečnit Tobias Bürg při zákrytu hvězdy Měsícem v roce 1819.[31] Jeho pozorování ale není všeobecně považováno za důvěryhodné a hovoří se o možném zkreslení pozorování měsíční atmosférou.[32] Jednoznačně průkazné a přímé pozorování Antara B uskutečnil z Indie James William Grant v roce 1844.[33] Jeho výsledky byly potvrzeny o dva roky později Ormsby M. Mitchelem.[32][34] První odhad jeho jasnosti uskutečnil roku 1847 William Rutter Dawes. Na základě prvních měření byla úhlová vzdálenost obou složek určena jako 3,5".[35]
Slabší složka dvojhvězdy Antares se nacházela v roce 2008 ve vzdálenosti 2,73 obloukové vteřiny od hlavní složky Antares A. Fyzická vzdálenost obou složek činí 574 au,[26] protože Antares B se podle výsledků spektroskopického zkoumání nachází 224 au za primární složkou.[25]
Jedná se o modrou hvězdu hlavní posloupnosti spektrální třídy B2.5Ve. Analýza spektrálních čar ukázala, že efektivní teplota hvězdy se pohybuje okolo 18 500 K.[26] 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.[36] jeho zářivost 2754krát vyšší než zářivý výkon Slunce.[5] Mnoho spektrálních čar naznačuje, že obsahuje i hmotou vyvrženou z Antara A.
Přesné dráhové parametry nejsou přesně známy,[37] doba oběhu uváděná v různých studiích se liší, od 880,[38] přes 1218 let[39] až po výsledky aplikace 3. Keplerova zákona, kde se pohybuje okolo 2 562 let.[28]
Remove ads
Pozorování
Antares se nachází v souhvězdí Štíra.[40] Spolu s dalšími jasnými hvězdami Štíra je součástí asterismu Rybářský háček, který je pozorovatelný na jižní obloze.[41]
Z Prahy je kolem 31. května 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 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 alespoň 200 mm.[42]
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. Barva Antara B pozorovaného samostatně při zákrytu jasnější hvězdy je modrá nebo modrozelená.
Historie a etymologie
Antares patří mezi nejjasnější hvězdy na obloze a zároveň je součástí dobře rozpoznatelného souhvězdí Štíra, není proto divu, že neušel pozornosti mnoha starověkých kultur.
V Babylonských záznamech pocházejících prokazatelně z éry před rokem 1100 př. n. l. Antares zde nese jméno GAB.GIR.TAB, v překladu Hruď Štíra. Záznamy z období mezi lety 1100 až 700 př. n. l. pak spojují hvězdu s bohyní Išharou.[43] Pozdější řecký název Καρδιά Σκορπιού (Kardia Skorpiū) v překladu znamená Srdce Štíra. Odtud přímým překladem vznikl arabský název Calbalakrab nebo latinský Cor Scorpii.[44] V Mezopotámii byl Antares znám pod názvy Urbat, Bilu-sha-ziri (Lord jádra), Kak-shisa (Stvořitel blahobytu), Dar Lugal (Král), Masu Sar (Hrdina a král) nebo Kakkab Bir (Rumělková hvězda). Ve starém Egyptě zvaný ṯms n ẖntt (Ta červená vpředu), spolu se souhvězdím Štíra pak reprezentoval bohyni Serket.[45] V Persii byl znám jako Satevis, jedna ze čtyř „královských hvězd“. V Indii byly Jyeṣṭhā (nejstarší nebo největší) společně s hvězdami σ a τ Scorpiijs jedny z Nakṣatra (hinduistických měsíčních sídel) Maoři Antares nazývali Rēhua a považovali ho za nejvýznamnější z hvězd. Rēhua je otcem Puanga/Puaka (Rigel), důležité hvězdy ve výpočtu maorského kalendáře.[46] Lidé aboridžinského kmene Wotjobaluk z jihovýchodní Austrálie znali Antares jako Djuit, syna Marpean-kurrk (Arcturus); hvězdy na každé straně představovaly jeho manželky. Kmen Kulin považoval Antares (Balayang) za bratra Bunjil (Altair).[47][48]
Moderní pojmenování Antares se poprvé objevuje v díle Ptolemaia psané jako Άντάρης, předpokládá se, že vzniklo složením řeckých slov αντι a Άρης, což v překladu znamená proti Marsu, to může souviset s jejich barevnou podobností. Astrologové považovali souhvězdí Štíra za domov planety Mars, což nabízí jiné vysvětlení pojmenování Antara.[47] Jméno Antares je oficiálně schváleno Mezinárodní astronomickou unii (IAU).[49]
Remove ads
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.
Antares v kultuře
- Cor Scorpii - norská black metalová kapela[50]
Odkazy
Wikiwand - on
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Remove ads