Антарес

Антарес
Звезда
Общи данни
(Епоха J2000.0)
Ректасцензия16h 29m 24,4s
Деклинация-26° 25′ 55″
Разстояние604 ± 188 св. год. (185 ± 58 пк)
Видима зв. величина (V)+1,09
СъзвездиеСкорпион
Астрометрия
Радиална скорост (Rv)3,4[1] km/s
Видимо движение на звездите (μ)RA: − 10,16[1] mas в год.
Dec: − 23,21[1] mas в год.
Паралакс (π)5,40±1,68 [1] mas
Абсолютна звездна величина (V)−5,28
Характеристики
Спектрален класM1.5Iab-Ib/B4Ve[1]
Цветови индекс (B − V)1,87
Цветови индекс (U − B)1,34
ПроменливостLC
Антарес в Общомедия

Антарес (α Scorpii, Алфа от Скорпион) е червен свръхгигант и най-ярката звезда в съзвездието Скорпион и петнадесетата най-ярка звезда на нощното небе (понякога се посочва като петнадесета, ако двете най-ярки компоненти на четворната звезда Капела се броят за една звезда). Наред с Алдебаран, Спика и Регул е една от четирите най-ярки звезди в близост до еклиптиката. Алдебаран, който има почти същия цвят, лежи точно в противоположната страна на Антарес в зодиака.

Макар да изглежда като една звезда, когато се наблюдава с невъоръжено око, това всъщност е двойна звезда. По-ярката от двете е червеният свръхгигант с видима величина от +0,6 до +1,6, докато по-бледата е гореща звезда от главна последователност с видима величина 5,5.

Етимология

[редактиране | редактиране на кода]

Звездата е назована Антарес поради червения си цвят, твърде сходен с цвета на планетата Марс. Гръцката дума Ἀντάρης („анти Арес“) означава „съперник на Марс“.[2]

Наблюдение

[редактиране | редактиране на кода]

Антарес е видима през цялата нощ около 31 май всяка година, когато се намира в опозиция спрямо Слънцето. След това Антарес изгрява привечер и залязва при изгрев (на екватора). В продължение на две до три седмици около 30 ноември Антарес не е видима в нощното небе, тъй като се намира близо до съединение със Слънцето.[3] При по-големите северни географски ширини, Антарес се вижда само ниско над южния хоризонт през лятото. Отвъд 64º северна географска ширина звездата въобще не изгрява. От друга страна, на Антарктида звездата е незалязваща, тъй като целият континент е разположен южно от 64º южна географска ширина.

Колебания в радиалната скорост са наблюдавани в спектъра на Антарес в началото на 20 век[4] и са правени опити да се изведат спектроскопични орбити.[5] Става ясно, че малките колебания не могат да се дължат на орбитално движение, а всъщност се дължат на пулсации в звездната атмосфера.

Придружаващата звезда на Антарес е идентифицирана още на 13 април 1819 г. от австрийския астроном Йохан Тобиас Бюрг,[6] макар по това време тази му теза да не получава широко одобрение.[7]

През 1952 г. е докладвано, че яркостта на звездата се изменя, като фотографската величина варира от 3,00 до 3,16.[8] Впоследствие звездата е класифицирана като LC нередовно променлива звезда, чиято видима величина бавно варира в граници между +0,6 и +1,6, като най-често се намира около +1,0. Не е изнамерена явна периодичност, но статистически анализи показват период от 1733 дни.[9] Не са засечени вторични дълги периоди.

Антарес може да бъде закрита от Луната, а в редки случаи и от планети (например Венера). Последно Антарес е била закрита от Луната на 31 юли 2009 г., докато Венера за последно е закрила звездата на 17 септември 525 г. пр.н.е., а ще я закрит отново на 17 ноември 2400 г.[10]

Физически характеристики

[редактиране | редактиране на кода]
Сравнение между червения свръхгигант Антарес и Слънцето. Черната окръжност е с размерите на орбитата на Марс. Арктур също е показан за сравнение на размерите.
Реконструирана фотография на повърхността на Антарес.

Антарес е звезда свъхгигант от клас М, с диаметър приблизително 700 пъти слънчевия диаметър. Ако Антарес се постави на мястото на Слънцето, неговата повърхност ще достигне до мястото между орбитите на Марс и Юпитер. Антарес се намира приблизително на 600 светлинни години от Слънчевата система. Видимата му яркост е около 10 000 пъти по-висока от тази на Слънцето. Масата на звездата е изчислена на 15 до 18 слънчеви маси. Големият размер и относително малката маса придават на Антарес много ниска средна плътност.

Най-добрият момент за наблюдение на Антарес е около 31 май всяка година, когато звездата е в противостоене на Слънцето. По това време Антарес изгрява привечер и залязва рано сутрин и така е видим цяла нощ (това разбира се зависи от позицията на наблюдателя върху земното кълбо). За около 2 – 3 седмици преди и след 30 ноември, Антарес не е видим изобщо, тъй като се изгубва в блясъка на слънцето. Този период на невидимост е по-продължителен в Северното полукълбо, отколкото в Южното полукълбо, тъй като деклинацията на звездата е значително насочена на юг спрямо небесния екватор.

Близнак

[редактиране | редактиране на кода]

Антарес има гореща синя звезда-близнак, Антарес B, от спектрален клас B2.5 и отстояние около 2,9 арксекунди или 550 астрономически единици. С яркост от 5.5 степен, тя е 370 пъти видимо по-бледа от Антарес A, въпреки че на практика е 170 пъти по-ярка от Слънцето. Тя трудно се забелязва с малък телескоп, поради блясъка на Антарес, но при бленда над 150 мм се наблюдава лесно. Близнакът често се определя като зелен на цвят, но това вероятно е ефект от използваните филтри за повишаване на контраста. Антарес B може да се наблюдава с малък телескоп за няколко секунди по време на закриване на Антарес A от лунния диск. Самият Антарес B е открит именно по време на подобно събитие на 13 април 1819 г.

Орбитата е слабо изучена, периодичността е 878 години.

Позиция спрямо еклиптиката

[редактиране | редактиране на кода]

Антарес е сред четирите най-ярки звезди, които лежат на разстояние по-малко от 5° от еклиптиката и затова може да бъде закриван от Луната и по-рядко от планетите от Слънчевата система. На 17 ноември 2400 г. Антарес ще бъде закрит от Венера.

От всичките 21 звезди от първа величина, Антарес сега отстои на най-голямо разстояние от всички останали звезди от същата величина. Това означава, че около Антарес може да се очертае най-голяма окръжност, която да не включва други звезди от първа величина. Най-близката до Антарес звезда от първа величина е Алфа Центавър, лежаща на разстояние приблизително 39° 6,75′. Нормалното движение на Алфа Центавър постепенно увеличава този ъгъл.

Източници

[редактиране | редактиране на кода]
  1. ↑ а б в г д SIMBAD query result for Antares // Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивиран от оригинала на 1 септември 2011. Посетен на 23 января 2009. (на английски)
  2. ↑ Fred Gettings. The Arkana Dictionary of Astrology. Penguin Publishing Group, 1990. ISBN 978-0-14-019287-2.
  3. ↑ Star Maps created using XEphem. LASCO Star Maps (identify objects in the field of view for any day of the year) // Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO), 2008. Архивиран от оригинала на 2012-06-30. Посетен на 1 декември 2011.
  4. ↑ Wright, W. H. The variable radial velocity of Antares // The Astrophysical Journal 25. 1907. DOI:10.1086/141419. с. 58.
  5. ↑ Lunt, J. On the orbits of the spectroscopic binaries alpha Orionis and alpha Scorpii // The Astrophysical Journal 44. 1916. DOI:10.1086/142291. с. 250.
  6. ↑ Burnham, Robert, Jr. Burnham's Celestial Handbook. New York, Dover Publications, 1978. с. 1666.
  7. ↑ Johnson, S. J. Occultation of Antares // The Observatory 3. 1879. с. 84.
  8. ↑ Cousins, A. W. J. Bright variable stars in southern hemisphere (second list) // The Observatory 72. 1952. с. 86.
  9. ↑ Kiss, L. L. и др. Variability in red supergiant stars: pulsations, long secondary periods and convection noise // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 372 (4). 2006. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. с. 1721 – 1734.
  10. ↑ Journal of the British Astronomical Association – Volume 2. ISBN 978-1-345-66291-7.