Antares

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Antares
Antares illumina i gas circostantiAntares illumina i gas circostanti
Classificazione supergigante rossa
Classe spettrale M1,5Iab/B2,5V[1]
Tipo di variabile pulsante semi-regolare
Distanza dal Sole 604 anni luce
Costellazione Scorpione
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 16h 29m 24,460s[1]
Declinazione -26° 25' 55,209"[1]
Lat. galattica 15,06°
Long. galattica 351,95°
Dati fisici
Diametro medio ~1,185 miliardi di km
Raggio medio ~850 R
Massa
15-18 M
Acceleraz. di gravità in superficie 0,17 logg
Periodo di rotazione ~12 anni
Velocità di rotazione v × sini=10 km/s
Temperatura
superficiale
3.600 ± 150 K (media)
Luminosità
60.000-90.000 L
Indice di colore (B-V) 1,87
Dati osservativi
Magnitudine app. 1,07
Magnitudine ass. -5.28
Parallasse 5,40 ± 1,68 mas[1]
Moto proprio AR: -10,16 mas/anno
Dec: -23,21 mas/anno[1]
Velocità radiale -3,4 km/s[1]
Nomenclature alternative
Calbalacrab, α Scorpii, 21 Sco, HD 148478, HIP 80763, SAO 184415, WDS 16294-2626

Antares (α Sco / α Scorpii / Alfa Scorpii, detta anche Calbalacrab) è la stella più luminosa della costellazione dello Scorpione. Con una magnitudine apparente 1,07 essa è inoltre la sedicesima stella più brillante dell'intera volta celeste.

Antares è una supergigante rossa situata a circa 600 anni luce dal sistema solare; avendo un raggio che è circa 850 volte quello del Sole, essa è una delle stelle più grandi conosciute.

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Carta della costellazione dello Scorpione.

Antares è facilmente individuabile al centro della costellazione dello Scorpione. In particolare il suo colore rosso-arancio spicca fra le stelle luminose che la circondano, che sono quasi tutte di colore azzurro. Con tre di queste, ossia β Scorpii, δ Scorpii e π Scorpii, Antares forma l'asterismo noto come il Grande Uncino.

Essendo posta 26° sotto l'equatore celeste, Antares è una stella dell'emisfero australe. Le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia abbastanza ampie. Essa è infatti osservabile fino al 64º parallelo N, cioè quasi fino al circolo polare artico. Restano escluse solo buona parte della Groenlandia, le regioni più settentrionali del Canada e della Russia, oltre che l'Islanda e parte della Svezia e della Norvegia. Tuttavia, nelle regioni del nord Europa, del Canada meridionale e della Russia centrale, essa apparirà molto bassa all'orizzonte sud e visibile solo per poche ore. Le possibilità di osservazione migliorano mano a mano che ci si sposta verso le regione temperate e tropicali dell'emisfero boreale. D'altra parte questa stessa declinazione comporta che Antares sia circumpolare solo più a sud del 64º parallelo S, cioè solo nelle regioni del continente antartico.

Antares è una delle quattro stelle di prima magnitudine che sono poste a una distanza pari o inferiore a 5° dall'eclittica, essendo le altre tre Aldebaran, Regolo e Spica. Per questa ragione viene di tanto in tanto occultata dalla Luna e, più raramente, dai pianeti. Ogni anno il 2 dicembre il Sole transita 5° a nord di Antares. Di conseguenza i mesi migliori per l'osservazione di questa stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè quelli che corrispondono all'estate boreale. In particolare nelle settimane intorno alla fine di maggio e all'inizio di giugno Antares è visibile per l'intera notte. Al contrario nelle settimane intorno alla fine di novembre e all'inizio di dicembre Antares non è visibile affatto a causa della luce solare molto vicina; questo periodo di invisibilità dura maggiormente nell'emisfero boreale rispetto a quello australe, a motivo della declinazione meridionale della stella.

Ambiente galattico[modifica | modifica sorgente]

Il gruppo Scorpione superiore. Antares spicca per il suo colore arancio-rosso.

Antares fa probabilmente parte, come molte stelle brillanti della costellazione dello Scorpione, dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina alla Terra. Questa associazione è molto estesa, essendo formata da forse 1.200 stelle con masse pari o superiori alle 15 M. Esse si sono formate in un tempo compreso fra i 5 e i 17-22 milioni di anni. Le stelle più massicce dell'associazione sono probabilmente già esplose in supernovae, che hanno dato origine ad ulteriori fenomeni di formazione stellare.

L'associazione Scorpius-Centaurus è divisa in tre sottogruppi di stelle, chiamati Scorpione superiore, Centauro superiore-Lupo e Centauro inferiore-Croce. Antares fa parte del primo di questi sottogruppi, noto proprio come Associazione di Antares. L'attribuzione di Antares a questo sottogruppo è stata a lungo incerta a causa del difficile calcolo della distanza di stelle così lontane. Le osservazioni compiute tramite il satellite Hipparcos paiono confermare l'appartenenza di Antares a questa sottoassociazione[2][3]. Se Antares fa veramente parte del sottogruppo dello Scorpione superiore, allora essa è attualmente una delle stelle più massicce ed evolute del sottogruppo, se non quella più massiccia in assoluto[3].

La distanza di Antares viene attualmente calcolata in circa 600 anni luce[4], mentre la distanza media del sottogruppo dello Scorpione superiore circa 520 anni luce[2]. Antares sarebbe quindi uno dei membri di questo gruppo più lontani da noi.

La nube di Rho Ophiuchi. Nella parte bassa della foto si nota la rossa Antares.

Antares si trova in una regione galattica ricca di nubi di gas. In particolare Antares illumina la porzione più a sud della nube di Rho Ophiuchi, una nube molecolare gigante che si stende fra le costellazioni dello Scorpione e dell'Ofiuco.[5] Questa porzione si frappone fra noi e la stella e viene illuminata da Antares, assumendo lo stesso colore rossastro che caratterizza questo astro. Altre regioni della nube invece vengono illuminate dalle stelle azzurre che circondano Antares e assumono questo colore, creando un contrasto molto particolare.

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

Classificazione e temperatura superficiale[modifica | modifica sorgente]

Antares è classificata come una stella di tipo M1,5 Iab[1]. Tuttavia questa è solo la classificazione più diffusa: Antares è stata classificata anche come appartenente alla classe M0,5 Iab[6] o a quella M1,5 Ib[7]. La classe spettrale M raduna le stelle di colore rosso, di bassa temperatura superficiale. In effetti Antares ha una temperatura superficiale di 3.600 ± 150 K[8]. Si può paragonare questo valore rispetto a quello del Sole, che è invece circa 5.800 K. Antares ha quindi una temperatura superficiale di ben 2.200 K inferiore a quella del Sole.

La classe MMK I raccoglie invece le stelle supergiganti. Si tratta di stelle molto massicce e molto luminose, aventi un avanzato stato evolutivo, che hanno aumentato il loro volume fino ad assumere dimensioni enormi. Tale classe è stata divisa in due sottoclassi contrassegnate come a e b: la prima raccoglie le supergiganti più luminose, la seconda quelle meno luminose. Antares si trova a metà strada fra le due sottoclassi e le è stata assegnata la sigla ab.

Raggio[modifica | modifica sorgente]

Raffronto tra le dimensioni di Antares, Arturo, il Sole e l'orbita di Marte

Una delle caratteristiche più significative di Antares è rappresentata dalle sue enormi dimensioni, tanto da essere una delle stelle più grandi conosciute. Da misure di occultazione lunare è risultato che il diametro angolare di Antares ha una ampiezza di 41,3 ± 0,1 mas[9]. Altre misure, eseguite con tecniche interferometriche sulla lunghezza d'onda di 11 micron, hanno sostanzialmente confermato questo dato, visto che il diametro angolare ottenuto con questa tecnica è risultato essere 44,4 ± 2 mas[10]. Alla distanza presunta di circa 600 anni luce, tale angolo corrisponde a un raggio pari a 822 R per la prima misura e 883 R per la seconda. Facendo una media fra le due misurazioni si ottiene un diametro di circa 1,185 miliardi di km, cioè quasi 8 UA. Se Antares fosse al posto del Sole, i suoi strati esterni arriverebbero al 75% dell'orbita di Giove, il che significa che il nostro pianeta si troverebbe abbondantemente all'interno della stella.

Per la legge di conservazione del momento angolare quando le stelle escono dalla sequenza principale per diventare delle supergiganti, perdono molta dello loro velocità di rotazione. La velocità all'equatore di Antares moltiplicata per sen i è 10 km/s, ove i è l'angolo di inclinazione rispetto alla nostra visuale[11]. Poiché l'angolo di inclinazione non è conosciuto, la velocità di rotazione di Antares e il suo periodo di rotazione non sono determinabili con esattezza. Assumendo che l'asse di rotazione di Antares sia inclinato di 90° rispetto al piano della nostra visuale (e quindi assumendo sen i = 1), Antares avrebbe un periodo di rotazione di circa 12 anni. Tale periodo tuttavia diminuirebbe se l'asse di rotazione della stella fosse inclinato più di 90° o meno di 90°. Questo periodo di rotazione molto lungo è dovuto da un lato al rallentamento della velocità di rotazione avvenuto in seguito all'espansione della stella e dall'altro alle enormi dimensioni di Antares.

Vento stellare[modifica | modifica sorgente]

Come tutte le stelle supergiganti, Antares produce un intensissimo vento stellare, responsabile di una notevole perdita di massa da parte dell'astro. I gas emessi da Antares hanno creato un enorme involucro, che si estende 10 secondi d'arco intorno alla stella, corrispondenti a circa 1870 UA (circa 280 miliardi di km)[12]. Il vento stellare di Antares è stato intensamente studiato e quindi esistono numerose misure della sua velocità e della perdita di massa che esso produce. Sebbene i risultati di queste misurazioni non siano completamente coincidenti, tuttavia esse oscillano all'interno di un intervallo relativamente limitato. Il vento stellare di Antares è responsabile di una perdita di massa che viene calcolata essere fra i 7,1 milionesimi[13] e un decimilionesimo[14] della massa del Sole ogni anno. Questi sono tuttavia i valori estremi misurati: la maggior parte delle misure dà valori compresi in un intervallo più ristretto, che va da 2 10−6 M per anno[15] a 7 10−7 M per anno[16]. Si tratta di valori non eccezionali per una supergigante, che può arrivare a perdere anche 10−3 M per anno[17], ma elevatissimi se raffrontati a quelli del Sole: il ritmo a cui Antares perde massa è infatti circa 10 milioni di volte superiore a quello del Sole. Questa elevata perdita di massa ha creato un inviluppo di gas e polveri considerevole, la cui massa totale è stimata essere pari a 0,31 M[13]. Questo valore si riferisce alla massa contenuta entro i confini del bow shock, che si presume trovarsi a circa 2,6 anni luce dalla stella.

Il vento stellare di Antares è abbastanza lento e quindi polveroso. Le misure della sua velocità si aggirano su valori di poco inferiori ai 20 km/s: ad esempio una misura compiuta nel 1977 ha dato come risultato un valore di 17 km/s[18]; in uno studio risalente a due anni dopo il valore stimato è stato invece 18 ± 6 km/s[19]. La sua emissione non è regolare, sicché la perdita di massa conosce oscillazioni notevoli. Questo crea intorno alla stella delle shell di polvere e gas in allontanamento, corrispondenti ai periodi in cui l'emissione è stata più cospicua. Tramite osservazioni molto precise, compiute nel medio infrarosso, è stato possibile rilevare la presenza di due anelli di gas e polveri; il primo, quello più interno, è distante 0,3 secondi d'arco dalla stella, corrispondenti a circa 50 UA. I gas che lo compongono hanno una temperatura di circa 800 K e sono stati espulsi probabilmente 10-20 anni fa[20]. L'anello più esterno è invece molto meno regolare e molto più frastagliato del primo, tanto da essere diviso in tre regioni di emissione principali. Esso si trova a 1,2 secondi d'arco da Antares, corrispondenti a circa 200 UA (circa 30 miliardi di km). I gas che lo compongono hanno una temperatura di 200-600 K a testimonianza di un progressivo raffreddamento del vento stellare mano a mano che si allontana dalla stella centrale. I gas e le polveri che formano questo anello sono stati espulsi probabilmente 60 anni fa[20]. Il periodo di 45 anni che intercorre fra le due espulsioni non corrisponde a nessun periodo rilevato nelle variazioni di luminosità di Antares. Ciò fa presumere che le variazioni del vento stellare, sebbene testimoni della instabilità della stella, non siano da collegarsi con le variazioni di luminosità a cui essa va soggetta[20].

L'anello di gas più interno potrebbe in realtà avere una struttura complessa ed essere a sua volta composto da tre anelli, che si trovano a distanza ravvicinata l'uno dall'altro. Le distanze misurate dalla stella di queste tre strutture sono precisamente 0,2'', 0,3'' e 0,4''. Se ciò fosse confermato, allora vorrebbe dire che negli ultimi due decenni Antares è andata incontro a rapide variazioni nella quantità di vento stellare emesso[21].

Non è del tutto chiaro cosa provochi questi cambiamenti nel vento stellare di Antares, anche se essi paiano compatibili con la presenza di pulsazioni irregolari nella fotosfera della stella. Probabilmente quando la stella si espande rilascia maggiori quantità di gas[20].

Il raffreddamento del vento stellare, quando esso si allontana dalla stella, favorisce la formazione di grani. Questi sembrano cominciare a formarsi a una distanza di 0,6 secondi d'arco dalla superficie della stella, corrispondenti a circa 110 UA (16,5 miliardi di km)[22]. Fra i grani sembrano dominare i silicati piuttosto che i carbonati. Inoltre essi sembrano avere dimensioni abbastanza ragguardevoli e superiori a quelle riscontrabili nei grani del mezzo interstellare. Ciò fa presumere che un qualche tipo di fenomeno, probabilmente il bow shock, spezzi i grani del vento stellare in grani più piccoli[23]. Le stime circa la massa totale dei grani di polvere che circondano Antares variano da 4 10−9 M[20] a 1 10−7 M[22].

Fotosfera[modifica | modifica sorgente]

I due corpi luminosi al centro sono Giove e Antares. La grande banda di gas e stelle che si stende orizzontalmente nella fotografia è la Via Lattea.

Osservazioni interferometriche hanno permesso di stabilire la presenza di punti caldi, cioè zone della fotosfera della stella più calde del resto della superficie di almeno 400 K[24]. La presenza di tali punti sembra essere una caratteristica comune alle supergiganti di classe spettrale M visto che essi sono stati osservati anche in stelle quali Betelgeuse e Ras Algethi. Essi contribuiscono da soli a una considerevole porzione del flusso totale proveniente da Antares (12-16% circa del flusso totale) e hanno dimensioni non superiori a un decimo di quella del disco stellare. La loro durata è nell'ordine di qualche mese. Sono state fatte molteplici ipotesi su tali punti caldi, ma quella che ha ricevuto il consenso maggiore li interpreta come effetto della supergranulazione che interesserebbe la fotosfera della stella. Secondo tale ipotesi, sulla superficie di Antares e delle altre supergiganti rosse sarebbero presenti gigantesche celle convettive frutto della salita e ricaduta del gas negli strati sottostanti[24].

Tali supergranuli potrebbero anche dare un importante contributo alle irregolarità riscontrate nel vento stellare di Antares. Esse potrebbero infatti dare inizio a getti di materiale che si propagherebbe poi nello spazio circostante.

Variabilità e pulsazioni[modifica | modifica sorgente]

Un ulteriore segno della instabilità di Antares, condiviso con le altre supergiganti, è rappresentato dalla sua variabilità. Antares è classificata come variabile irregolare lenta di tipo LC, la cui magnitudine apparente varia da +0,88 a +1,16[25]. Antares conosce periodi di stabilità, alternati a periodi in cui si osservano variazioni di circa 0,3 magnitudini nell'arco di circa 100 giorni[26].

Le variazioni di luminosità sono blandamente correlate con le variazioni di velocità radiale dello spettro di Antares. Alcune di queste variazioni su periodi relativamente brevi, sono riconducibili alla attività delle supercelle che caratterizzano la superficie dell'astro. Tuttavia sottratte queste, è stato possibile mediante osservazioni compiute nel corso di diversi anni, stabilire che Antares presenta almeno due periodi di variazione sovrapposti: il primo, più lungo, è caratterizzato da una durata di 5-7 anni, mentre il secondo, più breve, è lungo 260 ± 20 giorni[26]. Non si tratta di periodi perfettamente regolari, ma caratterizzati da picchi e irregolarità. Sebbene sia possibile dare diverse interpretazioni di queste variazioni nella velocità radiale, quella che sembra più accreditata le interpreta come dovute alla pulsazione della stella, che conosce periodi di espansione e periodi di contrazione. Questo fenomeno dovrebbe avere un ruolo nella spiegazione delle variazioni del vento stellare di Antares.

È stato ipotizzato[26] che quanto più una stella è massiccia, tanto più varia in modo irregolare durante le ultime fasi della sua esistenza. In questo senso le supergiganti rosse a noi più vicine, ossia Antares, Betelgeuse e Ras Algethi, si troverebbero a metà strada fra le stelle morenti di massa relativamente piccola, come le variabili di tipo Mira, che mostrano periodi abbastanza regolari, e stelle morenti di massa molto grande, come Mu Cephei, che non mostrano alcuna regolarità. In Antares, come in Betelgeuse e Ras Algethi, è dunque possibile rilevare una qualche regolarità nelle loro pulsazioni, sebbene si tratti di una regolarità relativa, caratterizzata da parecchie fluttuazioni.

Luminosità[modifica | modifica sorgente]

La luminosità di una stella è direttamente proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura superficiale e al quadrato del suo raggio. Antares ha una temperatura superficiale relativamente bassa, ma ha una raggio così grande da risultare una stella molto luminosa. Tuttavia l'esatta luminosità di Antares è difficile da calcolare a causa delle incertezze sulla sua distanza e sulla diminuzione della luminosità derivante dall'offuscamento di cui la nebulosità che circonda Antares e il mezzo interstellare sono responsabili. In ogni caso, si calcola che nel visibile Antares è circa 10.000 volte più luminosa del Sole[27]. Combinata con la distanza presunta ciò dà una magnitudine assoluta pari a -5,28. Tuttavia, se si tiene in considerazione l'emissione alle altre lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, in particolare nell'infrarosso, la stella raggiunge una luminosità molto superiore, dalle 60.000 alle 90.000 volte quella del Sole; ciò la rende una tra le stelle più luminose conosciute[27]. La ragione di questa grande emissione nell'infrarosso è dovuta alla bassa temperatura superficiale che, in conformità con la legge di Wien, fa sì che il picco dell'emissione luminosa si collochi nell'infrarosso.

Massa, stato evolutivo e destino finale[modifica | modifica sorgente]

Entrata nella sequenza principale come una stella di tipo O con una massa di 23-25 M[13], Antares ha ora una massa stimata di 15-18 M[28], a causa della perdita dovuta al vento stellare. Sebbene la massa attuale sia ancora considerevole, essa è distribuita su di un volume enorme. Di conseguenza, la sua densità media è molto bassa, situazione abbastanza tipica per le stelle giganti e supergiganti, e i suoi strati esterni sono assimilabili ad un vuoto spinto. Antares è una stella molto evoluta, che è entrata nelle fasi finali della sua esistenza. Avendo esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo, essa è uscita dalla sequenza principale. Vista la sua notevole massa, è destinata ad esplodere in una supernova di tipo II entro un milione di anni. Tuttavia l'esatto stadio evolutivo di Antares non è ancora conosciuto e quindi non è possibile stabilire quando l'esplosione avverrà. Sulla base della presenza delle righe spettrali del nichel-56 e del cobalto-56, che vengono prodotti dalle stelle massicce poco prima di esplodere, è stato ipotizzato che Antares potrebbe concludere la propria esistenza entro pochi anni o addirittura averla già conclusa, sebbene la luce dell'esplosione non sia ancora giunta a noi[29]. Tuttavia Antares potrebbe trovarsi ancora in una fase precedente a questa e potrebbero mancare ancora diverse migliaia di anni alla fine della sua esistenza.

Compagna e regione H II[modifica | modifica sorgente]

Antares B[modifica | modifica sorgente]

Antares è una stella binaria. Infatti la principale, che è stata fino a qui descritta e che viene chiamata Antares A ha una compagna più debole, chiamata Antares B. Quest'ultima è in realtà una stella di tutto rispetto visto che con una magnitudine apparente di 5,5[27] sarebbe visibile a occhio nudo da una distanza di 600 anni luce. Tuttavia essendo vicina ad Antares A e essendo quest'ultima 60 volte più luminosa nel visibile[30], la sua luminosità viene sovrastata dalla sua più potente compagna, sicché la sua risoluzione è molto difficile tramite telescopi amatoriali. Con un telescopio di 150 mm la risoluzione diventa relativamente semplice[30]. Con telescopi di apertura più piccola, Antares B può essere osservata per pochi secondi durante le occultazioni lunari, mentre Antares A è nascosta dalla Luna. Fu proprio durante una di queste occultazioni che venne scoperto che Antares era una stella doppia: ciò avvenne il 13 aprile 1819 a opera di Johann Tobias Bürg[31].

Antares B è stata classificata come appartenente alla classe spettrale B4V[32] e a quella B3V[33]. Tuttavia la classificazione più diffusa è B2,5V[4]. Si tratta quindi di una stella di sequenza principale di colore azzurro, che, avendo una massa inferiore ad Antares A, è meno evoluta. La sua massa è stata infatti calcolata essere 7,2 ± 0,5 volte quella del Sole[34] (cioè poco meno della metà della sua più grande compagna), il suo raggio 5,2 ± 1,5 R[34] e la sua temperatura superficiale 18.500 K[34]. L'analisi spettroscopica di Antares B, unita alla sua presunta traccia evolutiva, fa credere che, tenendo conto del fatto che essa emette molta radiazione nell'ultravioletto, essa sia circa 2.750 volte più luminosa del Sole[34].

L'orbita di Antares A e B intorno al loro comune centro di massa non è ancora conosciuta con precisione. Ciò è dovuto in parte al fatto che finora solo una piccola porzione dell'orbita ha potuto essere osservata, a causa del lungo periodo dell'orbita. Nell'ultimo secolo la separazione fra i due astri sta diminuendo: era 3,01'' nel 1930[4], 2,86'' nel 1989[35], 2,74'' nel 2005[36]. Alla distanza stimata di circa 600 anni luce, 2,74'' corrispondono a circa 550 UA (82,5 miliardi di km). Si tratta della distanza minima a cui attualmente i due corpi celesti si trovano. Essa però potrebbe essere maggiore, in ragione della forma dell'orbita. In particolare è necessario capire se la supergigante si trova attualmente davanti o dietro la sua compagna rispetto alla nostra visuale. Secondo ipotesi formulate nel primo decennio degli anni duemila, Antares B si trova dietro la sua più grande compagna con un angolo di 23°± 5°[37].

Probabilmente l'orbita è inclinata di 89° rispetto alla nostra visuale[34]. Ciò significa che il piano dell'orbita è praticamente visto di taglio. Supponendo che la massa di Antares A e B siano rispettivamente 18 M e 7,2 M, si può ipotizzare un periodo orbitale di 2.562 anni[4]. Tuttavia i calcoli dell'orbita sono molto ipotetici perché non ne è conosciuta con esattezza l'eccentricità.

Regione H II[modifica | modifica sorgente]

Trovandosi relativamente vicino ad Antares A, Antares B si trova all'interno dell'inviluppo di gas prodotto dal vento stellare della supergigante. Poiché è una stella relativamente potente, Antares B riesce ad illuminare una porzione di tale inviluppo creando una regione H II: con la sua radiazione ultravioletta Antares B riesce, infatti, a ionizzare l'idrogeno espulso dalla stella principale, il quale emette a sua volta radiazione. Lo studio di tale nebulosa a emissione si è rivelato importante perché ha permesso di aumentare le conoscenze relative al vento stellare di Antares A. Tenendo presente che Antares B è posizionata attualmente ad ovest di Antares A, la regione H II si estende 1'' a est e 3'' a ovest di Antares B, ove raggiunge la massima profondità di 6'' rispetto alla nostra visuale. Dopo i 3'' ovest, essa si apre in strutture filamentose, che raggiungono la lunghezza di 16 ± 8''[4].

Fin dalla sua scoperta, la regione H II formata dalle due componenti è apparsa peculiare. Infatti essa a differenza delle tipiche regioni H II, non mostra la presenza di ioni di ossigeno, azoto e zolfo; in compenso essa mostra la presenza di marcate linee dovute a ioni di ferro, che di solito sono mancanti nelle emissioni delle regioni H II. Sono state avanzate diverse spiegazioni per queste peculiarità, ma nessuna appare per ora pienamente soddisfacente. Probabilmente una pluralità di fattori sta alla base delle particolarità delle regione H II che circonda Antares B[4]. Un primo fattore è rappresentato dalla relativa poca potenza della stella centrale rispetto alle stelle di tipo O che di solito generano le regioni H II. Un secondo fattore è costituito dalla elevata densità del vento stellare di Antares, che è più denso delle normali nebulose a emissione. Un ulteriore fattore è la composizione del vento stellare di Antares, all'interno del quale si trovano i prodotti del ciclo CNO: tali prodotti si originano nelle regioni interne di Antares A, ma vengono portati in superficie dai rimescolamenti dovuti alla presenza delle celle giganti. Essi sono quindi espulsi tramite il vento stellare dell'astro: la composizione chimica della regione H II è quindi diversa da quella tipica delle regioni di questo tipo.

Etimologia e significato culturale[modifica | modifica sorgente]

Il suo nome deriva dal greco Αντάρης (Antares) e significa rivale di Ares (anti-Ares) o simile ad Ares, probabilmente a causa del colore rossastro simile all'aspetto del pianeta Marte. È anche nota con il nome arabo Ķalb al Άķrab (Calbalacrab) che significa cuore dello Scorpione, data la sua posizione nella costellazione e il suo colore[38]. Questo nome arabo è una traduzione dal greco antico Καρδία Σκορπίου Kardia Skorpiū[39]. La traduzione in latino di tale nome è invece Cor Scorpii.

Il colore distintivo di Antares ne ha fatto un oggetto di grande interesse per molti popoli nella storia.

  • 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 a.C. Inoltre Antares era il simbolo della dea Iside nelle cerimonie religiose che si tenevano all'interno delle piramidi[38].
  • 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[38].
Charles François Dupuis, un astronomo francese, menziona Antares come una delle quattro "stelle regali" dei Persiani, le altre essendo Aldebaran della costellazione del Toro, Regolo del Leone e Fomalhaut del Pesce Australe. Antares era chiamata dai persiani Gel, che significa la Rossa[38].
era con σ Scorpii e τ Scorpii una delle nakshatra (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[38].
Antares 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 e i suoi figli[38].
Antares è un angelo caduto e il quarto guardiano del cancello occidentale.
  • In astrologia, Antares è una delle 15 stelle fisse beheniane e ha simbolo Agrippa1531 corScorpii.png.[40]
  • 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).[41]
  • 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[38].

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d e f g SIMBAD Astronomical Database in Results for CCDM J16294-2626A/B.
  2. ^ a b P. T. de Zeeuw, R. Hoogerwerf, J.H.J. de Bruijne, A.G.A. 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.
  3. ^ 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.
  4. ^ 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.
  5. ^ Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E., 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.
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Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Testi generici[modifica | modifica sorgente]

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Sulle stelle[modifica | modifica sorgente]

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  • (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[modifica | modifica sorgente]

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, 2005. - 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[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

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