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Antares

stella della costellazione dello Scorpione
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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
coordinate celesti invalide
File:Immagine:Antares.jpg
Antares illumina i gas circostanti
Classificazionesupergigante rossa
Classe spettraleM1,5Iab/B2,5V [1]
Tipo di variabilepulsante semi-regolare
Distanza dal Sole604 anni luce
CostellazioneScorpione
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta16h 29m 24,460s[1]
Declinazione-26° 25' 55,209" [1]
Lat. galattica15,06°
Long. galattica351,95°
Dati fisici
Diametro medio~1,185 miliardi di km
Raggio medio~850 R⊙
Massa
15-18 M⊙
Periodo di rotazione1265 giorni
Velocità di rotazione20 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
Parallasse5,40 ± 1,68 mas[1]
Moto proprioAR: -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 è una supergigante rossa situata a circa 600 anni luce dal sistema solare; avendo un raggio che è circa 800 volte quello del Sole, essa è una delle stelle più grandi conosciute.

Osservazione

 
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 26º 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 5º 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 5º 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'eclitta, 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

 
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 che 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. 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

Classificazione e temperatura superficiale

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[5] o a quella M1,5 Ib[6]. 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[7]. 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

 
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[8]. 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[9]. 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.

Vento stellare

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)[10]. 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 concidenti, tuttavia esse osclillano all'interno di un range relativamente limitato. Il vento stellare di Antares è responsabile di una perdita di massa che viene calcolata essere fra i 7,1 milionesimi[11] e un decimilionesimo[12] della massa del Sole ogni anno. Questi sono tuttavia i valori estremi misurati: la maggior parte delle misure dà valori compresi in un range più ristretto, che va da 2 10−6 M⊙ per anno[13] a 7 10−7 M⊙ per anno[14]. Si tratta di valori non eccezionali per una supergigante, che può arrivare a perdere anche 10−3 M⊙ per anno[15], 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.

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[16]; in uno studio risalente a due anni dopo il valore stimato è stato invece 18 ± 6 km/s[17]. 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 allontamento, 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[18]. 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[18]. 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[18].

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[19].

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[18].

Il raffreddamento del vento stellare, quando esso si allontana dalla stella, favorisce la formazione di grani. Fra questi 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[20].

Fotosfera

 
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[21]. La presenza di tali punti sembra essere una caratteristica comune alle supergiganti di M visto che esse sono state osservate 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 della altre supergiganti sarebbero presenti gigantesche celle convettive frutto della salita e ricaduta del gas negli strati sottostanti[21].

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

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[22]. Antares conosce periodi di stabilità, alternati a periodi in cui si osservano variazioni di circa 0,3 magnitudini nell'arco di circa 100 giorni[23].

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 lunghezza di 5-7 anni, mentre il secondo, più breve, è lungo 260 ± 20 giorni[23]. 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[23] 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 irregolarità.

Luminosità

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 [24]. 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[24]. 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

 
Confronto fra la supergigante rossa Antares e il Sole, rappresentato come un debole puntino nella parte superiore destra dell'immagine. Il cerchio nero è la grandezza dell'orbita di Marte. Arturo è incluso nell'immagine per aiutare il confronto.

Antares ha una massa stimata di 15-18 M☉[25]. Sebbene si tratti di una massa 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[26]. 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

Antares è anche una stella binaria, che ha come compagna una nana blu di classe B2.5V, con magnitudine 5,4 e separata da 550 UA,[24] con un periodo di 878 anni.

Etimologia e significato culturale

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.[27]

Il suo colore distintivo ne ha fatto un oggetto di grande interesse per molti popoli nella storia. Molti dei templi egizi erano orientati con Antares, la stella era una delle quattro "stelle regali" dei Persiani (insieme a Aldebaran della costellazione del Toro, Regolo del Leone e Fomalhaut del Pesce Australe), alcuni scrittori affermano che c'è un riferimento ad Antares anche nella Bibbia, nel libro di Giobbe.

Note

  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 21-05-2010.
  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. ^ 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 24-06-2010.
  5. ^ C. J. 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 27-06-2010.
  6. ^ R. M. 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 27-06-2010.
  7. ^ 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 25-06-2010.
  8. ^ A. Richichi, A new accurate determination of the angular diameter of Antares, in Astronomy and Astrophysics, vol. 230, n. 2, April 1990, pp. 355–362.
  9. ^ M. Bester, W. C. Danchi, D. Hale, C. H. Townes, C. G. Degiacomi, D. Mekarnia, T. R. 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, 05/1996, pp. 336-343, DOI:10.1086/177246. URL consultato il 25-06-2010.
  10. ^ J. P. Swings, G. W. Preston, The spectrum of the Antares nebula, in Astrophysical Journal, vol. 220, 1978, pp. 883-886, DOI:10.1086/155977. URL consultato il 27-06-2010.
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  26. ^ Karl Schwarz, Betelgeuse & Antares are going Supernova, su doomdaily.com. URL consultato il 24-07-2010.
  27. ^ Richard Hinckley Allen, Star-names and their meanings (1936)

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