stringtranslate.com

Антарес

Антарес — самая яркая звезда в созвездии Скорпиона . Он имеет обозначение Байера α Scorpii , которое латинизируется как Alpha Scorpii . Часто называемый «сердцем скорпиона», Антарес окружен σ Scorpii и τ Scorpii около центра созвездия. Отчетливо красноватый при наблюдении невооруженным глазом, Антарес — это медленная неправильная переменная звезда, яркость которой колеблется от видимой визуальной величины +0,6 до +1,6. В среднем это пятнадцатая по яркости звезда на ночном небе . Антарес — самый яркий и наиболее развитый звездный член ассоциации Скорпиона–Центавра , ближайшей ассоциации OB к Солнцу. Он расположен примерно в 170 парсеках (550  световых лет ) от Земли на краю подгруппы Верхнего Скорпиона и освещает комплекс облаков Ро Змееносца на переднем плане.

Классифицированный как спектральный тип M1.5Iab-Ib , Антарес является красным сверхгигантом , большой эволюционировавшей массивной звездой и одной из крупнейших звезд, видимых невооруженным глазом. Если поместить его в центр Солнечной системы , он простирался бы где-то между орбитами Марса и Юпитера . Его масса, как подсчитано, составляет около 13 или 15-16 масс Солнца . [10] Антарес выглядит как одиночная звезда, если смотреть невооруженным глазом, но на самом деле это двойная звездная система с двумя ее компонентами, называемыми α Скорпиона A и α Скорпиона B. Более яркий из пары является красным сверхгигантом, в то время как более слабый является горячей звездой главной последовательности величиной 5,5. Они имеют проецируемое разделение около 79,1  Тл (529  а.е. ).

Его традиционное название Антарес происходит от древнегреческого Ἀντάρης , что означает «соперник Ареса », из-за сходства его красноватого оттенка с внешним видом планеты Марс .

Номенклатура

Антарес между τ (внизу слева) и σ Скорпиона ; Антарес выглядит белым на этом инфракрасном изображении WISE в искусственных цветах .

α Scorpii (латинизировано как Alpha Scorpii ) — это обозначение звезды по Байеру . Антарес имеет обозначение Флемстида 21 Scorpii, а также каталожные обозначения, такие как HR 6134 в каталоге ярких звезд и HD 148478 в каталоге Генри Дрейпера . Как заметный инфракрасный источник, он представлен в каталоге Two Micron All-Sky Survey как 2MASS J16292443-2625549 и в каталоге Infrared Astronomical Satellite (IRAS) Sky Survey Atlas как IRAS 16262–2619. Он также каталогизирован как двойная звезда WDS J16294-2626 и CCDM J16294-2626. Антарес является переменной звездой и указан в General Catalogue of Variable Stars , но как звезда, обозначенная Байером, он не имеет отдельного обозначения переменной звезды . [16]

Его традиционное название Антарес происходит от древнегреческого Ἀντάρης , [17] что означает «соперник Ареса », из-за сходства его красноватого оттенка с внешним видом планеты Марс . [18] Сравнение Антареса с Марсом, возможно, возникло у ранних месопотамских астрономов [15] , что считается устаревшим предположением, поскольку название этой звезды в месопотамской астрономии всегда было «сердце Скорпиона», и она была связана с богиней Лисин . [19] Некоторые ученые предполагают, что звезда могла быть названа в честь Антара , или Антараха ибн Шаддада, арабского воина-героя, прославленного в доисламских поэмах Муаллакат . [15] Однако имя «Антарес» уже доказано в греческой культуре, например, в Альмагесте и Тетрабиблосе Птолемея. В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) [20] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года [21] включал таблицу первых двух партий имен, одобренных WGSN, в которую входило Антарес для звезды α Скорпиона A. Теперь оно внесено в Каталог имен звезд МАС. [22]

Наблюдение

Антарес виден всю ночь около 31 мая каждого года, когда звезда находится в противостоянии с Солнцем . Затем Антарес восходит в сумерках и заходит на рассвете, если смотреть на экваторе.

В течение двух-трех недель по обе стороны от 30 ноября Антарес не виден на ночном небе в средних северных широтах, поскольку он находится вблизи соединения с Солнцем. [23] В более высоких северных широтах Антарес виден только низко на юге летом. Выше 64° северной широты звезда вообще не восходит.

Антарес легче увидеть из южного полушария из-за его южного склонения. Во всей Антарктиде звезда является циркумполярной, поскольку весь континент находится выше 64° южной широты.

История

Антарес вблизи Солнца 30 ноября 2012 г.

Изменения лучевой скорости наблюдались в спектре Антареса в начале 20-го века, [24] и были предприняты попытки вывести спектроскопические орбиты. [25] Стало очевидно, что небольшие изменения не могли быть вызваны орбитальным движением, и на самом деле они были вызваны пульсацией атмосферы звезды. Еще в 1928 году было подсчитано, что размер звезды должен меняться примерно на 20%. [26]

Впервые о наличии у Антареса звезды-компаньона сообщил Иоганн Тобиас Бюрг во время покрытия 13 апреля 1819 года [27] , хотя это не было широко принято и отвергнуто как возможный атмосферный эффект. [28] Затем ее наблюдал шотландский астроном Джеймс Уильям Грант FRSE, находясь в Индии 23 июля 1844 года. [29] Она была повторно открыта Ормсби М. Митчелом в 1846 году [30] и измерена Уильямом Раттером Доусом в апреле 1847 года. [31] [32]

В 1952 году сообщалось, что Антарес меняет свою яркость. Был описан фотографический диапазон величин от 3,00 до 3,16. [33] Яркость отслеживается Американской ассоциацией наблюдателей переменных звезд с 1945 года, [34] и она была классифицирована как медленная нерегулярная переменная звезда LC , видимая величина которой медленно меняется между крайностями +0,6 и +1,6, хотя обычно около величины +1,0. Очевидной периодичности нет, но статистический анализ показал периоды в 1733 дня или1650 ± 640 дней. [4] Отдельный длительный вторичный период не обнаружен, [35] хотя предполагалось, что первичные периоды продолжительностью более тысячи дней аналогичны долгим вторичным периодам. [4]

Исследование, опубликованное в 2018 году, показало, что аборигены Нгарринджери из Южной Австралии наблюдали изменчивость Антареса и включили его в свои устные традиции как Вайюнгари (что означает «красный человек»). [36]

Покрытия и соединения

Покрытие Антареса Луной (повторное появление) наблюдалось 14 мая 2006 года в Голубых горах, Австралия. Антарес B появляется первым, а затем Антарес A через 7,53 секунды.

Антарес находится в 4,57 градусах к югу от эклиптики , это одна из четырех звезд первой величины в пределах 6° от эклиптики (другие — Спика , Регул и Альдебаран ), поэтому она может быть закрыта Луной . Затмение 31 июля 2009 года было видно в большей части южной Азии и на Ближнем Востоке. [37] [38] Каждый год около 2 декабря Солнце проходит в 5° к северу от Антареса. [23] Лунные покрытия Антареса довольно распространены и зависят от 18,6-летнего цикла лунных узлов . Последний цикл закончился в 2010 году, а следующий начнется в 2023 году. Справа показано видео события повторного появления, на котором четко видны события для обоих компонентов.

Антарес также может быть закрыт планетами, например Венерой , но эти события редки. Последнее затмение Антареса Венерой произошло 17 сентября 525 г. до н. э.; следующее будет 17 ноября 2400 г. [39] Было подсчитано, что другие планеты не закрывали Антарес в течение последнего тысячелетия, и не будут этого делать в следующем тысячелетии, поскольку большинство планет остаются вблизи эклиптики и проходят к северу от Антареса. [40] Венера будет находиться чрезвычайно близко к Антаресу 19 октября 2117 года, и каждые восемь лет после этого вплоть до 29 октября 2157 года она будет проходить к югу от звезды. [41]

Освещение облачного комплекса Ро Змееносца

Антарес — самый яркий и наиболее развитый звездный член ассоциации Скорпиона-Центавра , ближайшей ассоциации OB к Солнцу. Он является членом подгруппы Верхнего Скорпиона ассоциации, которая содержит тысячи звезд со средним возрастом 11 миллионов лет. Антарес расположен примерно в 170 парсеках (550  световых лет ) от Земли на краю подгруппы Верхнего Скорпиона и освещает облачный комплекс Ро Змееносца на переднем плане. [42] Освещенное облако иногда называют туманностью Антарес или иначе идентифицируют как VdB 107. [43]

Звездная система

α Скорпиона — двойная звезда , которая, как полагают, образует двойную систему . Лучшая вычисленная орбита для звезд все еще считается ненадежной. [44] Она описывает почти круговую орбиту, видимую почти с ребра, с периодом 1218 лет и большой полуосью около2,9 ″ . [45] Другие недавние оценки периода варьировались от 880 лет для расчетной орбиты [46] до 2562 лет для простой оценки по закону Кеплера . [47]

Ранние измерения пары показали, что они примерно3,5 дюйма друг от друга в 1847–49 годах, [32] или2,5″ друг от друга в 1848 году. [30] Более современные наблюдения последовательно дают расстояния около2,6″  –2,8″ . [48] [49] [50] [51] Изменения в разделении часто интерпретируются как свидетельство орбитального движения, [7] [30] но, скорее всего, это просто неточности наблюдений с очень небольшим истинным относительным движением между двумя компонентами. [45]

Пара имеет прогнозируемое разделение около 529 астрономических единиц (AU) (≈ 80 млрд км) на предполагаемом расстоянии Антареса, что дает минимальное значение для расстояния между ними. Спектроскопическое исследование энергетических состояний в оттоке материи от звезды-компаньона предполагает, что последний находится за пределами220  а.е. за пределами первичной звезды (около 33 млрд км). [7]

Антарес

Реконструированный VLTI вид поверхности Антареса А

Антарес — красный сверхгигант со звездной классификацией M1.5Iab-Ib, и указан как спектральный стандарт для этого класса. [6] Из-за природы звезды полученные измерения параллакса имеют большие ошибки, так что истинное расстояние до Антареса составляет приблизительно 550 световых лет (170 парсеков ) от Солнца. [3]

Яркость Антареса на визуальных длинах волн примерно в 10 000 раз больше, чем у Солнца , но поскольку звезда излучает значительную часть своей энергии в инфракрасной части спектра , истинная болометрическая светимость примерно в 100 000 раз больше, чем у Солнца. Существует большой предел погрешности, присвоенный значениям для болометрической светимости, обычно 30% или более. Также существует значительный разброс между значениями, опубликованными разными авторами, например, 75 900  L ☉ и 97 700  L ☉, опубликованными в 2012 и 2013 годах. [12] [11]

Масса звезды была рассчитана как около 12  M ☉ , [12] или от 11 до 14,3  M ☉ . [11] Сравнение эффективной температуры и светимости Антареса с теоретическими эволюционными треками для массивных звезд предполагает массу прародителя 17  M ☉ и возраст 12 миллионов лет (MYr), [12] или начальную массу 15  M ☉ и возраст от 11 до 15 MYr. [11] Сравнение наблюдений с древности с теоретическими эволюционными треками предполагает начальную массу от 15 до 16  M ☉ , или возможность того, что Антарес находится на синей петле с начальной массой 13  M ☉ (исключая 14  M ☉ как возможную оценку массы). Они соответствуют возрасту от 11,8 до 17,3 MYr. [10] Эти первоначальные оценки массы означают, что Антарес, возможно, когда-то напоминал массивные голубые звезды, такие как члены системы Акрукс , которые имеют схожие начальные массы (и Антарес, и Акрукс являются членами более широкой ассоциации Скорпиона-Центавра ). [52] Ожидается, что массивные звезды, такие как Антарес, взорвутся как сверхновые . [53]

Как и большинство холодных сверхгигантов, размер Антареса имеет большую неопределенность из-за разреженной и полупрозрачной природы протяженных внешних областей звезды. Определение эффективной температуры затруднено из-за спектральных линий, генерируемых на разных глубинах в атмосфере, и линейные измерения дают разные результаты в зависимости от наблюдаемой длины волны. [54] Кроме того, Антарес пульсирует в размере, изменяя свой радиус на 19%. [12] Он также меняет температуру на 150 К, отставая на 70 дней от изменений лучевой скорости , которые, вероятно, вызваны пульсациями. [55]

Диаметр Антареса можно измерить наиболее точно с помощью интерферометрии или наблюдения за лунными затмениями . Опубликован видимый диаметр по затмениям 41,3 ± 0,1 миллисекунд дуги . [56] Интерферометрия позволяет синтезировать вид звездного диска, который затем представляется как затемненный к краю диск, окруженный протяженной атмосферой. Диаметр затемненного к краю диска был измерен как37,38 ± 0,06 угловых миллисекунд в 2009 году и37,31 ± 0,09 угловых миллисекунд в 2010 году. Линейный радиус звезды можно вычислить из ее углового диаметра и расстояния. Однако расстояние до Антареса не известно с той же точностью, что и современные измерения его диаметра.

Оценка, полученная в 1925 году методом интерферометрии Фрэнсисом Г. Пизом в обсерватории Маунт-Вилсон, дала Антаресу диаметр от 400 до 430 миллионов миль (от 640 до 690 миллионов км), что примерно равно 463-497  R ☉ , что сделало его крупнейшей известной на тот момент звездой . [57] [58] Сейчас известно, что Антарес несколько больше; [59] например, тригонометрический параллакс спутника Hipparcos5,89 ± 1,00 мсд [60] с современными оценками углового диаметра приводят к радиусу около 680  R ☉ . [11] Более старые оценки радиуса, превышающие 850  R ☉ , были получены из более старых измерений диаметра, [55] но эти измерения, вероятно, были затронуты асимметрией атмосферы и узким диапазоном наблюдаемых инфракрасных длин волн; Антарес имеет протяженную оболочку, которая сильно излучает на этих конкретных длинах волн. [11] Несмотря на свой большой размер по сравнению с Солнцем, Антарес затмевается даже более крупными красными сверхгигантами, такими как VY Canis Majoris , WOH G64 , RW Cephei или Mu Cephei .

Антарес, как и схожий по размеру красный сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Ориона , почти наверняка взорвется как сверхновая , [61] вероятно, вОт 1,0 до 1,4 миллиона лет. [10] В течение нескольких месяцев сверхновая Антарес может быть такой же яркой, как полная Луна, и ее можно будет увидеть днем. [53]

Антарес Б

Антарес B — это сине-белая звезда главной последовательности с величиной 5,5 спектрального класса B2.5V; она также имеет многочисленные необычные спектральные линии, указывающие на то, что она была загрязнена веществом, выброшенным Антаресом. [7] Предполагается, что это относительно нормальная звезда главной последовательности раннего B с массой около 7  M ☉ , температурой около18 500  К и радиус около 5  R ☉ . [13] Поскольку масса звезды не достигает предела, необходимого для превращения ее в сверхновую , она, скорее всего, расширится до красного гиганта, прежде чем умрет как массивный белый карлик, похожий на Сириус B . [62] [63]

Antares B обычно трудно увидеть в небольшие телескопы из-за бликов от Antares, но иногда его можно увидеть в апертурах более 150 миллиметров (5,9 дюймов). [64] Его часто описывают как зеленый, но это, вероятно, либо эффект контраста , [62] либо результат смешивания света от двух звезд, когда они видны вместе через телескоп и находятся слишком близко, чтобы быть полностью разрешенными. Antares B иногда можно наблюдать в небольшой телескоп в течение нескольких секунд во время лунных покрытий , когда Antares скрыт Луной. [27] Antares B выглядит глубоким синим или голубовато-зеленым цветом, в отличие от оранжево-красного Antares. [28] [27] [30]

Этимология и мифология

Антарес, вид с земли. Очень яркая звезда в верхнем левом углу кадра — Антарес.

В вавилонских звездных каталогах, датируемых по крайней мере 1100 г. до н. э., Антарес назывался GABA GIR.TAB, «Грудь Скорпиона». В MUL.APIN , который датируется между 1100 и 700 гг. до н. э., это одна из звезд Эа на южном небе и обозначает грудь богини-скорпиона Ишхары . [65] Более поздние названия, которые переводятся как «Сердце Скорпиона», включают Calbalakrab от арабского قَلْبُ ٱلْعَقْرَبِ Qalb al-Άqrab . [66] Это было прямым переводом с древнегреческого Καρδία Σκορπίου Kardia Skorpiū . Cor Scorpii было калькой греческого имени, переданного на латыни . [15]

В древней Месопотамии Антарес, возможно, был известен под разными именами: Урбат, Билу-ша-зири («Владыка семени»), Как-шиса («Творец процветания»), Дар Лугал («Царь»), Масу Сар («Герой и царь») и Каккаб Бир («Красная звезда»). [15] В Древнем Египте Антарес представлял богиню-скорпиона Серкет (и был символом Изиды в пирамидальных церемониях). [15] Его называли t ms n h ntt «красный нос». [67]

В Персии Антарес был известен как одна из четырех « королевских звезд ». В Индии он вместе с σ Скорпиона и τ Скорпиона был Джьештха (старший или самый большой, вероятно, из-за его огромного размера), один из накшатр ( индуистских лунных дворцов ). [15]

Древние китайцы называли Антарес 心宿二 ( Xīnxiù'èr , «вторая звезда Сердца»), потому что это была вторая звезда особняка Синь (心). Это была национальная звезда династии Шан , и ее иногда называли ( китайский :火星; пиньинь : Huǒxīng ; букв. «огненная звезда») из-за ее красноватого цвета.

Народ маори Новой Зеландии называет Антарес Рехуа и считает его главой всех звезд, особенно Матарики . Рехуа является отцом Пуанги/Пуаки ( Ригеля ), важной звезды в расчетах календаря маори. [68] Народ Вотджобалук Кури из Виктории, Австралия, знал Антареса как Джуита , сына Марпеан-куррка ( Арктура ); звезды по бокам представляли его жен. Кулин Кури считали Антареса ( Балаянга ) братом Бунджила ( Альтаира ). [69]

В культуре

Антарес изображен на флаге Бразилии , на котором изображены 27 звезд, каждая из которых представляет собой федеративную единицу Бразилии . Антарес представляет штат Пиауи . [70]

Концепт-кар Oldsmobile Antares 1995 года назван в честь звезды. [71]

Антарес — одна из средневековых бехенских неподвижных звезд .

Ссылки

  1. ^ "Антарес". Словарь Merriam-Webster.com . Merriam-Webster.
  2. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткое руководство по 254 названиям звезд и их производным (2-е переиздание). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  3. ^ abcdef van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.). «Проверка новой редукции Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  4. ^ abcd Kiss, LL; Szabo, GM; Bedding, TR (2006). «Изменчивость красных сверхгигантов: пульсации, длинные вторичные периоды и конвекционный шум». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1721K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . ISSN  0035-8711. S2CID  5203133.
  5. ^ abcd Хоффлейт, Д.; Уоррен, У. Х. (1995). "VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991)". VizieR On-line Data Catalog: V/50. Первоначально опубликовано в: 1964BS....C......0H . 5050 . Bibcode :1995yCat.5050....0H.Запись базы данных Vizier CDS . Доступ онлайн 07 сентября 2012 г.
  6. ^ ab Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989). "Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд". Серия приложений к Astrophysical Journal . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K. doi : 10.1086/191373. S2CID  123149047.
  7. ^ abcd Baade, R.; Reimers, D. (октябрь 2007 г.). "Многокомпонентные линии поглощения в спектрах HST α Scorpii B". Astronomy and Astrophysics . 474 (1): 229–237. Bibcode :2007A&A...474..229B. doi : 10.1051/0004-6361:20077308 .
  8. ^ Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Генерального каталога радиальных скоростей». В Баттене, Алан Генри; Херд, Джон Фредерик (ред.). Определение радиальных скоростей и их применение, Труды симпозиума МАС № 30. Определение радиальных скоростей и их применение . Том 30. Университет Торонто: Международный астрономический союз. стр. 57. Bibcode : 1967IAUS...30...57E.
  9. ^ Бьюик, Тони (2010). «Классификация звезд». Радужное небо . Серия «Практическая астрономия» Патрика Мура. стр. 43–71. doi :10.1007/978-1-4419-1053-0_4. ISBN 978-1-4419-1052-3. ISSN  1431-9756.
  10. ^ abcd Neuhäuser, R.; et al. (июль 2022 г.). «Цветовая эволюция Бетельгейзе и Антареса за два тысячелетия, полученная из исторических записей, как новое ограничение на массу и возраст». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (1): 693–719. arXiv : 2207.04702 . Bibcode : 2022MNRAS.516..693N. doi : 10.1093/mnras/stac1969 .
  11. ^ abcdefghi Ohnaka, K; Hofmann, K.-H; Schertl, D; Weigelt, G; Baffa, C; Chelli, A; Petrov, R; Robbe-Dubois, S (2013). "Высокоспектральное разрешение изображений динамической атмосферы красного сверхгиганта Антарес в линиях первого обертона CO с помощью VLTI/AMBER". Astronomy & Astrophysics . 555 : A24. arXiv : 1304.4800 . Bibcode :2013A&A...555A..24O. doi :10.1051/0004-6361/201321063. S2CID  56396587.
  12. ^ abcdef Марк Дж. Пеко; Эрик Э. Мамаек и Эрик Дж. Бубар (февраль 2012 г.). «Пересмотренный возраст Верхнего Скорпиона и история звездообразования среди членов F-типа Ассоциации OB Скорпиона-Центавра». Astrophysical Journal . 746 (2): 154. arXiv : 1112.1695 . Bibcode :2012ApJ...746..154P. doi :10.1088/0004-637X/746/2/154. S2CID  118461108.
  13. ^ abcdef Кудрицкий, РП; Реймерс, Д. (1978). «Об абсолютной шкале потери массы красными гигантами. II. Околозвездные линии поглощения в спектре альфа Sco B и потеря массы альфа Sco A». Астрономия и астрофизика . 70 : 227. Bibcode :1978A&A....70..227K.
  14. ^ Шредер, К.-П.; Кунц, М. (апрель 2007 г.). «Критическая проверка эмпирических формул потери массы, применяемых к отдельным гигантам и сверхгигантам». Астрономия и астрофизика . 465 (2): 593–601. arXiv : astro-ph/0702172 . Bibcode : 2007A&A...465..593S. doi : 10.1051/0004-6361:20066633. S2CID  55901104.
  15. ^ abcdefg Аллен, Р. Х. (1963). Имена звезд: их предания и значение (переиздание). Нью-Йорк, Нью-Йорк: Dover Publications Inc., стр. 364–366. ISBN 978-0-486-21079-7.
  16. ^ Самусь, НН; Дурлевич, О.В.; и др. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
  17. ^ ἀντάρης в Liddell, Henry George ; Scott, Robert (1940) A Greek–English Lexicon , пересмотренный и дополненный на всем протяжении Jones, Sir Henry Stuart , при содействии McKenzie, Roderick. Oxford: Clarendon Press. В цифровой библиотеке Perseus , Университет Тафтса.
  18. ^ Фред Геттингс (1990). Словарь астрологии Arkana. Penguin Publishing Group. ISBN 978-0-14-019287-2.
  19. ^ Голод, Герман (2019). Вавилонский астрономический сборник MUL. APIN. Routledge. ISBN 978-1-138-05047-1. OCLC  1054505486.
  20. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)" . Получено 22 мая 2016 г. .
  21. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по названиям звезд, № 1" (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 2022-10-09 . Получено 28 июля 2016 .
  22. ^ "Каталог звездных имен МАС" . Получено 28 июля 2016 г.
  23. ^ ab Звездные карты созданы с помощью XEphem (2008). "LASCO Star Maps (идентификация объектов в поле зрения для любого дня года)". Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO). Архивировано из оригинала 2015-02-24 . Получено 2011-12-01 .(2009, 2010, 2011)
  24. ^ Райт, WH (1907). «Переменная лучевая скорость Антареса». The Astrophysical Journal . 25 : 58. Bibcode : 1907ApJ....25...58W. doi : 10.1086/141419.
  25. ^ Лант, Дж. (1916). «Об орбитах спектрально-двойных звезд альфа Ориона и альфа Скорпиона». The Astrophysical Journal . 44 : 250. Bibcode : 1916ApJ....44..250L. doi : 10.1086/142291.
  26. ^ Спенсер Джонс, Х. (1928). «Изменения лучевой скорости Ориона и Скорпиона». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 88 (8): 660–679. doi : 10.1093/mnras/88.8.660 .
  27. ^ abc Бернхэм, Роберт младший (1978). Небесный справочник Бернхэма . Нью-Йорк: Dover Publications. стр. 1666.
  28. ^ ab Johnson, SJ (1879). "Покрытие Антареса". Обсерватория . 3 : 84. Bibcode :1879Obs.....3...84J.
  29. ^ Уильям Артур Дарби (1864). Астрономический наблюдатель. Хардвикер. С. 85–.
  30. ^ abcd Эдвард Кроссли; Джозеф Гледхилл; Дж. М. Уилсон (6 февраля 2018 г.). Справочник двойных звезд с каталогом двенадцати сотен двойных звезд и обширными списками мер. с дополнительными примечаниями, приводящими меру. Creative Media Partners, LLC. стр. 329. ISBN 978-1-376-84608-9.
  31. ↑ Справочный каталог южных двойных звезд. Канцелярия Ее Величества. 1899. С. 161А.
  32. ^ ab Dawes, WR (1856). "О покрытии Антареса Луной". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 16 : 143. Bibcode :1856MNRAS..16..143D. doi : 10.1093/mnras/16.6.143 .
  33. ^ Казинс, AWJ (1952). "Яркие переменные звезды в южном полушарии (второй список)". Обсерватория . 72 : 86. Bibcode : 1952Obs....72...86C.
  34. ^ "Антарес: ​​забытый близнец Бетельгейзе" . Получено 2019-06-08 .
  35. ^ Перси, Джон Р.; Сато, Хиромицу (2009). «Длительные вторичные периоды в пульсирующих красных сверхгигантских звездах». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 103 (1): 11. Bibcode : 2009JRASC.103...11P.
  36. ^ Hamacher, DW (2018). «Наблюдения переменных звезд красного гиганта австралийскими аборигенами». Австралийский журнал антропологии . 29 : 89–107. arXiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018AuJAn..29...89H. doi : 10.1111/taja.12257. S2CID  119453488.
  37. ^ "Occultation of Antares on 31 July 09". Международная ассоциация по определению времени затмений. Архивировано из оригинала 5 июля 2009 года . Получено 2 августа 2009 года .
  38. ^ "Наблюдатели за небом сообщают о покрытии Антареса Луной". The Times of India . 2 августа 2009 г. Архивировано из оригинала 4 ноября 2012 г.
  39. ^ Журнал Британской астрономической ассоциации – Том 2. BiblioBazaar. 29 октября 2015 г. стр. 155. ISBN 978-1-345-66291-7.
  40. ^ Теренс Дикинсон (2006). NightWatch: Практическое руководство по наблюдению за Вселенной. A & C Black. стр. 46. ISBN 978-0-7136-7939-7.
  41. ^ "Интерактивная карта неба". Sky & Telescope . Получено 2022-08-27 .
  42. ^ Мельник, AM; Дамбис, AK (2020). «Шкала расстояний для звезд высокой светимости в ассоциациях OB и в поле с Gaia DR2. Ложные систематические движения». Астрофизика и космическая наука . 365 (7): 112. arXiv : 2006.14649 . Bibcode : 2020Ap&SS.365..112M. doi : 10.1007/s10509-020-03827-0. S2CID  220128144.
  43. ^ Мамаек, Э.Э. (2008). «На расстоянии до области звездообразования Змееносца». Астрономические Нахрихтен . 329 (1). Уайли: 10–14. arXiv : 0709.0505 . Бибкод : 2008AN....329...10M. дои : 10.1002/asna.200710827. ISSN  0004-6337. S2CID  14027548.
  44. ^ Малков, О. Ю.; Тамазян, В. С.; Докобо, JA; Чулков, DA (2012). "Динамические массы выбранной выборки орбитальных двойных звезд". Астрономия и астрофизика . 546 : A69. Bibcode : 2012A&A...546A..69M. doi : 10.1051/0004-6361/201219774 .
  45. ^ ab Павлович, Р.; Тодорович, Н. (2005). «Орбиты семи визуально-двойных звезд, видимых с ребра». Сербский астрономический журнал . 170 (170): 73–78. Bibcode : 2005SerAJ.170...73P. doi : 10.2298/SAJ0570073P .
  46. ^ Baize, P.; Petit, M. (1989). "Звездные двойники орбитальных и составных переменных". Серия приложений к астрономии и астрофизике . 77 : 497. Bibcode :1989A&AS...77..497B.
  47. ^ Реймерс, Д.; Хаген, Х.-Дж.; Бааде, Р.; Браун, К. (2008). «Эмисионная туманность Антарес и потеря массы α Скорпиона А». Астрономия и астрофизика . 491 (1): 229–238. arXiv : 0809.4605 . Бибкод : 2008A&A...491..229R. дои : 10.1051/0004-6361:200809983. S2CID  18620644.
  48. ^ Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И.; Дугласс, Джеффри Г.; Уорли, Чарльз Э. (2001). "Компакт-диск с двойной звездой Военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский каталог двойной звезды". The Astronomical Journal . 122 (6): 3466–3471. Bibcode : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
  49. ↑ Дэйв, Голт; Брайан, Лоудер (сентябрь 2006 г.). «Определение расстояния и угла положения Антареса A–B во время покрытия Луной». Southern Stars . 45 (3): 14. Bibcode :2006SouSt..45c..14G. ISSN  0049-1640.
  50. ^ Антон, Райнер (2015). «Измерения двойной звезды на южном небе с помощью 50-сантиметрового рефлектора и быстрой ПЗС-камеры в 2014 году». Журнал наблюдений двойной звезды . 11 (2): 81. Bibcode : 2015JDSO...11...81A.
  51. ^ Макалистер, Гарольд; Харткопф, Уильям И.; Франц, Отто Г. (1990). "ICCD Speckle Observations of Binary Stars. V. Measurements During 1988–1989 from Kitt Peak and the Cerro Tololo 4 M Telescopes". The Astronomical Journal . 99 : 965. Bibcode : 1990AJ.....99..965M. doi : 10.1086/115387 .
  52. ^ Токовинин, АА (1997-07-01). "MSC - каталог физических кратных звезд". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 124 (1): 75–84. Bibcode :1997A&AS..124...75T. doi :10.1051/aas:1997181. ISSN  0365-0138.
  53. ^ ab Hockey, T.; Trimble, V. (2010). "Общественная реакция на сверхновую с V = −12,5". The Observatory . 130 (3): 167. Bibcode : 2010Obs...130..167H.
  54. ^ Ирландия, MJ; и др. (май 2004 г.). «Многоволновые диаметры близких мир и полурегулярных переменных». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 350 (1): 365–374. arXiv : astro-ph/0402326 . Bibcode : 2004MNRAS.350..365I. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x . S2CID  15830460.
  55. ^ ab Pugh, T.; Gray, DF (2013). «О шестилетнем периоде лучевой скорости Антареса A». The Astronomical Journal . 145 (2): 4. Bibcode :2013AJ....145...38P. doi : 10.1088/0004-6256/145/2/38 . 38.
  56. ↑ A. Richichi (апрель 1990 г.). «Новое точное определение углового диаметра Антареса». Астрономия и астрофизика . 230 (2): 355–362. Bibcode : 1990A&A...230..355R.
  57. ^ "Новости науки". Наука . 61 (1576): x–xiv. 1925. ISSN  0036-8075. JSTOR  1650052.
  58. ^ Пиз, Ф. Г. (1921). «Диаметр Альфы Скорпиона методом интерферометра». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 33 (194): 204–205. Bibcode : 1921PASP...33..204P. doi : 10.1086/123081. ISSN  0004-6280. JSTOR  40671460.
  59. ^ Wing, RF (2009-09-01). Luttermoser, Donald G.; Smith, Beverly J.; Stencel, Robert E. (ред.). The Biggest Stars of All . The Biggest, Baddest, Coolest Stars. Труды семинара, состоявшегося 16–18 июля 2007 г. в Millennium Centre, Джонсон-Сити, Теннесси, США. Серия конференций ASP. Том 412. стр. 113. Bibcode : 2009ASPC..412..113W.
  60. ^ Перриман, MAC; Линдегрен, Л.; Ковалевский Ю.; Хог, Э.; Бастиан, У.; Бернакка, Польша; Крезе, М.; Донати, Ф.; Гренон, М.; Рост, М.; ван Леувен, Ф.; ван дер Марель, Х.; Миньяр, Ф.; Мюррей, Калифорния; Ле Пул, РС; Шрийвер, Х.; Турон, К.; Ареноу, Ф.; Фрешле, М.; Петерсен, CS (июль 1997 г.). «Каталог HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 323 : L49–L52. Бибкод : 1997A&A...323L..49P.
  61. ^ Firestone, RB (июль 2014 г.). «Наблюдение за 23 сверхновыми, которые взорвались на расстоянии <300 пк от Земли за последние 300 тыс. лет». The Astrophysical Journal . 789 (1): 11. Bibcode :2014ApJ...789...29F. doi : 10.1088/0004-637X/789/1/29 . 29.
  62. ^ ab Kaler, James (26 июня 2009 г.). "Antares". STARS . Получено 13 августа 2008 г. .
  63. ^ Уиттет, DCB (1999-12-01). «Физическая интерпретация аномалии „красного Сириуса“». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 310 (2): 355–359. Bibcode : 1999MNRAS.310..355W. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02975.x . ISSN  0035-8711.
  64. ^ Шааф, Фред (2008). Самые яркие звезды: открытие Вселенной через самые яркие звезды неба. John Wiley and Sons. стр. 218. ISBN 978-0-471-70410-2.
  65. ^ Роджерс, Дж. Х. (февраль 1998 г.). «Происхождение древних созвездий: I. Месопотамские традиции». Журнал Британской астрономической ассоциации . 108 (1): 9–28. Bibcode : 1998JBAA..108....9R.
  66. ^ Куницш, П. (1959). Arabische Sternnamen в Европе . Висбаден: Отто Харрасовиц. п. 169.
  67. ^ Луллий, Хосе; Бельмонте, Хуан Антонио (2009). Созвездия Древнего Египта (PDF) . стр. 162. Bibcode : 2009iscc.book..155L. Архивировано (PDF) из оригинала 2022-10-09.
  68. ^ Матамуа, Ранги (2018). Матарики . Веллингтон: Издательство Huia. стр. 22–4. ISBN 978-1-77550-325-5.
  69. ^ Mudrooroo (1994). Мифология аборигенов: история мифологии аборигенов от самых ранних легенд до наших дней . Лондон: HarperCollins. стр. 5. ISBN 978-1-85538-306-7.
  70. ^ «Наука в Португалии - Звезда Кабрала». Институт Камоэнса. Архивировано из оригинала 16 июля 2011 года . Проверено 14 ноября 2022 г.
  71. ^ "Oldsmobile Antares". ACI . Получено 2024-07-26 .

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Антарес .