Antares

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Antares A / B
Antares.jpg
Antares ilumina los gases circundantes
Clasificación supergigante roja
Clase espectral M1,5Iab / B2,5V [1]
Tipo de variable botón semi-regular
Distancia del sol 604 años luz
Constelación Escorpión
Coordenadas
(en el momento J2000 )
Ascensión recta 16 h 29 m 24 460 s [1]
Declinación -26 ° 25 ′ 55.209 ″ [1]
Lat. galáctico 15,06 °
Largo. galáctico 351,95 °
Datos físicos
Diámetro medio ~ 1.185 mil millones de km
Radio medio ~ 838 [2] / 5,2 [3] R
Masa
15 / 7.2 [3] M
Aceleración de gravedad en la superficie 0,17 log g
Período de rotación ~ 12 años
Velocidad de rotacion v × sen i = 10 km / s
Temperatura
superficial
3.450 [2] / 18.500 (promedio)
Brillo
90.000 [2] / 2750 L
Índice de color ( BV ) 1,87
Datos de observación
Aplicación Magnitude. +1.07
Magnitud abs. -5,28
Paralaje 5,40 ± 1,68 mas [1]
Moto propia AR : -10,16 mas / año
Dic : -23,21 mas / año [1]
Velocidad radial -3,4 km / s [1]
Nomenclaturas alternativas
Calbalacrab, α Scorpii , 21 Sco , HD 148478, HIP 80763, SAO 184415, WDS 16294-2626

Coordenadas : Carta celeste 16 h 29 m 24,46 s , -26 ° 25 ′ 55,209 ″

Antares ( IPA : / anˈtares / [4] [5] ; α Sco / α Scorpii / Alfa Scorpii , también llamada Calbalacrab ) es la estrella más brillante de la constelación de Escorpio . Con una magnitud aparente de +1,07, también es la decimosexta estrella más brillante de toda la bóveda celeste .

Antares es una supergigante roja ubicada a unos 600 años luz del sistema solar ; con un radio que es aproximadamente 850 veces el del Sol , es una de las estrellas más grandes conocidas .

Observación

Tarjeta de la constelación de Escorpio .

Antares se identifica fácilmente en el centro de la constelación de Escorpio. En particular, su color rojo anaranjado destaca entre las estrellas brillantes que lo rodean, que son casi todas azules. Con tres de estos, a saber, β Scorpii , δ Scorpii y π Scorpii , Antares forma el asterismo conocido como el Gran Gancho .

Al estar ubicada 26 ° por debajo del ecuador celeste , Antares es una estrella del hemisferio sur . Sin embargo, sus posibilidades de observación en el hemisferio norte son bastante amplias. De hecho, es observable hasta el paralelo 64 N, es decir, casi hasta el círculo polar ártico . Solo se excluye una gran parte de Groenlandia , las regiones más septentrionales de Canadá y Rusia , así como Islandia y partes de Suecia y Noruega . Sin embargo, en las regiones del norte de Europa, el sur de Canadá y el centro de Rusia, aparecerá muy bajo en el horizonte sur y solo será visible durante unas pocas horas. Las posibilidades de observación mejoran a medida que avanza hacia las regiones templadas y tropicales del hemisferio norte. Por otro lado, esta misma declinación implica que Antares es circumpolar solo más al sur del paralelo 64 S, es decir, solo en las regiones del continente antártico .

Antares es una de las cuatro estrellas de primera magnitud que se ubican a una distancia igual o menor a 5 ° de la eclíptica , siendo las otras tres Aldebarán , Regulus y Spica . Por esta razón, en ocasiones está oculto por la Luna y, más raramente, por los planetas . Cada año, el 2 de diciembre, el Sol transita 5 ° al norte de Antares. En consecuencia, los mejores meses para observar esta estrella son aquellos en los que el Sol se encuentra en el lado opuesto de la eclíptica , es decir, los correspondientes al verano del norte. Particularmente en las semanas alrededor de finales de mayo y principios de junio, Antares es visible durante toda la noche. Por el contrario, en las semanas alrededor de finales de noviembre y principios de diciembre, Antares no es visible en absoluto debido a la luz solar muy cercana; este período de invisibilidad dura más en el hemisferio norte que en el sur, debido a la declinación sur de la estrella.

Entorno galáctico

El grupo superior de Escorpio . Antares destaca por su color rojo anaranjado.

Antares es probablemente parte, como muchas estrellas brillantes en la constelación de Escorpio, de la asociación estelar Scorpius-Centaurus , la asociación OB más cercana a la Tierra . Esta asociación es muy extensa, y está formada por quizás 1.200 estrellas con masas iguales o superiores a 15 M . Se formaron en un tiempo de entre 5 y 17-22 millones de años. Las estrellas más masivas de la asociación probablemente ya han explotado en supernovas , lo que dio lugar a más fenómenos de formación estelar.

La asociación Scorpius-Centaurus se divide en tres subgrupos de estrellas, llamados Upper Scorpio, Upper Centaur-Wolf y Lower Centaur-Cross . Antares forma parte del primero de estos subgrupos, conocido simplemente como Asociación de Antares . La atribución de Antares a este subgrupo ha sido durante mucho tiempo incierta debido al difícil cálculo de la distancia a estrellas tan distantes. Las observaciones realizadas a través del satélite Hipparcos parecen confirmar la pertenencia de Antares a esta sub-asociación [6] [7] . Si Antares es realmente parte del subgrupo superior de Escorpio, entonces es actualmente una de las estrellas más masivas y evolucionadas del subgrupo, si no la más masiva de todas [7] .

Actualmente se calcula que la distancia a Antares es de unos 600 años luz [8] , mientras que la distancia media del subgrupo superior de Escorpio es de unos 520 años luz [6] . Antares sería, por tanto, uno de los miembros de este grupo más alejados de nosotros.

La nube de Rho Ophiuchi . En la parte inferior de la foto se puede ver el Antares rojo.

Antares se encuentra en una región galáctica llena de nubes de gas . En particular, Antares ilumina la parte más al sur de la nube Rho Ophiuchi , una nube molecular gigante que se extiende entre las constelaciones de Escorpio y Ophiuchus . [9] Esta parte se interpone entre nosotros y la estrella y está iluminada por Antares, tomando el mismo color rojizo que caracteriza a esta estrella. Otras regiones de la nube, en cambio, están iluminadas por las estrellas azules que rodean a Antares y adquieren este color, creando un contraste muy particular.

Características

Clasificación y temperatura superficial

Antares está clasificada como una estrella de tipo M1.5 Iab [1] . Sin embargo, esta es solo la clasificación más extendida: Antares también ha sido clasificado como perteneciente a la clase M0.5 Iab [10] oa esa M1.5 Ib [11] . La clase espectral M recoge las estrellas de color rojo, de baja temperatura superficial . De hecho, Antares tiene una temperatura superficial de 3.600 ± 150 K [12] . Este valor se puede comparar con el del Sol, que en cambio es de unos 5.800 K. Por lo tanto, Antares tiene una temperatura superficial de 2.200 K más baja que la del Sol.

La clase MMK I , por otro lado, recolecta estrellas supergigantes . Se trata de estrellas muy masivas y muy brillantes , con un estado evolutivo avanzado, que han aumentado su volumen a enormes dimensiones. Esta clase se ha dividido en dos subclases marcados como A y B: el primero recoge las supergigantes más brillantes, la segunda a las menos brillantes. Antares se encuentra a medio camino entre las dos subclases y se le ha asignado la abreviatura ab .

radio

Comparación entre las dimensiones de Antares, Arthur , el Sol y la órbita de Marte

Una de las características más significativas de Antares es su enorme tamaño, tanto que es una de las estrellas más grandes conocidas . A partir de las mediciones de la ocultación lunar se encontró que el diámetro angular de Antares tiene una amplitud de 41,3 ± 0,1 mas [13] . Otras mediciones, realizadas con técnicas interferométricas en la longitud de onda de 11 micrones , han confirmado sustancialmente este dato, dado que el diámetro angular obtenido con esta técnica resultó ser de 44,4 ± 2 mas [14] . A la presunta distancia de unos 600 años luz, este ángulo corresponde a un radio igual a 822 R para la primera medida y 883 R para la segunda. Tomando un promedio entre las dos mediciones, se obtiene un diámetro de aproximadamente 1,185 millones de km, es decir, casi 8 UA . Si Antares estuviera en el lugar del Sol, sus capas externas alcanzarían el 75% de la órbita de Júpiter , lo que significa que nuestro planeta estaría abundantemente dentro de la estrella.

Según la ley de conservación del momento angular, cuando las estrellas salen de la secuencia principal para convertirse en supergigantes, pierden gran parte de su velocidad de rotación. La velocidad en el ecuador de Antares multiplicada por sen i es de 10 km / s, donde i es el ángulo de inclinación con respecto a nuestra vista [15] . Dado que se desconoce el ángulo de inclinación, la velocidad de rotación de Antares y su período de rotación no se pueden determinar con exactitud. Suponiendo que el eje de rotación de Antares esté inclinado 90 ° con respecto al plano de nuestra vista (y por lo tanto asumiendo sen i = 1), Antares tendría un período de rotación de aproximadamente 12 años. Sin embargo, este período disminuiría si el eje de rotación de la estrella se inclinara más de 90 ° o menos de 90 °. Este larguísimo período de rotación se debe, por un lado, a la ralentización de la velocidad de rotación tras la expansión de la estrella y, por otro, al enorme tamaño de Antares.

Viento estelar

Imagen de la superficie de Antares obtenida mediante la técnica interferométrica con el Very Large Telescope de ESO .

Como todas las estrellas supergigantes, Antares produce un viento estelar muy intenso, responsable de una importante pérdida de masa por parte de la estrella. Los gases emitidos por Antares han creado una enorme envoltura, que se extiende 10 segundos de arco alrededor de la estrella, lo que corresponde a aproximadamente 1870 UA (aproximadamente 280 mil millones de km) [16] . El viento estelar de Antares ha sido intensamente estudiado y por ello existen numerosas medidas de su velocidad y la pérdida de masa que produce. Aunque los resultados de estas mediciones no son completamente coincidentes, fluctúan dentro de un rango relativamente limitado. El viento estelar de Antares es responsable de una pérdida de masa que se calcula entre 7,1 millonésimas [17] y una diez millonésima [18] de la masa del Sol cada año. Sin embargo, estos son los valores extremos medidos: la mayoría de las mediciones dan valores dentro de un rango más estrecho, que van desde 2 10 −6 M por año [19] a 7 10 −7 M por año [20] . Estos no son valores excepcionales para una supergigante, que incluso puede perder 10 −3 M por año [21] , pero muy altos si se comparan con los del Sol: la tasa a la que Antares pierde masa es de hecho alrededor de 10 millones. veces mayor que la del Sol. Esta alta pérdida de masa ha creado una considerable envoltura de gas y polvo, cuya masa total se estima en 0,31 M [17] . Este valor se refiere a la masa contenida dentro de los límites del arco de choque , que se supone que está a unos 2,6 años luz de la estrella.

El viento estelar de Antares es bastante lento y por lo tanto polvoriento. Las mediciones de su velocidad rondan los valores de poco menos de 20 km / s: por ejemplo, una medición realizada en 1977 dio como resultado un valor de 17 km / s [22] ; en un estudio que se remonta a dos años después, el valor estimado fue de 18 ± 6 km / s [23] . Su emisión no es regular, por lo que la pérdida de masa experimenta oscilaciones considerables. Esto crea capas de polvo y gas en retroceso alrededor de la estrella, correspondientes a los períodos en los que la emisión fue más notoria. Mediante observaciones muy precisas, realizadas en el infrarrojo medio, fue posible detectar la presencia de dos anillos de gas y polvo; el primero, el más interno, está a 0,3 segundos de arco de la estrella, lo que corresponde a unas 50 UA. Los gases que lo componen tienen una temperatura de unos 800 K y probablemente fueron expulsados ​​hace 10-20 años [24] . El anillo más externo, por otro lado, es mucho menos regular y mucho más irregular que el primero, tanto que está dividido en tres regiones de emisión principales. Se encuentra a 1,2 segundos de arco de Antares, lo que corresponde a unas 200 UA (unos 30.000 millones de km). Los gases que lo componen tienen una temperatura de 200-600 K como evidencia de un enfriamiento progresivo del viento estelar a medida que se aleja de la estrella central. Los gases y el polvo que forman este anillo probablemente fueron expulsados ​​hace 60 años [24] . El período de 45 años entre las dos expulsiones no corresponde a ningún período detectado en las variaciones de brillo de Antares. Esto sugiere que las variaciones del viento estelar, aunque atestiguan la inestabilidad de la estrella, no están relacionadas con las variaciones de brillo a las que está sometida [24] .

El anillo de gas más interno en realidad puede tener una estructura compleja y estar compuesto por tres anillos, que están ubicados muy cerca uno del otro. Las distancias medidas desde la estrella de estas tres estructuras son precisamente 0.2 '', 0.3 '' y 0.4 ''. Si esto se confirma, significaría que en las últimas dos décadas Antares ha experimentado variaciones rápidas en la cantidad de viento estelar emitido [25] .

No está del todo claro qué provoca estos cambios en el viento estelar de Antares, aunque parecen compatibles con la presencia de pulsaciones irregulares en la fotosfera de la estrella. Probablemente, cuando la estrella se expande, libera más gas [24] .

El enfriamiento del viento estelar, cuando se aleja de la estrella, favorece la formación de granos. Estos parecen comenzar a formarse a una distancia de 0,6 segundos de arco de la superficie de la estrella, lo que corresponde a aproximadamente 110 UA (16,5 mil millones de km) [26] . Entre los granos, parecen predominar los silicatos más que los carbonatos . Además, parecen tener dimensiones bastante considerables y superiores a las que se encuentran en los granos del medio interestelar . Esto sugiere que algún tipo de fenómeno, probablemente el arco de choque , rompe los granos del viento estelar en granos más pequeños [27] . Las estimaciones de la masa total de granos de polvo que rodean a Antares oscilan entre 4 10 −9 M [24] y 1 10 −7 M [26] .

Fotosfera

Los dos cuerpos luminosos del centro son Júpiter y Antares. La gran banda de gas y estrellas que se extiende horizontalmente en la fotografía es la Vía Láctea .

Las observaciones interferométricas nos han permitido establecer la presencia de puntos calientes , es decir, áreas de la fotosfera de la estrella que son más calientes que el resto de la superficie en al menos 400 K [28] . La presencia de tales puntos parece ser una característica común de las supergigantes de clase espectral M, ya que también se han observado en estrellas como Betelgeuse y Ras Algethi . Solo ellos contribuyen a una parte considerable del flujo total de Antares (alrededor del 12-16% del flujo total) y no tienen más de una décima parte del tamaño del disco estelar. Su duración es del orden de unos meses. Se han formulado muchas hipótesis sobre estos puntos calientes, pero la que ha recibido mayor consenso los interpreta como un efecto de supergranulación que afectaría a la fotosfera de la estrella. Según esta hipótesis, en la superficie de Antares y de las otras supergigantes rojas habría gigantescas células convectivas resultantes del ascenso y descenso del gas en las capas subyacentes [28] .

Estos supergránulos también podrían hacer una contribución importante a las irregularidades encontradas en el viento estelar de Antares. De hecho, podrían iniciar chorros de material que luego se propagarían al espacio circundante.

Variabilidad y pulsaciones

Una señal más de la inestabilidad de Antares, compartida con las otras supergigantes, está representada por su variabilidad . Antares se clasifica como una variable irregular lenta del tipo LC , cuya magnitud aparente varía de +0,88 a +1,16 [29] . Antares conoce períodos de estabilidad, alternados con períodos en los que se observan variaciones de aproximadamente 0,3 magnitudes durante un período de aproximadamente 100 días [30] .

Las variaciones en el brillo están levemente correlacionadas con las variaciones en la velocidad radial del espectro de Antares. Algunas de estas variaciones durante períodos relativamente cortos son atribuibles a la actividad de las supercélulas que caracterizan la superficie de la estrella. Sin embargo, restando estos, fue posible a través de observaciones realizadas durante varios años, establecer que Antares tiene al menos dos períodos de variación superpuestos: el primero, más largo, se caracteriza por una duración de 5-7 años, mientras que el segundo, más corto. , tiene una duración de 260 ± 20 días [30] . Estos no son períodos perfectamente regulares, sino que se caracterizan por picos e irregularidades. Si bien es posible dar diferentes interpretaciones de estas variaciones en la velocidad radial, la que parece más acreditada las interpreta como debidas a la pulsación de la estrella, que tiene períodos de expansión y períodos de contracción. Este fenómeno debería influir en la explicación de las variaciones del viento estelar de Antares.

Se ha planteado la hipótesis [30] de que cuanto más masiva es una estrella, más irregularmente varía durante las últimas etapas de su existencia. En este sentido, las supergigantes rojas más cercanas a nosotros, a saber, Antares, Betelgeuse y Ras Algethi, estarían a medio camino entre las estrellas moribundas de masa relativamente baja, como las variables tipo Mira , que muestran períodos bastante regulares, y las estrellas moribundas de relativamente baja masa. masa masa muy grande, como Mu Cephei , que no muestra regularidad. En Antares, como en Betelgeuse y Ras Algethi, es posible por tanto detectar cierta regularidad en sus pulsaciones, aunque es una regularidad relativa, caracterizada por varias fluctuaciones.

Brillo

El brillo de una estrella es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura de su superficie y al cuadrado de su radio. Antares tiene una temperatura superficial relativamente baja, pero tiene un radio tan grande que es una estrella muy brillante. Sin embargo, el brillo exacto de Antares es difícil de calcular debido a las incertidumbres sobre su distancia y la disminución del brillo resultante de la ofuscación de la que son responsables la nebulosidad que rodea a Antares y al medio interestelar. En cualquier caso, se estima que en el visible Antares es unas 10.000 veces más brillante que el Sol [31] . Combinado con la distancia asumida, esto da una magnitud absoluta de -5,28. Sin embargo, si tenemos en cuenta la emisión en las otras longitudes de onda del espectro electromagnético , en particular en el infrarrojo, la estrella alcanza una luminosidad mucho mayor, de 60.000 a 90.000 veces la del Sol; esto la convierte en una de las estrellas más brillantes conocidas [31] . El motivo de esta gran emisión de infrarrojos se debe a la baja temperatura superficial que, de acuerdo con la ley de Wien , hace que el pico de emisión de luz se ubique en el infrarrojo.

Masa, estado evolutivo y destino final

Entró en la secuencia principal como una estrella de tipo O con una masa de 23-25 M [17] , Antares ahora tiene una masa estimada de 15-18 M [32] , debido a la pérdida de viento estelar. Aunque la masa actual es todavía considerable, se extiende sobre un volumen enorme. En consecuencia, su densidad promedio es muy baja, una situación bastante típica de las estrellas gigantes y supergigantes, y sus capas externas son similares a un vacío profundo . Antares es una estrella muy evolucionada , que ha entrado en las etapas finales de su existencia. Habiendo agotado el hidrógeno presente en su núcleo, ha salido de la secuencia principal . Dada su gran masa, está destinado a explotar en una supernova de tipo II dentro de un millón de años. Sin embargo, la etapa evolutiva exacta de Antares aún no se conoce y, por lo tanto, no es posible establecer cuándo ocurrirá la explosión. A partir de la presencia de las líneas espectrales de níquel-56 y cobalto-56 , que son producidas por estrellas masivas poco antes de explotar, se ha planteado la hipótesis de que Antares podría terminar su existencia en unos pocos años o incluso haber terminado, aunque la luz de la explosión aún no nos ha llegado [33] . Sin embargo, Antares aún puede estar en una etapa anterior a esta y aún puede estar a varios miles de años del final de su existencia.

Compañero y región H II

Antares B

Antares es una estrella binaria . De hecho, el principal, que ha sido descrito hasta ahora y que se llama Antares A, tiene un compañero más débil, llamado Antares B. Esta última es en realidad una estrella muy respetable ya que con una magnitud aparente de 5,5 [31] sería visible a simple vista desde una distancia de 600 años luz. Sin embargo, al estar cerca de Antares A y ser este último 60 veces más brillante en el visible [34] , su brillo está dominado por su compañero más potente, por lo que su resolución es muy difícil con los telescopios de aficionados. Con un telescopio de 150 mm, la resolución se vuelve relativamente simple [34] . Con telescopios de menor apertura, Antares B se puede observar durante unos segundos durante las ocultaciones lunares, mientras que Antares A está oculto por la Luna. Fue durante una de estas ocultaciones que se descubrió que Antares era una estrella doble: esto sucedió el 13 de abril de 1819 por Johann Tobias Bürg [35] .

Antares B se ha clasificado como perteneciente a la clase espectral B4V [36] y a la de B3V [37] . Sin embargo, la clasificación más común es B2,5V [8] . Por lo tanto, es una estrella azul de secuencia principal que, al tener una masa menor que Antares A, está menos evolucionada. De hecho, se ha calculado que su masa es 7,2 ± 0,5 veces la del Sol [3] (es decir, poco menos de la mitad de su compañero más grande), su radio 5,2 ± 1,5 R [3] y su temperatura de superficie 18.500 K [3] . El análisis espectroscópico de Antares B, combinado con su supuesto rastro evolutivo, sugiere que, teniendo en cuenta el hecho de que emite mucha radiación ultravioleta , es unas 2.750 veces más brillante que el Sol [3] .

La órbita de Antares A y B alrededor de su centro de masa común aún no se conoce con precisión. Esto se debe en parte al hecho de que hasta ahora solo se ha podido observar una pequeña parte de la órbita, debido al largo período de la órbita. En el último siglo, la separación entre las dos estrellas está disminuyendo: era de 3,01 " en 1930 [8] , 2,86" en 1989 [38] , 2,74 "en 2005 [39] . A la distancia estimada de unos 600 años luz, 2,74 '' corresponde a aproximadamente 550 AU (82,5 mil millones de km). Esta es la distancia mínima a la que se encuentran actualmente los dos cuerpos celestes. Sin embargo, podría ser mayor debido a la forma de la órbita. En particular, es necesario entender si la supergigante está actualmente delante o detrás de su compañera con respecto a nuestra vista. Según las hipótesis formuladas en la primera década de la década de 2000 , Antares B se encuentra detrás de su compañero más grande en un ángulo de 23 ° ± 5 ° [40] .

Probablemente la órbita esté inclinada 89 ° con respecto a nuestra vista [3] . Esto significa que el plano de la órbita se ve prácticamente como un borde. Los cálculos de la órbita son muy hipotéticos porque se desconoce la excentricidad exacta, sin embargo, el período orbital debería estar entre 1.237 y 2.562 años [41] [8] .

Región H II

Al estar relativamente cerca de Antares A, Antares B está dentro de la envoltura de gas producido por el viento estelar de la supergigante. Al ser una estrella relativamente poderosa, Antares B es capaz de iluminar una parte de esta envoltura creando una región H II : con su radiación ultravioleta Antares B es capaz, de hecho, de ionizar el hidrógeno expulsado por la estrella principal, que en a su vez emite radiación. El estudio de esta nebulosa de emisión ha resultado importante porque ha permitido incrementar el conocimiento sobre el viento estelar de Antares A. Teniendo en cuenta que Antares B se ubica actualmente al oeste de Antares A, la región H II se extiende 1 '' al este y 3 '' al oeste de Antares B, donde alcanza la profundidad máxima de 6 '' desde nuestra línea de visión. Después de 3 '' al oeste, se abre en estructuras filamentosas, que alcanzan una longitud de 16 ± 8 '' [8] .

Desde su descubrimiento, la región H II formada por los dos componentes ha parecido peculiar. De hecho, a diferencia de las típicas regiones H II, no muestra la presencia de iones de oxígeno , nitrógeno y azufre ; por otro lado, muestra la presencia de líneas marcadas debido a los iones de hierro , que generalmente faltan en las emisiones de las regiones H II. Se han presentado varias explicaciones para estas peculiaridades, pero ninguna parece ser completamente satisfactoria por ahora. Probablemente una pluralidad de factores subyace a las peculiaridades de la región H II que rodea a Antares B [8] . Un primer factor está representado por la potencia relativamente baja de la estrella central en comparación con las estrellas de tipo O que generalmente generan las regiones H II. Un segundo factor es la alta densidad del viento estelar de Antares, que es más denso que las nebulosas de emisión normales. Otro factor es la composición del viento estelar de Antares, dentro del cual se encuentran los productos del ciclo CNO : estos productos se originan en las regiones del interior de Antares A, pero son traídos a la superficie por reorganización debido a la presencia del gigante células. Luego son expulsados ​​a través del viento estelar de la estrella: la composición química de la región H II es, por tanto, diferente de la típica de regiones de este tipo.

Etimología y significado cultural

Lámina II del tercer volumen de la obra Prodromus Astronomia de Johannes Hevelius (1690), que reproduce la constelación ecuatorial "Escorpio".

Su nombre deriva del griego antiguo Άντάρης , Antares y significa " rival de Ares " (anti-Ares) o "similar a Ares", probablemente debido al color rojizo similar a la apariencia del planeta Marte . También se le conoce con el nombre árabe Ķalb al Άķrab (Calbalacrab) que significa " corazón de Escorpio", debido a su posición en la constelación y su color. [42] Este nombre árabe es una traducción del griego antiguo Καρδία Σκορπίου , Kardia Skorpiū , [43] en latín de este nombre es Cor Scorpii .

El color distintivo de Antares la ha convertido en objeto de gran interés para muchos pueblos a lo largo de la historia.

  • 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 aC Inoltre Antares era il simbolo della dea Iside nelle cerimonie religiose che si tenevano all'interno delle piramidi. [42]
  • 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 [42] .
  • Nell'antica India era con σ Scorpii e τ Scorpii una delle nakṣatra (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 [42] .
  • Nell'antica Cina 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 ei suoi figli [42] .
  • In astrologia , Antares è una delle 15 stelle fisse beheniane e ha simbolo Agrippa1531 corScorpii.png . [44]
  • 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 ). [45]
  • 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. [42]

Note

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