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Roter Überriesenstern im Sternbild Skorpion

Antares

Antares liegt nahe dem Zentrum des Sternbildes Skorpion
Beobachtungsdaten
Epoche J2000 Equinox J2000
Konstellation Scorpius
Richtiger Aufstieg 16h 29m 24.45970s[1]
Deklination −26 ° 25 ′ 55.2094 ″[1]
Scheinbare Größe (V) 0,6 – 1,6[2] + 5.5[3]
Eigenschaften
Evolutionsstadium Roter Überriese
Spektraltyp M1.5Iab-Ib[4] + B2.5V[5]
U – B Farbindex +1,34[3]
B – V Farbindex +1,83[3]
Variablentyp Lc[2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (R.v) −3.4[6] km / s
Richtige Bewegung (μ) RA: −12.11[1] mas / yr
Dez.: -23,30[1] mas / yr
Parallaxe (π) 5,89 ± 1,00[1] mas
Entfernung ca. 550 ly
(ca. 170 Stk.)
Absolute Größe (M.V.) -5,28[7] (Variable)
Einzelheiten
EIN
Masse 11 – 14.3[8] M.☉
Radius 680[8] (variiert um 19%)[9] R.☉
Helligkeit 75900+53000
−31200[9] L.☉
Oberflächengravitation (Log G) −0.1 – −0.2[8] cgs
Temperatur 3,660±120[8] K.
Rotationsgeschwindigkeit ((v Sünde ich) 20[3] km / s
Alter 15±5[8] Myr
B.
Masse 7.2[10] M.☉
Radius 5.2[10] R.☉
Helligkeit 2.754[10] L.☉
Oberflächengravitation (Log G) 3.9[10] cgs
Temperatur 18.500[11] K.
Rotationsgeschwindigkeit ((v Sünde ich) 250[10] km / s
Andere Bezeichnungen
α Scorpii, 21 Sco, Cor Scorpii, Kalb al Akrab, Herz des Skorpions, Vespertilio,[12]HR 6134, CD-26 ° 11359, HIP 80763, SAO 184415, FK5 616, WDS 16294-2626, CCDM J16294-2626
EIN: HD 148478, AAVSO 1623-26
B.: HD 148479
Datenbankreferenzen
SIMBAD Antares
α Scorpii A.
α Scorpii B.

Antares ,[13][14] vorgesehen α Scorpii (Lateinisiert zu Alpha Scorpiiabgekürzt Alpha Sco, α Sco) ist im Durchschnitt der fünfzehnthellste Stern am Nachthimmel und das hellste Objekt im Sternbild Skorpion. Antares ist mit bloßem Auge deutlich rötlich und ein langsamer, unregelmäßiger, variabler Stern, dessen Helligkeit von scheinbar 0,0 bis +1,6 reicht. Antares wird oft als “das Herz des Skorpions” bezeichnet und wird von σ Scorpii und τ Scorpii nahe dem Zentrum der Konstellation flankiert.

Antares wird als Spektraltyp M1.5Iab-Ib klassifiziert und ist ein roter Überriese, ein großer entwickelter massereicher Stern und einer der größten Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind. Seine genaue Größe bleibt ungewiss, aber wenn es in der Mitte des Sonnensystems platziert wird, würde es irgendwo zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter reichen. Seine Masse wird auf das 12-fache der Sonne berechnet.

Antares ist das hellste, massereichste und am weitesten entwickelte Sternmitglied der nächsten OB-Vereinigung, der Scorpius-Centaurus-Vereinigung. Antares ist Mitglied der Upper Scorpius-Untergruppe der Vereinigung, die Tausende von Sternen mit einem Durchschnittsalter von 11 Millionen Jahren enthält, etwa 170 Parsec (550 Ly) von der Erde entfernt.

Antares erscheint mit bloßem Auge als einzelner Stern, aber es ist tatsächlich ein Doppelstern mit seinen beiden Komponenten α Scorpii A und α Scorpii B. Der hellere des Paares ist der rote Überriese, während der schwächere ein heißer ist Hauptreihenstern der Größe 5,5.

Nomenklatur[edit]

α Scorpii (Lateinisiert zu Alpha Scorpii) ist die Bayer-Bezeichnung des Sterns. Antares hat die Flamsteed-Bezeichnung 21 Scorpii sowie Katalogbezeichnungen wie HR 6134 im Bright Star-Katalog und HD 148478 im Henry Draper-Katalog. Als prominente Infrarotquelle erscheint sie im Zwei-Mikron-All-Sky-Vermessungskatalog als 2MASS J16292443-2625549 und im Infrarot-Astronomischen Satelliten (IRAS) -Himmelvermessungsatlas-Katalog als IRAS 16262–2619. Es ist auch als Doppelstern WDS J16294-2626 und CCDM J16294-2626 katalogisiert. Antares ist ein variabler Stern und wird im Gesamtkatalog der variablen Sterne aufgeführt. Als von Bayer bezeichneter Stern hat er jedoch keine separate variable Sternbezeichnung.[15]

Sein traditioneller Name Antares stammt aus dem Altgriechischen Ἀντάρης,[16] bedeutet “Rivale zu Ares” (“Gegner zu Mars”), aufgrund der Ähnlichkeit seines rötlichen Farbtons mit dem Aussehen des Planeten Mars.[17] Der Vergleich von Antares mit dem Mars könnte von frühen mesopotamischen Astronomen stammen.[12] Einige Gelehrte haben spekuliert, dass der Stern nach Antar oder Antarah ibn Shaddad benannt wurde, dem arabischen Kriegerhelden, der in den vorislamischen Gedichten Mu’allaqat gefeiert wurde.[12] 2016 organisierte die Internationale Astronomische Union eine Arbeitsgruppe für Sternennamen (WGSN).[18] Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Das erste Bulletin des WGSN vom Juli 2016[19] enthielt eine Tabelle der ersten beiden vom WGSN genehmigten Chargen von Namen, einschließlich Antares für den Stern α Scorpii A. Er ist jetzt so in den IAU-Katalog der Sternennamen eingetragen.[20]

Überwachung[edit]

Antares ist die ganze Nacht um den 31. Mai eines jeden Jahres sichtbar, wenn der Stern der Sonne entgegengesetzt ist. Antares steigt dann in der Dämmerung auf und geht im Morgengrauen unter, wie am Äquator zu sehen. Für zwei bis drei Wochen zu beiden Seiten des 30. November ist Antares am Nachthimmel nicht sichtbar, da es sich in der Nähe der Sonne befindet.[21] In höheren nördlichen Breiten ist Antares im Sommer nur im Süden sichtbar. Höher als 64 ° nördlicher Breite steigt der Stern überhaupt nicht auf. Auf der anderen Seite der gesamten Antarktis ist der Stern zirkumpolar, da sich der gesamte Kontinent über 64 ° südlicher Breite befindet.

Geschichte[edit]

Antares in der Nähe der Sonne am 30. November 2012.

Im Spektrum von Antares wurden zu Beginn des 20. Jahrhunderts Radialgeschwindigkeitsschwankungen beobachtet[22] und es wurden Versuche unternommen, spektroskopische Bahnen abzuleiten.[23] Es stellte sich heraus, dass die kleinen Abweichungen nicht auf Orbitalbewegungen zurückzuführen waren und tatsächlich durch Pulsieren der Sternatmosphäre verursacht wurden. Bereits 1928 wurde berechnet, dass die Größe des Sterns um etwa 20% variieren muss.[24]

Antares wurde erstmals von Johann Tobias Bürg während einer Bedeckung am 13. April 1819 als Begleitstern gemeldet.[25] obwohl dies nicht allgemein akzeptiert und als möglicher atmosphärischer Effekt abgetan wurde.[26] Es wurde dann vom schottischen Astronomen James William Grant FRSE am 23. Juli 1844 in Indien beobachtet.[27] Es wurde 1846 von Ormsby M. Mitchel wiederentdeckt.[28] und gemessen von William Rutter Dawes im April 1847.[29][30]

Im Jahr 1952 wurde berichtet, dass Antares in der Helligkeit variiert. Ein fotografischer Größenbereich von 3,00 bis 3,16 wurde beschrieben.[31] Die Helligkeit wird seit 1945 von der American Association of Variable Star Observers überwacht.[32] und es wurde als klassifiziert LC langsamer unregelmäßiger variabler Stern, dessen scheinbare Größe langsam zwischen Extremen von +0,6 und +1,6 variiert, obwohl sie normalerweise nahe der Größe +1,0 liegt. Es gibt keine offensichtliche Periodizität, aber statistische Analysen haben Zeiträume von 1.733 Tagen oder 1650±640 Tage.[2] Es wurde keine separate lange Sekundärperiode festgestellt.[33] obwohl vorgeschlagen wurde, dass Primärperioden, die länger als tausend Tage sind, analog zu langen Sekundärperioden sind.[2]

2018 veröffentlichte Untersuchungen zeigten, dass Ureinwohner der Ngarrindjeri aus Südaustralien die Variabilität von Antares beobachteten und sie als Waiyungari (was „roter Mann“ bedeutet) in ihre mündlichen Überlieferungen einbezogen haben.[34]

Bedeckungen und Konjunktionen[edit]

Die Mondbedeckung von Antares (Wiederauftauchen) wurde am 14. Mai 2006 in den Blue Mountains, Australien, beobachtet. Antares B erscheint zuerst wieder, gefolgt von Antares A 7,53 Sekunden später.

Antares liegt 4,57 Grad südlich der Ekliptik, einer von vier Sternen erster Größe innerhalb von 6 ° der Ekliptik (die anderen sind Spica, Regulus und Aldebaran), sodass er vom Mond verdeckt werden kann. Am 31. Juli 2009 wurde Antares vom Mond verdeckt. Das Ereignis war in weiten Teilen Südasiens und im Nahen Osten sichtbar.[35][36] Jedes Jahr um den 2. Dezember geht die Sonne 5 ° nördlich von Antares vorbei.[21] Mondbedeckungen von Antares sind ziemlich häufig, abhängig vom 18,6-Jahres-Zyklus der Mondknoten. Der letzte Zyklus endete 2010 und der nächste beginnt 2023. Rechts ist ein Video eines Wiedererscheinungsereignisses dargestellt, das die Ereignisse für beide Komponenten deutlich zeigt.

Antares können auch von den Planeten, z. B. der Venus, verdeckt werden, aber diese Ereignisse sind selten. Die letzte Bedeckung von Antares durch die Venus fand am 17. September 525 v. Chr. Statt; Der nächste wird der 17. November 2400 sein.[37] Andere Planeten haben Antares im letzten Jahrtausend weder verdeckt noch im nächsten Jahrtausend, da die meisten Planeten in der Nähe der Ekliptik bleiben und nördlich von Antares vorbeiziehen.[38] Die Venus wird am 19. Oktober 2117 in der Nähe von Antares sein und danach alle acht Jahre bis zum 29. Oktober 2157 passieren Süd des Sterns.[39]

Beleuchtung des Rho Ophiuchi-Wolkenkomplexes[edit]

Antares leuchtet im Vordergrund des Rho Ophiuchi-Wolkenkomplexes. Die beleuchtete Wolke wird manchmal als Antares-Nebel bezeichnet oder auf andere Weise als VdB 107, Ced 132, DG 141, LBN 1107 und Magakian 668 identifiziert.[citation needed]

Stellares System[edit]

α Scorpii ist ein Doppelstern, von dem angenommen wird, dass er ein binäres System bildet. Die am besten berechnete Umlaufbahn für die Sterne wird als unzuverlässig angesehen.[40] Es beschreibt eine fast kreisförmige Umlaufbahn mit einem Zeitraum von 1.218 Jahren und einer Halb-Hauptachse von etwa 2,9 “.[41] Andere neuere Schätzungen des Zeitraums lagen zwischen 880 Jahren für eine berechnete Umlaufbahn.[42] bis 2.562 Jahre für eine einfache Kepler-Gesetz-Schätzung.[43]

Frühe Messungen des Paares ergaben, dass sie ungefähr waren 3,5 “ abgesehen von 1847–49,[30] oder 2,5 “ auseinander im Jahre 1848.[28] Moderne Beobachtungen geben immer wieder Trennungen 2,6 “ – – 2,8 “.[44][45][46][47] Die Variationen in der Trennung werden oft als Beweis für eine Orbitalbewegung interpretiert.[5][28] Es handelt sich jedoch eher um Beobachtungsungenauigkeiten mit sehr geringer wahrer Relativbewegung zwischen den beiden Komponenten.[41]

Das Paar hat einen projizierten Abstand von ungefähr 529 astronomischen Einheiten (AU) (≈ 80 Milliarden km) in der geschätzten Entfernung von Antares, was einen Mindestwert für die Entfernung zwischen ihnen ergibt. Die spektroskopische Untersuchung der Energiezustände beim Abfluss von Materie aus dem Begleitstern legt nahe, dass diese beendet ist 220 AU jenseits der primären (mehr als 110 Milliarden km).[5]

Antares[edit]

VLTI rekonstruierte Ansicht der Oberfläche von Antares A.

Antares ist ein roter Überriesenstern mit einer Sternklassifikation von M1.5Iab-Ib und wird als Spektralstandard für diese Klasse angegeben.[4] Aufgrund der Natur des Sterns weisen die abgeleiteten Parallaxenmessungen große Fehler auf, so dass die wahre Entfernung von Antares ungefähr 550 Lichtjahre (170 Parsec) von der Sonne beträgt.[1]

Die Helligkeit von Antares bei visuellen Wellenlängen beträgt etwa das 10.000-fache der Sonne. Da der Stern jedoch einen erheblichen Teil seiner Energie im infraroten Teil des Spektrums ausstrahlt, beträgt die wahre bolometrische Leuchtkraft etwa das 100.000-fache der Sonne. Den Werten für die bolometrische Leuchtkraft wird eine große Fehlerquote zugewiesen, typischerweise 30% oder mehr. Es gibt auch erhebliche Unterschiede zwischen den von verschiedenen Autoren veröffentlichten Werten, beispielsweise 75.900 L.☉ und 97.700 L.☉ veröffentlicht in 2012 und 2013.[9][8]

Die Masse des Sterns wurde mit etwa 12 berechnet M.☉,[9] oder 11 bis 14.3 M.☉.[8] Ein Vergleich der effektiven Temperatur und Leuchtkraft von Antares mit theoretischen Evolutionsspuren für massive Sterne legt eine Vorläufermasse von 17 nahe M.☉ und ein Alter von 12 Millionen Jahren (MYr),[9] oder eine Anfangsmasse von 15 M.☉ und ein Alter von 11 bis 15 Jahren.[8] Es wird erwartet, dass massive Sterne wie Antares als Supernovae explodieren.[48]

Vergleich zwischen dem roten Überriesen Antares und der Sonne, dargestellt als winziger Punkt oben rechts

Wie die meisten coolen Überriesen weist Antares ‘Größe aufgrund der schwachen und durchscheinenden Natur der ausgedehnten äußeren Regionen des Sterns große Unsicherheit auf. Das Definieren einer effektiven Temperatur ist schwierig, da Spektrallinien in unterschiedlichen Tiefen der Atmosphäre erzeugt werden und lineare Messungen je nach beobachteter Wellenlänge unterschiedliche Ergebnisse liefern.[49] Außerdem scheint Antares zu pulsieren und seinen Radius um 19% zu variieren.[9] Die Temperatur variiert ebenfalls um 150 K und liegt 70 Tage hinter den Radialgeschwindigkeitsänderungen zurück, die wahrscheinlich durch die Pulsationen verursacht werden.[50]

Der Durchmesser von Antares kann am genauesten mittels Interferometrie oder Beobachtung von Ereignissen der Mondbedeckung gemessen werden. Ein scheinbarer Durchmesser aus Bedeckungen von 41,3 ± 0,1 Millisekunden wurde veröffentlicht.[51] Die Interferometrie ermöglicht die Synthese einer Ansicht der Sternscheibe, die dann als von Gliedmaßen verdunkelte Scheibe dargestellt wird, die von einer ausgedehnten Atmosphäre umgeben ist. Der Durchmesser der gliedmaßenverdunkelten Scheibe wurde gemessen als 37,38±0,06 Millisekunden im Jahr 2009 und 37.31±0,09 Millisekunden Der lineare Radius des Sterns kann aus seinem Winkeldurchmesser und seiner Entfernung berechnet werden. Die Entfernung zu Antares ist jedoch nicht mit der gleichen Genauigkeit bekannt wie moderne Messungen seines Durchmessers.

Die trigonometrische Parallaxe des Hipparcos-Satelliten von 5.89±1,00 mas[52] führt zu einem Radius von ca. 680 R.☉.[8] Schätzungen älterer Radien über 850 R.☉ wurden aus älteren Messungen des Durchmessers abgeleitet,[50] Es ist jedoch wahrscheinlich, dass diese Messungen durch die Asymmetrie der Atmosphäre und den engen Bereich der beobachteten Infrarotwellenlängen beeinflusst wurden. Antares hat eine verlängerte Hülle, die bei diesen bestimmten Wellenlängen stark strahlt.[8] Trotz seiner Größe im Vergleich zur Sonne wird Antares von noch größeren roten Überriesen wie VY Canis Majoris oder VV Cephei A und Mu Cephei in den Schatten gestellt.

Antares wird wie der ähnlich große rote Überriese Betelgeuse im Sternbild Orion mit ziemlicher Sicherheit als Supernova explodieren.[53] möglicherweise in den nächsten zehntausend Jahren. Für einige Monate könnte die Antares-Supernova so hell wie der Vollmond sein und tagsüber sichtbar sein.[48]

Antares B.[edit]

Antares B ist ein blau-weißer Hauptsequenzstern der Stärke 5,5 vom Spektraltyp B2.5V; Es hat auch zahlreiche ungewöhnliche Spektrallinien, die darauf hindeuten, dass es durch von Antares ausgestoßene Materie verschmutzt wurde.[5] Es wird angenommen, dass es sich um einen relativ normalen frühen B-Hauptsequenzstern mit einer Masse um 7 handelt M.☉, eine Temperatur um 18.500 K.und einen Radius von ungefähr 5 R.☉.[10]

Antares B ist in kleinen Teleskopen aufgrund der Blendung durch Antares normalerweise schwer zu erkennen, kann jedoch manchmal in Öffnungen über 150 Millimeter (5,9 Zoll) gesehen werden.[54] Es wird oft als grün beschrieben, aber dies ist wahrscheinlich entweder ein Kontrasteffekt,[55] oder das Ergebnis der Vermischung des Lichts der beiden Sterne, wenn sie zusammen durch ein Teleskop gesehen werden und zu nahe sind, um vollständig aufgelöst zu werden. Antares B kann manchmal bei Mondbedeckungen einige Sekunden lang mit einem kleinen Teleskop beobachtet werden, während Antares vom Mond verborgen wird.[25] Antares B hat im Gegensatz zu den orangeroten Antares eine tiefblaue oder bläulich-grüne Farbe.[26][25][28]

Etymologie und Mythologie[edit]

Antares vom Boden aus gesehen. Der sehr helle Stern in der oberen linken Ecke des Rahmens ist Antares.

In den babylonischen Sternenkatalogen aus dem Jahr 1100 v. Chr. Wurde Antares GABA GIR.TAB genannt, “die Brust des Skorpions”. In MUL.APIN, das zwischen 1100 und 700 v. Chr. Datiert, ist es einer der Sterne von Ea am südlichen Himmel und bezeichnet die Brust der Skorpiongöttin Ishhara.[56] Spätere Namen, die als “das Herz des Skorpions” übersetzt werden, umfassen Calbalakrab aus dem Arabischen قَلْبُ ٱلْعَقْرَبِ Qalb al-Άqrab.[57] Dies war direkt aus dem Altgriechischen übersetzt worden Καρδία Σκορπίου Kardia Skorpiū. Cor Scorpii war eine Calque des griechischen Namens in lateinischer Sprache.[12]

Im alten Mesopotamien war Antares möglicherweise unter verschiedenen Namen bekannt: Urbat, Bilu-sha-ziri (“der Herr des Samens”), Kak-shisa (“der Schöpfer des Wohlstands”), Dar Lugal (“der König”) , Masu Sar (“der Held und der König”) und Kakkab Bir (“der Zinnoberrote Stern”).[12] Im alten Ägypten vertrat Antares die Skorpiongöttin Serket (und war das Symbol der Isis in den Pyramidenzeremonien).[12] Es wurde genannt tms n hntt “der rote vom Bug”.
[58]

In Persien war Antares bekannt als Satevis, einer der vier “königlichen Stars”. In Indien war es mit σ Scorpii und τ Scorpii Jyeshthā (der älteste oder größte, wahrscheinlich aufgrund seiner enormen Größe), einer der Nakshatra (Hinduistische Mondvillen).[12]

Die alten Chinesen nannten Antares 心 宿 二 (Xīnxiù’èr, “zweiter Stern des Herzens”), weil es der zweite Stern des Herrenhauses war Xin (心). Es war der Nationalstar der Shang-Dynastie und wurde manchmal als (chinesisch: 火星;; Pinyin: Huǒxīng;; zündete. ‘feuriger Stern’) wegen seines rötlichen Aussehens.

Die Neuseeländer der Māori nennen Antares Rēhuaund betrachte es als den Häuptling aller Sterne. Rēhua ist Vater von Puanga / Puaka (Rigel), ein wichtiger Stern bei der Berechnung des Māori-Kalenders. Die Wotjobaluk Koori aus Victoria, Australien, kannten Antares als Djuit, Sohn des Marpean-Kurrk (Arcturus); Die Sterne auf jeder Seite repräsentierten seine Frauen. Die Kulin Kooris sahen Antares (Balayang) als der Bruder von Bunjil (Altair).[59]

In der Kultur[edit]

Antares erscheint in der Flagge Brasiliens, die 27 Sterne zeigt, die jeweils eine föderierte Einheit Brasiliens darstellen. Antares repräsentiert den Bundesstaat Piauí.

Verweise[edit]

  1. ^ ein b c d e f van Leeuwen, F. (November 2007). “Validierung der neuen Hipparcos-Reduktion”. Astronomie und Astrophysik. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A … 474..653V. doi:10.1051 / 0004-6361: 20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ ein b c d Kiss, LL; Szabo, GM; Bedding, TR (2006). “Variabilität in roten Überriesensternen: Pulsationen, lange Sekundärperioden und Konvektionsrauschen”. Monatliche Mitteilungen der 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.
  3. ^ ein b c d Hoffleit, D.; Warren, WH (1995). “VizieR Online-Datenkatalog: Bright Star-Katalog, 5. überarbeitete Ausgabe (Hoffleit +, 1991)”. VizieR Online-Datenkatalog: V / 50. Ursprünglich veröffentlicht in: 1964BS …. C …… 0H. 5050. Bibcode:1995yCat.5050 …. 0H.Vizier-Datenbankeintrag CDS. Online-Zugriff am 07. September 2012
  4. ^ ein b Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989). “Der Perkins-Katalog überarbeiteter MK-Typen für die cooleren Stars”. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS … 71..245K. doi:10.1086 / 191373.
  5. ^ ein b c d Baade, R.; Reimers, D. (Oktober 2007). Mehrkomponenten-Absorptionslinien in den HST-Spektren von α Scorpii B. Astronomie und Astrophysik. 474 (1): 229–237. Bibcode:2007A & A … 474..229B. doi:10.1051 / 0004-6361: 20077308.
  6. ^ Evans, DS (20. bis 24. Juni 1966). “Die Überarbeitung des Gesamtkatalogs der Radialgeschwindigkeiten”. In Batten Alan Henry; Gehört, John Frederick (Hrsg.). Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten und ihrer Anwendungen, Verfahren des IAU-Symposiums Nr. 30. Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten und ihrer Anwendungen. 30. Universität von Toronto: Internationale Astronomische Union. p. 57. Bibcode:1967IAUS … 30 … 57E.
  7. ^ Buick, Tony (2010). “Klassifikation der Sterne”. Der Regenbogenhimmel. Patrick Moores Reihe zur praktischen Astronomie. S. 43–71. doi:10.1007 / 978-1-4419-1053-0_4. ISBN 978-1-4419-1052-3. ISSN 1431-9756.
  8. ^ ein b c d e f G h ich j Ohnaka, K; Hofmann, K.-H. Schertl, D; Weigelt, G; Baffa, C; Chelli, A; Petrov, R; Robbe-Dubois, S. (2013). “Hochspektrale Auflösung der dynamischen Atmosphäre der roten Überriesen-Antares in den ersten CO-Obertonlinien mit VLTI / AMBER”. Astronomie & Astrophysik. 555: A24. arXiv:1304.4800. Bibcode:2013A & A … 555A..24O. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201321063. S2CID 56396587.
  9. ^ ein b c d e f Mark J. Pecaut; Eric E. Mamajek und Eric J. Bubar (Februar 2012). “Ein überarbeitetes Zeitalter für Upper Scorpius und die Geschichte der Sternentstehung unter den F-Typ-Mitgliedern der Scorpius-Centaurus OB Association”. Astrophysikalisches Journal. 746 (2): 154. arXiv:1112.1695. Bibcode:2012ApJ … 746..154P. doi:10.1088 / 0004-637X / 746/2/154. S2CID 118461108.
  10. ^ ein b c d e f Kudritzki, RP; Reimers, D. (1978). “Auf der absoluten Skala des Massenverlusts in roten Riesen. II. Zirkumstellare Absorptionslinien im Spektrum von Alpha-Sco B und Massenverlust von Alpha-Sco A”. Astronomie und Astrophysik. 70: 227. Bibcode:1978A & A …. 70..227K.
  11. ^ Schröder, K.-P.; Cuntz, M. (April 2007). “Ein kritischer Test empirischer Massenverlustformeln für einzelne Riesen und Überriesen”. Astronomie und Astrophysik. 465 (2): 593–601. arXiv:astro-ph / 0702172. Bibcode:2007A & A … 465..593S. doi:10.1051 / 0004-6361: 20066633. S2CID 55901104.
  12. ^ ein b c d e f G Allen, RH (1963). Sternnamen: Ihre Überlieferung und Bedeutung (Nachdruck ed.). New York, NY: Dover Publications Inc. pp. 364–366. ISBN 978-0-486-21079-7.
  13. ^ “Antares”. Merriam-Webster-Wörterbuch.
  14. ^ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). Ein Wörterbuch moderner Sternennamen: Eine kurze Anleitung zu 254 Sternennamen und ihren Ableitungen (2. Aufl.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  15. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). “VizieR Online-Datenkatalog: Allgemeiner Katalog variabler Sterne (Samus + 2007-2013)”. VizieR Online-Datenkatalog: B / GCVS. Ursprünglich veröffentlicht in: 2009yCat …. 102025S. 1. Bibcode:2009yCat …. 102025S.
  16. ^ ἀντάρης in Liddell Henry George; Scott, Robert (1940) Ein griechisch-englisches Lexikon, überarbeitet und erweitert von Jones, Sir Henry Stuart, mit Unterstützung von McKenzie, Roderick. Oxford: Clarendon Press. In der Perseus Digital Library der Tufts University.
  17. ^ Fred Gettings (1990). Das Arkana Wörterbuch der Astrologie. Pinguin-Verlagsgruppe. ISBN 978-0-14-019287-2.
  18. ^ “IAU-Arbeitsgruppe für Sternennamen (WGSN)”. Abgerufen 22. Mai 2016.
  19. ^ “Bulletin der IAU-Arbeitsgruppe für Sternennamen, Nr. 1” (PDF). Abgerufen 28. Juli 2016.
  20. ^ “IAU-Katalog der Sternennamen”. Abgerufen 28. Juli 2016.
  21. ^ ein b Mit XEphem (2008) erstellte Sternenkarten. “LASCO Star Maps (Objekte im Sichtfeld für jeden Tag des Jahres identifizieren)”. Experiment mit großem Winkel und spektrometrischem Koronagraph (LASCO). Abgerufen 2011-12-01.(2009, 2010, 2011)
  22. ^ Wright, WH (1907). “Die variable Radialgeschwindigkeit von Antares”. Das astrophysikalische Journal. 25: 58. Bibcode:1907ApJ …. 25 … 58W. doi:10.1086 / 141419.
  23. ^ Lunt, J. (1916). “Auf den Bahnen der spektroskopischen Binärdateien Alpha Orionis und Alpha Scorpii”. Das astrophysikalische Journal. 44: 250. Bibcode:1916ApJ …. 44..250L. doi:10.1086 / 142291.
  24. ^ Spencer Jones, H. (1928). “Die Radialgeschwindigkeitsvariationen eines Orionis und eines Skorpions”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 88 (8): 660–679. doi:10.1093 / mnras / 88.8.660.
  25. ^ ein b c Burnham, Robert, Jr. (1978). Burnhams himmlisches Handbuch. New York: Dover-Veröffentlichungen. p. 1666.
  26. ^ ein b Johnson, SJ (1879). “Okkultation von Antares”. Das Observatorium. 3: 84. Bibcode:1879Obs ….. 3 … 84J.
  27. ^ William Arthur Darby (1864). Der astronomische Beobachter. Hardwicker. pp. 85-.
  28. ^ ein b c d Edward Crossley; Joseph Gledhill; JM Wilson (6. Februar 2018). Ein Handbuch mit Doppelsternen mit einem Katalog von zwölfhundert Doppelsternen und umfangreichen Maßnahmenlisten. mit zusätzlichen Hinweisen Bringing the Measur. Creative Media Partners, LLC. p. 329. ISBN 978-1-376-84608-9.
  29. ^ Referenzkatalog der südlichen Doppelsterne. HM Schreibwarenbüro. 1899. p. 161A.
  30. ^ ein b Dawes, WR (1856). “Auf einer Bedeckung von Antares durch den Mond”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 16: 143. Bibcode:1856MNRAS..16..143D. doi:10.1093 / mnras / 16.6.143.
  31. ^ Cousins, AWJ (1952). “Helle variable Sterne in der südlichen Hemisphäre (zweite Liste)”. Das Observatorium. 72: 86. Bibcode:1952Obs …. 72 … 86C.
  32. ^ “Antares: Betelgeuses vernachlässigter Zwilling”. Abgerufen 08.06.2019.
  33. ^ Percy, John R.; Sato, Hiromitsu (2009). “Lange Sekundärperioden in pulsierenden roten Überriesensternen”. Zeitschrift der Royal Astronomical Society of Canada. 103 (1): 11. Bibcode:2009JRASC.103 … 11P.
  34. ^ Hamacher, DW (2018). “Beobachtungen von rot-riesigen variablen Sternen durch australische Aborigines”. Das australische Journal of Anthropology. 29: 89–107. arXiv:1709.04634. Bibcode:2018AuJAn..29 … 89H. doi:10.1111 / taja.12257. S2CID 119453488.
  35. ^ “Bedeckung von Antares am 31. Juli 09”. Die International Occultation Timing Association. Archiviert von das Original am 5. Juli 2009. Abgerufen 2. August 2009.
  36. ^ “Himmelsbeobachter berichten von der Bedeckung von Antares durch den Mond”. Die Zeiten von Indien. 2. August 2009.
  37. ^ Zeitschrift der British Astronomical Association – Band 2. p. 155. ISBN 978-1-345-66291-7.
  38. ^ Terence Dickinson (2006). NightWatch: Ein praktischer Leitfaden zum Betrachten des Universums. A & C Schwarz. p. 46. ​​ISBN 978-0-7136-7939-7.
  39. ^ https://www.skyandtelescope.com/interactive-sky-chart/
  40. ^ Malkov, O. Yu; Tamazian, VS; Docobo, JA; Chulkov, DA (2012). “Dynamische Massen einer ausgewählten Stichprobe von Orbitalbinärdateien”. Astronomie und Astrophysik. 546: A69. Bibcode:2012A & A … 546A..69M. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201219774.
  41. ^ ein b Pavlovic, R.; Todorovic, N. (2005). “Umlaufbahnen von sieben Edge-On-Doppelsternen”. Serbian Astronomical Journal. 170 (170): 73–78. Bibcode:2005SerAJ.170 … 73P. doi:10.2298 / SAJ0570073P.
  42. ^ Baize, P.; Petit, M. (1989). “Etoiles verdoppelt Orbitale und Composantes-Variablen”. Ergänzungsreihe zu Astronomie und Astrophysik. 77: 497. Bibcode:1989A & AS … 77..497B.
  43. ^ Reimers, D.; Hagen, H. -J.; Baade, R.; Braun, K. (2008). “Der Antares-Emissionsnebel und Massenverlust von α Scorpii A”. Astronomie und Astrophysik. 491 (1): 229–238. arXiv:0809.4605. Bibcode:2008A & A … 491..229R. doi:10.1051 / 0004-6361: 200809983. S2CID 18620644.
  44. ^ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). “Die Doppelstern-CD-ROM des US Naval Observatory aus dem Jahr 2001. I. Der Washingtoner Doppelstern-Katalog”. Das astronomische Journal. 122 (6): 3466–3471. Bibcode:2001AJ …. 122.3466M. doi:10.1086 / 323920.
  45. ^ Dave, Gault; Brian, Loader (September 2006). “Bestimmen des Trennungs- und Positionswinkels von Antares AB während der Mondbedeckung”. Südliche Sterne. 45 (3): 14. Bibcode:2006SouSt..45c..14G. ISSN 0049-1640.
  46. ^ Anton, Rainer (2015). “Doppelsternmessungen am südlichen Himmel mit einem 50-cm-Reflektor und einer schnellen CCD-Kamera im Jahr 2014”. Journal of Double Star Observations. 11 (2): 81. Bibcode:2015JDSO … 11 … 81A.
  47. ^ McAlister, Harold; Hartkopf, William I.; Franz, Otto G. (1990). “ICCD-Speckle-Beobachtungen von Binärsternen. V. Messungen von 1988-1989 vom Kitt Peak und den Cerro Tololo 4 M-Teleskopen”. Das astronomische Journal. 99: 965. Bibcode:1990AJ ….. 99..965M. doi:10.1086 / 115387.
  48. ^ ein b Hockey, T.; Trimble, V. (2010). “Öffentliche Reaktion auf eine V = -12,5 Supernova”. Das Observatorium. 130 (3): 167. Bibcode:2010Obs … 130..167H.
  49. ^ Irland, MJ; et al. (Mai 2004). “Multiwellenlängendurchmesser nahegelegener Miras und semireguläre Variablen”. Monatliche Mitteilungen der 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.
  50. ^ ein b Pugh, T.; Gray, DF (2013). “Über die Sechsjahresperiode in der Radialgeschwindigkeit von Antares A”. Das astronomische Journal. 145 (2): 4. Bibcode:2013AJ …. 145 … 38P. doi:10.1088 / 0004-6256 / 145/2/38. 38.
  51. ^ A. Richichi (April 1990). “Eine neue genaue Bestimmung des Winkeldurchmessers von Antares”. Astronomie und Astrophysik. 230 (2): 355–362. Bibcode:1990A & A … 230..355R.
  52. ^ Perryman, MAC; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastian, U.; Bernacca, PL; Crézé, M.; Donati, F.; Grenon, M.; Grewing, M.; van Leeuwen, F.; van der Marel, H.; Mignard, F.; Murray, CA; Le Poole, RS; Schrijver, H.; Turon, C.; Arenou, F.; Froeschlé, M.; Petersen, CS (Juli 1997). “Der HIPPARCOS-Katalog”. Astronomie und Astrophysik. 323: L49 – L52. Bibcode:1997A & A … 323L..49P.
  53. ^ Firestone, RB (Juli 2014), “Beobachtung von 23 Supernovae, die in den letzten 300 kyr <300 pc von der Erde explodiert sind", Das astrophysikalische Journal, 789 (1): 11, Bibcode:2014ApJ … 789 … 29F, doi:10.1088 / 0004-637X / 789/1/29, 29. Siehe p. 10.
  54. ^ Schaaf, Fred (2008). Die hellsten Sterne: Das Universum durch die strahlendsten Sterne des Himmels entdecken. John Wiley und Söhne. p. 218. ISBN 978-0-471-70410-2.
  55. ^ Kaler, James. “Antares”. Abgerufen 13. August 2008.
  56. ^ Rogers, JH (Februar 1998). “Ursprünge der alten Sternbilder: I. Die mesopotamischen Traditionen”. Zeitschrift der British Astronomical Association. 108 (1): 9–28. Bibcode:1998JBAA..108 …. 9R.
  57. ^ Kunitzsch, P. (1959). Arabische Sternnamen in Europa. Wiesbaden: Otto Harrasowitz. p. 169.
  58. ^ Lull, José; Belmonte, Juan Antonio (2009). Die Sternbilder des alten Ägypten (PDF). p. 162. Bibcode:2009iscc.book..155L.
  59. ^ Mudrooroo (1994). Mythologie der Aborigines: Ein AZ, das die Geschichte der Mythologie der Aborigines von den frühesten Legenden bis zur Gegenwart umfasst. London: HarperCollins. p. 5. ISBN 978-1-85538-306-7.

Weiterführende Literatur[edit]

Externe Links[edit]

Koordinaten: 16h 29m 24s–26 ° 25 ′ 55 ″