Idi na sadržaj

Betelgez

Ovo je bio istaknuti članak mjeseca.
S Wikipedije, slobodne enciklopedije
Betelgez
Pozicija Betelgez
Podaci posmatranja
Epoha: J2000
SazviježđeOrion
Rektascenzija5h 55m 10.31s
Deklinacija+07° 24' 25.3"
Vidljivi sjaj+0,5 m
Tipizacija
Spektralna klasaM1-2 Ia-Iab
B-V indeks boje+1,85
U-B indeks boje2,32
Astrometrija
Udaljenost430 SG
(130 Pc)
Apsolutni sjaj-5,3 do -5,0 MV
Vlastito kretanje
Rektascenzijski udio+ 21 ×10-3 "/god
Fizikalne osobine
Masa20 M☉
Radijus600 R☉
Luminozitet10 000 L☉
Temperatura3000 K
Vrijeme rotacije2070 do 2355 dana
Procijenjena starostoko 10 mil. g
Ostali nazivi
Oznaka po Bayer-uα Orionis
Oznaka po Flamsteedu58 Orionis
Oznaka po BonneruBD+7°1055
Oznaka po BSKHR 2061
Oznaka po Henry-Draper kataloguHD 39801
Oznaka po SAO kataloguSAO 113271
Oznaka po Hipparcos kataloguHIP 27989

Betelgez (α Orionis, α Ori, 58 Orionis) veliki je crveni superdžin u sazviježđu Orion. Ostali nazivi su Betelguex, Betelgeuze, Beteiguex, Betelgeuse, Al Mankib (arapski: المنكب‎). Poznat je i pod nazivom Orionovo rame. Obično je deseta najsjajnija zvijezda na noćnom nebu i, poslije Rigela, druga najsjajnija u svom sazviježđu. To je izrazito crvenkasta, polupravilna varijabilna zvijezda čija prividna magnituda, koja varira između +0,0 i +1,6, ima najširi prikazani raspon od bilo koje zvijezde prve magnitude. Betelgez je najsjajnija zvijezda na noćnom nebu na talasnim dužinama bliskim infracrvenom dijelu spektra. Njegova Bayerova oznaka je α Orionis, latinizirano u Alpha Orionis i skraćeno Alpha Ori ili α Ori.[1]

Poluprečnik mu je 640 do 764 puta veći od Sunčevog[2] [3], i, kada bi bio u centru Sunčevog sistema, njegova površina ležala bi izvan asteroidnog pojasa i "progutala" bi orbite Merkura, Venere, Zemlje i Marsa. Procjene Betelgezove mase kreću se od deset do dvadeset Sunčevih masa. Iz različitih razloga, njegovu udaljenost bilo je prilično teško izmjeriti; trenutne najbolje procjene jesu reda veličine 400–600 svjetlosnih godina od Sunca – što je znatna nepreciznost za relativno blisku zvijezdu. Njegova apsolutna magnituda iznosi približno -6. Sa starošću manjom od 10 miliona godina, Betelgez je brzo evoluirao zbog svoje velike mase i očekuje se da će evoluciju završiti eksplozijom supernove, najvjerovatnije u narednih 100.000 godina. Kada eksplodira, sjat će kao polumjesec više od tri mjeseca; život na Zemlji neće biti ugrožen ovom eksplozijom. Nakon što je izbačena s područja na kojem je nastala, asocijacije Orion OB1 – koje uključuje zvijezde u Orionovom pojasu – primijećeno je da se ova odbjegla zvijezda kreće kroz međuzvjezdani medij brzinom 30 km/s, stvarajući pramčani udar širok više od četiri svjetlosne godine.

Betelgez je postao prva vansolarna zvijezda čija je ugaona veličina fotosfere izmjerena 1920, a u kasnijim studijama objavljen je ugaoni prečnik (tj. prividna veličina) u rasponu od 0,042 do 0,056 lučnih sekundi; taj raspon određivanja pripisuje se nesferičnosti, zatamnjenju ekstremiteta, pulsiranju i različitom izgledu na različitim talasnim dužinama. Također je okružen složenim, asimetričnim omotačem, otprilike 250 puta većim od zvijezde, nastalim gubitkom mase same zvijezde. Ugaoni prečnik Betelgeza koji se posmatra na Zemlji premašuju samo oni R Doradusa i Sunca.

Počevši od oktobra 2019, sjaj Betelgeza počeo je primjetno slabjeti, a do sredine februara 2020. njegov sjaj opao je za faktor od približno 3, s magnitude 0,5 na 1,7, a zatim se vratio u normalniji raspon osvijetljenosti, dostigavši ​​vrhunac od 0,0 vizuelne i 0,1 magnitude V-opsega u aprilu 2023. Infracrvena zapažanja nisu otkrila znatnu promjenu u osvjetljenju u posljednjih 50 godina, što sugerira da je zatamnjenje posljedica promjena oko zvijezde umjesto fundamentalne promjene unutar nje. Proučavanje pomoću svemirskog teleskopa Hubble sugerira da je izbačena površinska masa koja je raspršena milionima kilometara oko zvijezde, a zatim ohlađena i formirana u prašinu, koja je izazvala zatamnjenje.

Nomenklatura

[uredi | uredi izvor]

Oznaka zvijezde je α Orionis (latinizirano u Alpha Orionis), koju je dao Johann Bayer 1603.

Tradicionalno ime Betelgez izvedeno je od arapskog يد الجوزاء Yad al-Jawzā’ „ruka al-Jawza’ (tj. Oriona)“ [4][5]. Greška u čitanju arapskog inicijala yā’ (يـ) kao bā’ (بـ—razlika u i‘jām) iz XIII vijeka dovela je do evropskog imena [6]. U engleskom jeziku postoje četiri uobičajena izgovora ovog imena, u zavisnosti od toga da li se prvo e izgovara kratko ili dugo i da li se s izgovara /s/ ili /z/:[7]

2016. godine Međunarodna astronomska unija organizirala je Radnu grupu za imena zvijezda (WGSN) [8] za katalogizaciju i standardizaciju vlastitih imena zvijezda. Prvi bilten WGSN-a, izdat u julu 2016. godine, uključivao je tabelu prve dvije grupe imena odobrenih od strane WGSN-a, uključujući Betelgeuse za ovu zvijezdu. Sada je tako uneseno u IAU katalog imena zvijezda [9].

Historija posmatranja

[uredi | uredi izvor]

Betelgez i njegova crvena boja zabilježeni su još od antike; klasični astronom Ptolomej opisao je njenu boju kao ὑπόκιρρος (hypókirrhos = više ili manje narandžasto-smeđa), termin koji je kasnije opisao prevodilac Ulug Begovog Zij-i Sultani kao rubedo, latinski za "crvenost" [10]. U XIX vijeku, prije modernih sistema klasifikacije zvijezda, Angelo Secchi je uključio Betelgez kao jedan od prototipova za njegove zvijezde klase III (narandžaste do crvene) [11]. Nasuprot tome, tri vijeka prije Ptolomeja, kineski astronomi su Betelgez posmatrali kao žutu; Takvo zapažanje, ako je tačno, moglo bi sugerirati da je zvijezda bila u fazi žutog supergiganta otprilike u to vrijeme [12], što je vjerodostojna mogućnost, s obzirom na trenutna istraživanja kompleksnog okruženja ovih zvijezda [13].

Otkrića

[uredi | uredi izvor]
Sir John Herschel 1846.

Grupe Aboridžina u Južnoj Australiji su dijelile usmene priče o promjenljivom sjaju Betelgeza za nepoznati period [14].

Varijaciju u Betelgezovom sjaju je 1836. opisao Sir John Herschel u Outlines of Astronomy. Od 1836. do 1840. primijetio je značajne promjene u veličini kada je Betelgeuze nadmašio Rigela u oktobru 1837. i ponovo u novembru 1839. godine [15]. Uslijedio je 10-godišnji period mirovanja; zatim 1849. Herschel je zabilježio još jedan kratki ciklus varijabilnosti, koji je dostigao vrhunac 1852. Kasniji posmatrači su zabilježili neuobičajeno visoke maksimume s intervalom od nekoliko godina, ali samo male varijacije od 1957. do 1967. Zapisi Američkog udruženja promatrača promjenjivih zvijezda (AAVSO) pokazuju maksimalan sjaj od 0,2 1933. i 1942., a minimalan 1.2, posmatrano 1927. i 1941. godine [16]. Ova varijabilnost u sjaju može objasniti zašto je Johann Bayer, objavljivanjem svoje Uranometrije 1603. godine, označio zvijezdu alfa, jer je vjerovatno bila konkurentna obično svjetlijem Rigelu (beta) [17]. Sa arktičkih geografskih širina, Betelgeuseova crvena boja i viši položaj na nebu od Rigela značili su da su ga Inuiti smatrali svjetlijim, a jedno lokalno ime je bilo Ulluriajjuaq („velika zvijezda“) [18].

Godine 1920. Albert A. Michelson i Francis G. Pease postavili su šestmetarski interferometar na prednjoj strani teleskopa od 2,5 metra u opservatoriji Mount Wilson, uz pomoć Johna Augusta Andersona. Trio je izmjerio ugaoni prečnik Betelgeza na 0,047″, cifru koja je dalje dala prečnik od 3,84×108 km (2,58 AJ) na osnovu vrijednosti paralakse od 0,018″. Međutim, zamračenje ruba i greške mjerenja rezultirale su nesigurnošću u pogledu tačnosti ovih mjerenja.

1950-e i 1960-e donijele su dva noviteta koja su utjecala na teoriju zvjezdane konvekcije u crvenih supergiganata: projekti Stratoscope i publikacija Struktura i evolucija zvijezda iz 1958., uglavnom rad Martina Schwarzschilda i njegovog kolege sa Univerziteta Princeton, Richarda Härma [19]. Publikacija je širila ideje o tome kako primijeniti računarsku tehnologije za kreiranje zvjezdanih modela, dok su projekti Stratoscope, podizanjem balonskih teleskopa iznad Zemljine turbulencije, proizveli neke od najfinijih slika solarnih granula i sunčevih pjega ikada viđenih, potvrđujući tako postojanje konvekcija u solarnoj atmosferi [20].

Napredak u snimanju

[uredi | uredi izvor]
Ultraljubičaste slike svemirskog teleskopa Hubble iz 1998/9, koje pokazuju asimetrične pulsacije Betelgeza s odgovarajućim profilima spektralnih linija

Tokom 1970-ih postignuti su veliki napretci u tehnologiji astronomskog snimanja, počevši od izuma spekle interferometrije Antoinea Labeyriea, procesa koji je značajno smanjio efekat zamućenja uzrokovanog astronomskim posmatranjem. Povećao je optičku rezoluciju zemaljskih teleskopa, omogućavajući preciznija mjerenja Betelgezove fotosfere [21]. Sa poboljšanjima infracrvene teleskopije na vrhu Mount Wilson, Mount Locke i Mauna Kea na Havajima, astrofizičari su počeli da zaviruju u složene atmosferske slojeve zvijezda (shells) koje okružuju supergiganta [22][23], što ih je navelo da posumnjaju u prisustvo ogromnih mjehurića plina nastalih konvekcijom [24]. Međutim, tek kasnih 1980-ih i ranih 1990-ih, kada je Betelgez postao redovna meta za interferometriju maskiranja otvora, došlo je do napretka u snimanju u infracrvene i vidljivom dijelu spektra. Tehnika razvijena od strane J.E. Baldwina i kolega iz Cavendish Astrophysics Group, koristila je malu masku s nekoliko rupa u ravni izlazne pupile (zjenice) teleskopa, pretvarajući otvor u ad hoc interferometrijski niz [25]. Tehnika je doprinijela nekim od najpreciznijih mjerenja Betelgeza, te je otkrila svijetle tačke na fotosferi zvijezde [26][27]. Ovo su bile prve optičke i infracrvene slike zvjezdanog diska osim Sunca, prvo snimljene sa zemaljskih interferometara, a kasnije iz posmatranja više rezolucije teleskopa COAST. Činilo se da "svijetle mrlje" ili "vruće tačke", uočene sa ovim instrumentima, potvrđuju teoriju koju je iznio Schwarzschild decenijama ranije o masivnim konvekcijskim ćelijama koje dominiraju površinom zvijezde [28].

Godine 1995, kamera za slabo vidljive objekte svemirskog teleskopa Hubble snimila je ultraljubičastu sliku sa rezolucijom boljom od one dobivene zemaljskim interferometrima - prva slika konvencionalnog teleskopa (ili "direktna slika" u NASA-inoj terminologiji) diska druge zvijezde. S obzirom da Zemljina atmosfera apsorbira ultraljubičasto svjetlo, posmatranja na ovim talasnim dužinama najbolje se obavljaju svemirskim teleskopima [29]. Ova slika, kao i one ranije, sadržavala je svijetlu mrlju koja ukazuje da je područje u jugozapadnom kvadrantu za 2000° K toplije od ostatka površine zvijezde [30]. Naknadni ultraljubičasti spektri snimljeni Godardovim spektrografom visoke rezolucije sugerirali su da je vruća tačka jedan od Betelgeuseovih polova rotacije. Ovo bi dalo osi rotacije nagib od oko 20° u pravcu Zemlje, a ugao položaja od nebeskog sjevera od oko 55° [31].

Studije iz 2000-ih

[uredi | uredi izvor]

U studiji objavljenoj u decembru 2000., prečnik zvijezde je mjeren infracrvenim prostornim interferometrom (ISI) na srednjim infracrvenim talasnim dužinama dajući procjenu zatamnjenih udova od 55,2±0,5 mas – brojka koja je u potpunosti u skladu sa Michelsonovim nalazima osamdeset godina ranije [32]. U vrijeme objavljivanja, procijenjena paralaksa iz misije Hipparcos bila je 7,63±1,64 mas, što je dalo procijenjeni radijus za Betelgeuse od 3,6 AJ. Međutim, infracrvena interferometrijska studija objavljena 2009. godine objavila je da se zvijezda smanjila za 15% od 1993. godine uz rastuću stopu bez značajnog smanjenja magnitude [33]. Kasnija zapažanja sugeriraju da prividna kontrakcija može biti posljedica aktivnosti omotača u proširenoj atmosferi zvijezde [34].

Osim prečnika zvijezde, pojavila su se pitanja o složenoj dinamici Betelgezeove proširene atmosfere. Masa koja čini galaksije se reciklira kako se zvijezde formiraju i uništavaju, a crveni supergiganti najviše doprinose tome, ali proces kojim se masa gubi ostaje misterija [35]. Sa napretkom u interferometrijskim metodologijama, astronomi bi mogli biti blizu rješavanja ove zagonetke. Slike koje je objavila Evropska južna opservatorija u julu 2009. godine, snimljene zemaljskim interferometrom vrlo velikog teleskopa (VLTI), pokazale su ogromni oblak gasa koji se proteže 30 AJ od zvijezde do okolne atmosfere. Ovo izbacivanje mase bilo je jednako udaljenosti između Sunca i Neptuna i jedan je od više događaja koji se dešavaju u Betelgeuseovoj okolnoj atmosferi. Astronomi su identificirali najmanje šest slojeva omotača koji okružuju Betelgez. Rješavanje misterije gubitka mase u kasnim fazama evolucije zvijezde može otkriti one faktore koji ubrzavaju eksplozivnu smrt ovih zvjezdanih divova.

Zatamnjenje 2019–2020

[uredi | uredi izvor]
AAVSO prividna magnituda Betelgeusea u V-opsegu, između septembra 2016. i augusta 2023.

Pulsirajuća polupravilna varijabilna zvijezda, Betelgez je podložna višestrukim ciklusima povećanja i smanjenja sjaja zbog promjena u svojoj veličini i temperaturi. Astronomi koji su prvi primijetili zatamnjenje ove zvijezde, astronomi sa Univerziteta Villanova Richard Wasatonic i Edward Guinan, i amater Thomas Calderwood, teoretiziraju da su podudarnost normalnog minimuma svjetlosnog ciklusa od 5,9 godina i perioda od 425 dana vodeći faktori. Drugi mogući uzroci za koje se pretpostavlja da su se desili krajem 2019. godine, bili su erupcija plina ili prašine ili fluktuacije u površinskom sjaju zvijezde [36].

Do augusta 2020. godine, dugoročne i opsežne studije Betelgeza, prvenstveno ultraljubičasta posmatranja svemirskog teleskopa Hubble, sugerirale su da je neočekivano zatamnjenje vjerovatno uzrokovano ogromnom količinom supervrućeg materijala izbačenog u svemir. Materijal se ohladio i formirao oblak prašine koji je blokirao svjetlost zvijezde koja je dolazila sa otprilike četvrtine Betelgeuseove površine. Hubble je snimio znakove gustog, zagrijanog materijala koji se kreće kroz atmosferu zvijezde u septembru, oktobru i novembru prije nego što je nekoliko teleskopa primijetilo izraženije zatamnjenje u decembru i prvih nekoliko mjeseci 2020. godine [37].

Do januara 2020. godine, Betelgez je potamnio za faktor od približno 2,5 sa magnitude 0,5 na 1,5, a u februaru je objavljeno da je još slabija na rekordnom minimumu od +1,614, uz napomenu da je zvijezda trenutno "najmanje svjetlucava i najhladnija" u 25 godina studiranja, te također izračunavaju smanjenje njenog poluprečnika [38]. Astronomski magazin je to opisao kao "bizarno zatamnjenje", a tada popularne ideje su navodile da bi to moglo ukazivati ​​na neminovnu supernovu [39]. Ovo je izbacilo Betelgez iz grupe 10 najsjajnijih zvijezda na nebu, nije više bio ni među prvih 20, primjetno slabije od svog bliskog susjeda Aldebarana. Izvještaji mejnstrim medija raspravljali su o špekulacijama da bi Betelgez mogao eksplodirati kao supernova, ali astronomi primjećuju da se očekuje da će se supernova pojaviti u narednih 100.000 godina i stoga je malo vjerovatno da će se dogoditi. neminovna.

Two orange blobs side by side on black backgrounds, one caption "Jan 2019" and the other captioned "Dec 2019"
Poređenje SPHERE slika Betelgeza snimljenih u januaru 2019. i decembru 2019, koje pokazuju promjene u sjaju i obliku

Do 17. februara 2020. Betelgezov sjaj je ostao konstantan oko 10 dana, a zvijezda je pokazivala znakove povećanja sjaja. Dana 22. februara 2020., Betelgeuse je možda potpuno prestala sa zatamnjivanjem, a 24. februara 2020. godine nije uočena značajna promjena u infracrvenom zračenju u posljednjih 50 godina; ovo se činilo nepovezanim sa nedavnim vizuelnim gubljenjem sjaja i sugerisalo je da je nadolazeći kolaps jezgra malo vjerovatan [40]. Također, 24. februara 2020. godine, dalje studije sugerirale su da bi začepljenje "kružnozrnaste prašine oko zvijezde" moglo biti najvjerovatnije objašnjenje zatamnjenja zvijezde [41]. Studija koja koristi posmatranja na submilimetarskim talasnim dužinama isključuje značajan doprinos apsorpcije prašine. Umjesto toga, čini se da su velike zvjezdane mrlje uzrok zatamnjivanja. Dalje studije otkrile su brz porast sjaja Betelgeza.

Betelgez se skoro ne može posmatrati sa zemlje između maja i augusta jer je preblizu Suncu. Prije nego što je ušao u konjunkciju sa Suncem 2020. godine, Betelgeuse je dostigao sjaj od +0,4 . Posmatranja svemirskim brodom STEREO-A u junu i julu 2020. pokazala su da je zvijezda potamnila za 0,5 od posljednjeg zemaljskog posmatranja u aprilu. Ovo je iznenađujuće, jer se maksimum očekivao za august/septembar 2020. godine, a sljedeći minimum bi trebao biti oko aprila 2021. Međutim, poznato je da Betelgezov sjaj varira nepravilno, što otežava predviđanja. Blijeđenje bi moglo ukazivati ​​na to da bi se drugi događaj zatamnjenja mogao dogoditi mnogo ranije nego što se očekivalo [42]. Dana 30. augusta 2020. godine, astronomi su izvijestili o detekciji drugog oblaka prašine koji je emitovao Betelgez, a koji je povezan sa nedavnim značajnim zatamnjivanjem (sekundarni minimum 3. augusta) u sjaju zvijezde [43].

U junu 2021. godine, prašina je objašnjena kao moguće uzrokovana hladnom mrljom na njenoj fotosferi [44] a u augustu je druga nezavisna grupa potvrdila ove rezultate. Smatra se da je prašina nastala hlađenjem gasa izbačenog iz zvijezde. Takođe je pretpostavilo da je zatamnjenje moglo doći od kratkoročnog minimuma koji se poklapa sa dugoročnim minimumom koji proizvodi veliki minimum, ovaj ciklus od 416 dana i ciklus od 2010. godine, je mehanizam koji je prvi predložio astronom L. Goldberg. U aprilu 2023. godine, astronomi su izvijestili da je zvijezda dostigla vrhunac od 0,0 vizuelne i 0,1 magnitude V-pojasa.

Posmatranje

[uredi | uredi izvor]
Slika koja prikazuje Betelgez (gore lijevo) i guste magline Orionovog molekularnog kompleksa oblaka

Kao rezultat njegove karakteristične narandžasto-crvene boje i položaja unutar Oriona, Betelgez je lako pronaći golim okom. To je jedna od tri zvijezde koje čine asterizam Zimskog trougla i označava središte zimskog heksagona. Može se vidjeti kako raste na istoku početkom januara svake godine, odmah nakon zalaska sunca. Između sredine septembra i sredine marta (najbolje sredinom decembra), vidljiva je u gotovo svim naseljenim područjima svijeta, osim na Antarktiku na geografskim širinama južno od 82°. U maju (umjerene sjeverne geografske širine) ili junu (južne geografske širine), crveni superdžin se nakratko može vidjeti na zapadnom horizontu nakon zalaska sunca, ponovo se pojavljuje nekoliko mjeseci kasnije na istočnom horizontu prije izlaska sunca. U srednjem periodu (juni–juli, sa središtem oko sredine juna), uglavnom je nevidljiv golim okom.

Betelgeuze je promjenljiva zvijezda čija se vizuelna magnituda kreće između 0,0 i +1,6. Postoje periodi u kojima nadmašuje Rigel i postaje šesta najsjajnija zvijezda, a povremeno će biti sjajnija čak i od Kapele. U najmanju ruku, Betelgez može zaostati iza Deneba i Beta Crucisa, koji su i sami malo varijabilni, kako bi bila dvadeseta najsjajnija zvijezda.

Betelgeuse ima B–V indeks boja od 1,85 – brojka koja ukazuje na njeno izraženo „crvenilo“. Fotosfera ima proširenu atmosferu, koja prikazuje jake linije emisije, a ne apsorpcije, fenomen koji se javlja kada je zvijezda okružena debelim plinovitim omotačem (a ne ioniziranim). Ova proširena gasovita atmosfera primijećena je kako se kreće prema Betelgezu i dalje od njega, u zavisnosti od fluktuacija u fotosferi. Betelgeze je najsjajniji infracrveni izvor na nebu sa magnitudom J opsega od -2,99 [45]; samo oko 13% energije zračenja zvijezde emituje se kao vidljiva svjetlost. Kada bi ljudske oči bile osjetljive na zračenje na svim talasnim dužinama, Betelgez bi se pojavio kao najsjajnija zvijezda na noćnom nebu.

Katalozi navode do devet slabih vizuelnih pratilaca Betelgezea. Nalaze se na udaljenosti od oko jedne do četiri lučne minute i sve su slabije od 10. magnitude.

Zvjezdani sistem

[uredi | uredi izvor]
Betelgez viđen izbliza

Betelgez se generalno smatra jednom izolovanom i odbjeglom zvijezdom, koja trenutno nije povezana ni sa jednim jatom ili regijom za formiranje zvijezda, iako je njeno mjesto nastankanejasno.

Predložena su dva spektroskopska pratioca Betelgeusea. Analiza podataka o polarizaciji od 1968. do 1983. godine ukazala je na bliskog pratioca s periodičnom orbitom od oko 2,1 godine, a koristeći spekle interferometriju, tim je zaključio da se bliži od dva pratioca nalazi na 0,06″±0,01″ (≈9 AJ) od glavne zvijezde sa pozicionim uglom od 273°, orbitom koja bi ga potencijalno smjestila u hromosferu zvijezde. Udaljeniji pratilac je bio na 0,51″±0,01″ (≈77 AJ) sa pozicionim uglom od 278° [46]. Dalja istraživanja nisu pronašla nikakve dokaze za ove pratioce ili su aktivno opovrgavala njihovo postojanje, ali mogućnost da bliski saputnik doprinosi ukupnom toku nikada nije u potpunosti isključena. Interferometrija visoke rezolucije Betelgeusea i njegove blizine, daleko izvan tehnologije 1980-ih i 1990-ih, nije otkrila nijednog pratioca.

Zvijezda koja modulira prašinu ili bijeli patuljak od 1,17±0,7 M☉ na udaljenosti od 8,60±0,33 AJ bi bio najvjerovatnije rješenje za Betelgezovu sekundarnu periodičnost od 2170 dana, fluktuirajuću radijalnu brzinu, umjereni radijus i nisku varijacija efektivne temperature, od 2024. godine.Takva zvijezda još uvijek nije direktno posmatrana niti potvrđena.

Mjerenje udaljenosti

[uredi | uredi izvor]
Nacionalna radioastronomska opservatorija (NRAO) Very Large Array korišten za izvođenje Betelgezove procjene udaljenosti iz 2008.

Paralaksa je prividna promjena položaja objekta, mjerena u lučnim sekundama, uzrokovana promjenom položaja posmatrača tog objekta. Dok Zemlja kruži oko Sunca, vidi se da se svaka zvijezda pomjera za djelić lučne sekunde, što je mjera koja, u kombinaciji sa baznom linijom koju daje Zemljina orbita, daje udaljenost do te zvijezde. Od prvog uspješnog mjerenja paralakse od strane Friedricha Bessela 1838. godine, astronomi su bili zbunjeni Betelgezovom prividnom udaljenosti. Poznavanje udaljenosti zvijezde poboljšava tačnost drugih zvjezdanih parametara, kao što je sjaj koji se, u kombinaciji sa ugaonim prečnikom, može koristiti za izračunavanje fizičkog radijusa i efektivne temperature; luminoznost i količina izotopa se također mogu koristiti za procjenu starosti i mase zvijezde.[105]

Kada su prva interferometrijska istraživanja obavljena na prečniku zvijezde 1920. godine, pretpostavljena paralaksa je bila 0,0180″. Ovo je jednako udaljenosti od 56 parseka ili otprilike 180 sg, što je proizvelo ne samo netačan radijus za zvijezdu već i sve druge karakteristike zvijezde. Od tada je u toku rad na mjerenju udaljenosti Betelgeza, s predloženim udaljenostima od čak 400 parseka ili oko 1300 sg.

Prije objavljivanja Hipparcos kataloga (1997.), postojala su dva blago oprečna mjerenja paralakse za Betelgez. Prvi, 1991. godine, dao je paralaksu od 9,8±4,7 mas, što je dalo udaljenost od otprilike 102 parseka ili 330 sg [47]. Drugi je bio Hipparcos Input Catalog (1993) sa trigonometrijskom paralaksom od 5±4 mas, rastojanjem od 200 parseka ili 650 sg. S obzirom na ovu nepreciznost, istraživači su usvajali širok raspon procjena udaljenosti, što je dovelo do značajnih varijacija u izračunavanju svojstava zvijezde.

Rezultati misije Hipparcos objavljeni su 1997. Izmjerena paralaksa Betelgeusea bila je 7,63±1,64 mas, što je jednako udaljenosti od otprilike 131 parseka ili 427 sg, i pretpostavljala je manju greške od prethodnih mjerenja. Međutim, kasnija evaluacija mjerenja Hiparkosove paralakse za varijabilne zvijezde poput Betelgeza otkrila je da je nepreciznost ovih mjerenja bila potcijenjena. U 2007. je izračunata poboljšana procjena od 6,55±0,83, dakle mnogo manji faktor greške koji daje udaljenost od otprilike 152±20 parseka ili 500±65 sg.

Mjerenja 2008. pomoću Very Large Array Teleskopa (VLA) dala su radio rješenje od 5,07±1,10 mas, što je jednako udaljenosti od 197±45 parseka ili 643±146 sg. Kao što istraživač, Harper, ističe: "Revidirana Hipparcosova paralaksa vodi do veće udaljenosti (152±20 parseka) od originala; međutim, astrometrijsko rješenje i dalje zahtijeva značajnu kosmičku buku od 2,4 mas. S obzirom na ove rezultate jasno je da podaci Hipparcos i dalje sadrže sistematske greške nepoznatog porijekla." Iako radio podaci također imaju sistematske greške, Harperovo rješenje kombinuje skupove podataka u nadi da će ublažiti takve greške. Ažurirani rezultat daljih posmatranja sa ALMA-om i e-Merlinom daje paralaksu od 4,51±0,8 mas i udaljenost od 222 (+34 do −48) parseka ili 724 (+111 do −156) sg.

Godine 2020., novi opservacijski podaci iz svemirskog uređaja za snimanje solarne mase na Coriolis satelitu i tri različite tehnike modeliranja proizveli su rafiniranu paralaksu od 5,95 (+0,58 do −0.85) mas, a poluprečnik 764 (+116 do −62) R☉, i udaljenost od 168,1 (+27,5 do −14,4) parseka ili 548 (+90 do −49) sg, što bi, ako je tačno, značilo da je Betelgez skoro 25% manji i 25% bliži Zemlji nego što se ranije mislilo.

Iako se nije očekivalo da će trenutna Gaia misija Evropske svemirske agencije proizvesti dobre rezultate za zvijezde svjetlije od približno V=6 granice zasićenja instrumenata misije, stvarni rad je pokazao dobre performanse na objektima do oko +3 magnitude. Tako da će i paralaksa za Betelgez biti procijenjena za red veličine tačnije nego što je trenutno dostupno [48].

Varijabilnost

[uredi | uredi izvor]
AAVSO fotometrijski sistem V-pojasne svjetlosne krive Betelgeza (Alpha Orionis) od decembra 1988. do augusta 2002.
Sazviježđe Orion, s Betelgezom uobičajene veličine (lijevo) i tokom neobično dubokog minimuma početkom 2020. (desno)

Betelgez je klasifikovan kao polupravilna promjenljiva zvijezda, što ukazuje da je uočljiva određena periodičnost u promjenama sjaja, ali amplitude mogu varirati, ciklusi mogu imati različite dužine i mogu postojati zastoji ili periodi nepravilnosti. Smješten je u podgrupu SRc; ovo su pulsirajući crveni supergiganti sa amplitudama oko jedne magnitude i periodima od desetina do stotina dana.

Betelgez tipično pokazuje samo male promjene sjaja u blizini magnitude +0,5, iako na svojim ekstremima može postati svijetla od magnitude 0,0 ili slaba od magnitude +1,6. Uvršten je u Generalni katalog promjenjivih zvijezda s mogućim periodom od 2.335 dana. Detaljnije analize su pokazale da je glavni period blizu 400 dana, kratak period od 185 dana, i duži sekundarni period oko 2.100 dana. Najniža pouzdano zabilježena magnituda V-pojasa od +1,614 zabilježena je u februaru 2020.

Radijalne pulsacije crvenih supergiganata su dobro modelirane i pokazuju da su periodi od nekoliko stotina dana tipično posljedica fundamentalne i pulsacije alikvotnih tonova. Linije u Betelgezovom spektru pokazuju doplerove pomake koji ukazuju na promjene radijalne brzine koje odgovaraju, vrlo grubo, promjenama sjaja. Ovo pokazuje prirodu pulsiranja u veličini, iako odgovarajuće temperaturne i spektralne varijacije nisu jasno vidljive. Varijacije u prečniku Betelgeza su također direktno mjerene. Uočene su prve pulsacije alikvotnih tonova od 185 dana, a odnos osnovnih i alikvotnih perioda daje vrijedne informacije o unutrašnjoj strukturi zvijezde i njenoj starosti.

Izvor dugih sekundarnih perioda je nepoznat, ali se ne mogu objasniti radijalnim pulsacijama. Interferometrijska posmatranja Betelgeza pokazala su žarišta za koje se smatra da su stvorene masivnim konvekcijskim ćelijama, značajnim dijelom prečnika zvijezde i od kojih svaka emituje 5-10% ukupnog sjaja zvijezde. Jedna teorija koja objašnjava duge sekundarne periode je da su oni uzrokovani evolucijom takvih ćelija u kombinaciji s rotacijom zvijezde. Druge teorije uključuju bliske binarne interakcije, hromosfersku magnetsku aktivnost koja utiče na gubitak mase ili ne-radijalne pulsacije kao što su g-modovi.

Pored diskretnih dominantnih perioda, vide se stohastičke varijacije male amplitude. Pretpostavlja se da je to zbog granulacije, slične istom efektu na sunce, ali u mnogo većem obimu.

Prečnik

[uredi | uredi izvor]
Poređenje veličina između Arktura, Rigela, S Doradusa, Antaresa i Betelgeza

13. decembra 1920. Betelgez je postala prva zvijezda izvan Sunčevog sistema kojoj je izmjerena ugaona veličina fotosfere. Iako je interferometrija još bila u povojima, eksperiment se pokazao uspješnim. Istraživači su, koristeći model uniformnog diska, utvrdili da je Betelgez prečnika od 0,047″, iako je zvjezdani disk vjerovatno bio 17% veći zbog potamnjenja ekstremiteta, što je rezultiralo procjenom njegovog ugaonog prečnika od oko 0,055". Od tada, druge studije su proizvele ugaone prečnike koji se kreću od 0,042 do 0,069″ [49]. Kombinovanjem ovih podataka sa historijskim procjenama udaljenosti od 180 do 815 sg daje se projektovani poluprečnik zvjezdanog diska od 1,2 do 8,9 AJ. Primjera radi, Mars je oko 1,5 AJ, Ceres u asteroidnom pojasu 2,7 AJ, Jupiter 5,5 AJ; dakle, pod pretpostavkom da Betelgez zauzima mjesto Sunca, njegova fotosfera bi se mogla protezati izvan Jupiterove orbite, ne dostižući sasvim Saturn na 9,5 AJ.

Precizan prečnik je teško odrediti iz nekoliko razloga:

  1. Betelgez je pulsirajuća zvijezda, tako da se njen prečnik mijenja s vremenom;
  2. Zvijezda nema definiranu "ivicu" jer zamračenje ekstremiteta uzrokuje da optičke emisije variraju u boji i smanjuju se što se više proteže od centra;
  3. Betelgez je okružena omotačem koji se sastoji od materije izbačene iz zvijezde — materije koja upija i emituje svetlost — što otežava definisanje fotosfere;
  4. Mjerenja se mogu vršiti na različitim talasnim dužinama unutar elektromagnetnog spektra, a razlika u prijavljenim prečnicima može biti čak 30-35%, ali je poređenje jednog nalaza s drugim teško jer se prividna veličina zvijezde razlikuje ovisno o korištenoj talasnoj dužini. Studije su pokazale da je izmjereni ugaoni prečnik znatno veći na ultraljubičastim talasnim dužinama, smanjuje se preko vidljivih na minimum u bliskom infracrvenom dijelu i ponovo raste u srednjem infracrvenom dijelu spektra [50];
  5. Atmosfersko treperenje ograničava rezoluciju koja se može dobiti od zemaljskih teleskopa jer turbulencija degradira ugaonu rezoluciju.

Općenito posmatrani prečnici velikih hladnih zvijezda su tzv. Roselandovi radijusi, definirani kao poluprečnik fotosfere na specifičnoj optičkoj dubini od dvije trećine. Ovo odgovara poluprečniku izračunatom iz efektivne temperature i bolometarskog sjaja. Roselandov radijus se razlikuje od direktno izmjerenih poluprečnika, s korekcijama za tamnjenje ekstremiteta i talasne dužine posmatranja [51]. Na primjer, izmjereni ugaoni prečnik od 55,6 mas bi odgovarao Roselandovom srednjem prečniku od 56,2 mas, dok bi dalje korekcije za postojanje okolnih omotača prašine i gasa dale prečnik od 41,9 mas.

Poređenje veličina za Betelgez, Mu Cephei, KY Cygni i V354 Cephei, prema Emily Levesqueu

Kako bi prevazišli ove izazove, istraživači su koristili različita rješenja. Astronomska interferometrija, koju je prvi osmislio Hippolyte Fizeau 1868. godine, bila je temeljni koncept koji je omogućio velika poboljšanja moderne teleskopije i doveo do stvaranja Michelsonovog interferometra 1880-ih, i prvog uspješnog mjerenja Betelgeusea [52]. Baš kao što se ljudska percepcija dubine povećava kada dva oka umjesto jednog opažaju objekt, Fizeau je predložio posmatranje zvijezda kroz dva otvora umjesto jednog kako bi se dobile interferencije koje bi pružile informacije o raspodjeli prostornog intenziteta zvijezde. Nauka je brzo evoluirala i sada se koriste interferometri sa više otvora za snimanje slika, koje se sintetiziraju korištenjem Fourierove analize kako bi se dobio portret visoke rezolucije [53]. Upravo je ova metodologija identificirala žarišta na Betelgezu 1990-ih. Ostala tehnološka otkrića uključuju adaptivnu optiku [54], svemirske opservatorije kao što su Hipparcos, Hubble i Spitzer, i Astronomski Multi-BEam Recombiner (AMBER), koji kombinuje snopove tri teleskopa istovremeno, omogućavajući istraživačima da postignu miliarsekunde prostorna rezolucija [55].

Posmatranja u različitim regionima elektromagnetnog spektra – vidljivom, bliskom infracrvenom (NIR), srednjem infracrvenom (MIR) ili radio – daju veoma različite ugaone rezultate.

Godine 2004, tim astronoma koji radi u bliskom infracrvenom području objavio je da je tačnije mjerenje fotosfere 43,33±0,04 mas. Studija je također dala objašnjenje zašto različite talasne dužine od vidljive do srednje infracrvene proizvode različite prečnike: zvijezda se vidi kroz gustu, toplu proširenu atmosferu. Na kratkim talasnim dužinama (vidljivi spektar) atmosfera raspršuje svjetlost, čime se blago povećava prečnik zvijezde. Na bliskim infracrvenim talasnim dužinama (K i L opsezi), rasipanje je zanemarljivo, tako da se klasična fotosfera može direktno vidjeti; u srednjem infracrvenom spektru rasipanje se još jednom povećava, uzrokujući da toplotna emisija atmosfere povećava prividni prečnik.

Studije sa IOTA i VLTI objavljene 2009. godine podržale su ideju o sloju prašine i molekularnom sloju (MOLsphere) oko Betelgeza, i dale su prečnike u rasponu od 42,57 do 44,28 mas sa relativno beznačajnim marginama greške. U 2011. godini, treća procjena u bliskoj infracrvenoj svjetlosti koja potvrđuje brojke iz 2009. godine, ovaj put pokazuje prečnik diska zatamnjenog ekstremiteta od 42,49±0,06 mas. Bliski infracrveni fotosferski prečnik od 43,33 mas na Hipparcos udaljenosti od 152±20 pc odgovara otprilike 3,4 AJ ili 730 R☉. Rad iz 2014. izvodi ugaoni prečnik od 42,28 mas (ekvivalentno uniformnom disku od 41,01 mas) koristeći posmatranja H i K opsega napravljena sa instrumentom VLTI AMBER.

Godine 2009. objavljeno je da se radijus Betelgeza smanjio od 1993. do 2009. godine za 15%, a ugaona mjerenja iz 2008. iznosila su 47,0 mas. Za razliku od većine ranijih radova, ova studija je koristila mjerenja na jednoj specifičnoj talasnoj dužini tokom 15 godina. Smanjenje Betelgezove prividne veličine jednako je rasponu vrijednosti između 56,0±0,1 masi viđenih 1993. do 47,0±0,1 mase viđenih 2008. — što je kontrakcija od skoro 0,9 AJ u 15 godina. Općenito se vjeruje da je uočena kontrakcija varijacija samo u dijelu proširene atmosfere oko Betelgeza, a zapažanja na drugim valnim dužinama pokazala su povećanje promjera u sličnom periodu.

Najnoviji modeli imaju fotosferski ugaoni prečnik od oko 43 mas, sa više slojeva do 50-60 mas. Uz pretpostavku udaljenosti od 197 pc, to znači prečnik zvijezde od 887±203 R☉.

Nekada se smatralo da ima najveći ugaoni prečnik bilo koje zvijezde na nebu nakon Sunca, Betelgeuze je izgubio tu titulu 1997. godine kada je grupa astronoma izmjerila R Doradus sa prečnikom od 57,0±0,5 mas, iako je R Doradus bio mnogo bliži Zemlji na oko 200 sg, ima linearni prečnik otprilike jednu trećinu Betelgezovog [56].

Okultacije

[uredi | uredi izvor]

Betelgez je predaleko od ravni ekliptike da bi ga zaklonile planete, ali okultacije nekih asteroida (koji su šireg dometa i mnogo brojniji) se javljaju često. Djelimična okultacija asteroida 19. magnitude (147857) 2005 UW381 dogodila se 2. januara 2012. Djelimična je jer je ugaoni prečnik zvijezde bio veći od ugaonog prečnika asteroida; sjaj Betelgeuzea je opao za samo oko 0,01 magnitude.

Predviđeno je da će asteroid 14. magnitude 319 Leona pomračiti Betlegez 12. decembra 2023. u 01:12 UTC, na otprilike pet sekundi duž 60 km široke staze koja se proteže od Tadžikistana, Armenije, Turske, Grčke, Italije, Španije, Atlantskog okeana, Majamija, Floride i Florida Keys u dijelovima Meksika. Slučajni događaj bi takođe omogućio detaljna posmatranja same 319 Leone. Samo u Evropi je 80 astronoma amatera, uz koordinaciju astrofizičara Miguel Montargèsa Pariške opservatorije, posmatralo ovaj događaj.

Fizičke karakteristike

[uredi | uredi izvor]
Relativne veličine planeta u Sunčevom sistemu i nekoliko zvijezda, uključujući Betelgeuse (juli 2008):
  1. Merkur < Mars < Venera < Zemlja
  2. Zemlja < Neptun < Uran < Saturn < Jupiter
  3. Jupiter < Wolf 359 < Sunce < Sirius
  4. Sirius < Pollux (Polideux) < Arktur < Aldebaran
  5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse
  6. Betelgez < Mu Cephei < VV Cephei < VY Canis Majoris

Betelgez je veoma velika, sjajna, ali hladna zvijezda klasifikovana kao M1-2 Ia-ab crveni superdžin. Slovo "M" u ovoj oznaci znači da je crvena zvijezda koja pripada M spektralnoj klasi i stoga ima relativno nisku fotosfersku temperaturu; klasa luminoznosti sufiksa "Ia-ab" ukazuje na to da se radi o supergigantu srednjeg sjaja, sa svojstvima djelimično između normalnog supergiganta i svjetlećeg supergiganta. Od 1943. godine, Betelgeuzov spektar služi kao jedna od stabilnih sidrišta po kojima se klasifikuju druge zvijezde [57].

Nepreciznost mjerenja površinske temperature zvijezde, prečnika i udaljenosti otežava postizanje preciznog mjerenja Betelgezovog sjaja, ali istraživanja iz 2012. navode luminoznost od oko 126.000 L☉, uz pretpostavku udaljenosti od 200 parseka. Studije još od 2001. navode efektivne temperature u rasponu od 3.250 do 3.690 K. Vrijednosti izvan ovog raspona su prijavljivane ranije, a vjeruje se da je veći dio varijacija stvarni, zbog pulsiranja u atmosferi. Zvijezda sporo rotira i najnovija zabilježena brzina je bila 5,45 km/s, mnogo sporije od Antaresa koji ima brzinu rotacije od 20 km/s. Period rotacije zavisi od Betelgezove veličine i orijentacije prema Zemlji, ali je izračunato da je potrebno 36 godina da se okrene oko svoje ose, nagnute pod uglom od oko 60° prema Zemlji.

Godine 2004. astronomi su koristeći računarske simulacije špekulisali da čak i ako Betelgez ne rotira, može pokazati veliku magnetnu aktivnost u svojoj proširenoj atmosferi, faktor u kojem bi čak i umjereno jaka polja mogla imati značajan utjecaj na prašinu, vjetar i gubitak mase zvijezde [58]. Serija spektropolarimetrijskih opservacija dobijenih 2010. teleskopom Bernard Lyot u opservatoriji Pic du Midi otkrila je prisustvo slabog magnetnog polja na površini zvijezde, što sugeriše da gigantska konvektivna kretanja supergigantskih zvijezda mogu pokrenuti nastanak dinamo efekta manjeg intenziteta [59].

Masa

[uredi | uredi izvor]

Betelgez nema poznatih orbitalnih pratilaca, pa se njegova masa ne može izračunati tom direktnom metodom. Moderne procjene mase iz teorijskog modeliranja dale su vrijednosti od 9,5–21 M☉, sa vrijednostima od 5 M☉–30 M☉ iz starijih studija. Izračunato je da je Betelgez započeo svoj život kao zvijezda od 15–20 M☉, na osnovu njegovog sjaja od 90.000–150.000. Nova metoda određivanja mase supergiganta predložena je 2011, predlažući trenutnu zvjezdanu masu od 11,6 M☉ sa gornjom granicom od 16,6 i donjom od 7,7 M☉, na osnovu zapažanja profila intenziteta zvijezde iz interferometrije uskog H-pojasa i korištenjem fotosferskog mjerenja od otprilike 4,3 AJ ili 955±217 R☉.

Njegova masa se može procijeniti i na osnovu njenog položaja na boja-magnituda dijagramu (CMD). Ipak, boja mu se možda promijenila iz žute (ili možda narandžaste; tj. žuti supergigant) u crvenu u posljednjih nekoliko hiljada godina, što je pretpostavljeno na osnovu pregleda historijskih zapisa obavljenog 2022. Ova promjena boje u kombinaciji sa CMD sugeriše masu od 14 M☉ i starost od 14 miliona godina, i udaljenost od 125 do 150 parseka (~400 do 500 svjetlosnih godina).

Kinematika

[uredi | uredi izvor]

Kinematika ove zvijezde je složena. Starost supergiganata klase M sa početnom masom od 20 M☉ je otprilike 10 miliona godina [60]. Počevši od njegovog sadašnjeg položaja i kretanja, projekcija u prošlost bi Betelgez smjestila oko 290 parseka dalje od galaktičke ravni - nevjerojatna lokacija, jer tamo nema područja formiranja zvijezda. Štaviše, čini se da se Betelgeuseov projektovani put ne siječe sa 25 Ori subasocijacijom ili daleko mlađim klasterom Orion magline (ONC, također poznat kao Ori OB1d), pogotovo zato što astrometrija radioteleskopa Very Long Baseline Array daje udaljenost od Betelgeza do ONC između 389 i 414 parseka. Shodno tome, vjerovatno je da Betelgez nije uvijek imao svoje trenutno kretanje kroz svemir, već je u nekom trenutku promijenio kurs, vjerovatno kao rezultat obližnje eksplozije supernove. Posmatranje svemirske opservatorije Herschel u januaru 2013. godine otkrilo je da se vjetrovi zvijezde sudaraju sa okolnim međuzvjezdanim medijom.

Najvjerovatniji scenario za formiranje ove zvijezda je da se radi o odbjegloj zvijezdi iz udruženja Orion OB1. Prvobitno član višestrukog sistema velike mase unutar Ori OB1a, Betelgez je vjerovatno formiran prije oko 10-12 miliona godina, ali je brzo evoluirao zbog svoje velike mase.

Dinamika

[uredi | uredi izvor]
Slika sa ESO-ovog Veoma velikog teleskopa koja prikazuje zvjezdani disk i proširenu zvjezdanu atmosferu sa prethodno nepoznatim oblakom okolnog plina

U kasnoj fazi zvjezdane evolucije, masivne zvijezde poput Betelgeusea pokazuju visoke stope gubitka mase, moguće čak i jedan M☉ svakih 10.000 godina, što rezultira složenim okozvjezdanim okruženjem koje je stalno u fluksu. Kada je Martin Schwarzschild prvi put predložio svoju teoriju ogromnih konvekcijskih ćelija, on je tvrdio da je to vjerovatni uzrok gubitka mase kod evoluiranih supergiganata poput Betelgeusea. Nedavni radovi su potvrdili ovu hipotezu, ali još uvijek postoje nejasnoće oko strukture njihove konvekcije, mehanizma njihovog gubitka mase, načina na koji se prašina formira u njihovoj proširenoj atmosferi i uslova koji ubrzavaju njihovo dramatično finale kao supernove tipa II. Godine 2001. Graham Harper je procijenio zvjezdani vjetar na 0,03 M☉ svakih 10.000 godina [61], ali istraživanja od 2009. godine su pružila dokaze o epizodičnom gubitku mase zbog čega je bilo koja ukupna brojka za Betelgeuse neizvjesnom. Trenutna zapažanja sugeriraju da zvijezda poput Betelgeusea može provesti dio svog života kao crveni supergigant, ali onda prijeći natrag preko H–R dijagrama, proći još jednom kroz kratku fazu žutog supergiganta i zatim eksplodirati kao plavi supergigant ili Wolf-Rayetova zvijezda.

Oko zvijezde je primijećen veliki oblak plina koji se proteže najmanje šest puta od njenog radijusa, što ukazuje da Betelgez ne izbacuje materiju ravnomjerno u svim smjerovima. Prisustvo oblaka implicira da sferna simetrija fotosfere zvijezde, koja se često opaža u infracrvenom spektru, nije očuvana u njenom bliskom okruženju. Prijavljene su asimetrije na zvezdanom disku na različitim talasnim dužinama. Međutim, poboljšanjem mogućnosti NACO adaptivne optike na VLT-u, ove asimetrije su došle u fokus. Dva mehanizma koja bi mogla uzrokovati takav asimetrični gubitak mase su velike konvekcijske ćelije ili polarni gubitak mase, vjerovatno zbog rotacije. Istražujući dublje pomoću ESO-ovog AMBER-a, primećeno je da se gas u proširenoj atmosferi supergiganta snažno kreće gore-dole, stvarajući mehuriće velike poput samog supergiganta, što je dovelo do zaključka da takav zvjezdani preokret stoji iza masivnog izbacivanja oblaka koji je uočio Kervella.

Asimetrične ovojnice

[uredi | uredi izvor]
Umjetnički prikaz iz European Southern Observatory koji prikazuje Betelgez s gigantskim mjehurićima koji ključaju na njegovoj površini i blistavim oblakom plina koji se izbacuje na šest fotosferskih radijusa ili otprilike na orbitu Neptuna

Pored fotosfere, sada je identificirano šest drugih komponenti Betelgezove atmosfere. Riječ je o molekularnoj sredini inače poznatoj kao: MOLsfera, plinoviti omotač, hromosfera, sloj prašine i dvije vanjske ljuske (S1 i S2) sastavljene od ugljik monoksida (CO). Poznato je da su neki od ovih elemenata asimetrični dok se drugi preklapaju.

Na oko 0,45 zvjezdanih radijusa (~2-3 AJ) iznad fotosfere, može se nalaziti molekularni sloj poznat kao MOLsfera ili molekularna sredina. Studije pokazuju da se sastoji od vodene pare i ugljik monoksida sa efektivnom temperaturom od oko 1500±500 K [62]. Vodena para je prvobitno bila otkrivena u spektru supergiganta 1960-ih sa dva projekta Stratoscope, ali je decenijama ignorisana. MOLsfera, također, može sadržavati SiO i Al2O3—molekule koji bi mogli objasniti stvaranje čestica prašine.

Druga hladnija regija, asimetrična gasovita ovojnica, proteže se za nekoliko radijusa (~10-40 AJ) od fotosfere. Obogaćena je kisikom, a posebno dušikom u odnosu na ugljik iz prethodnog sloja. Ove anomalije sastava su vjerovatno uzrokovane kontaminacijom CNO obrađenim materijalom iz unutrašnjosti Betelgeza [63].

Slike radio-teleskopa snimljene 1998. potvrđuju da Betelgeuze ima veoma složenu atmosferu, sa temperaturom od 3,450±850 K, sličnoj onoj zabilježenoj na površini zvezde, ali mnogo nižoj od okolnog gasa u istom regionu. VLA slike pokazuju i da se gas niže temperature progresivno hladi kako se širi prema van. Iako neočekivano, ispostavilo se da je to najzastupljeniji sastojak Betelgezove atmosfere. "Ovo mijenja naše osnovno razumijevanje atmosfere crvenih supergigantskih zvijezda", objasnio je Jeremy Lim, vođa tima. "Umjesto da se atmosfera zvijezde ravnomjerno širi zbog plina zagrijanog na visoke temperature blizu njene površine, sada se čini da nekoliko džinovskih konvekcijskih ćelija tjera plin sa površine zvijezde u njenu atmosferu."

Hromosferu je direktno snimila kamera za tamne objekte na svemirskom teleskopu Hubble na ultraljubičastim talasnim dužinama. Slike su takođe otkrile svijetlu oblast u jugozapadnom kvadrantu diska. Prosječni radijus hromosfere 1996. bio je oko 2,2 puta veći od optičkog diska (~10 AJ) i prijavljeno je da ima temperaturu ne veću od 5.500 K. Međutim, posmatranja 2004. sa STIS-om, hablovim spektrometrom visoke preciznosti, ukazala su na postojanje tople hromosferske plazme udaljene najmanje jednu lučnu sekundu od zvijezde. Na udaljenosti od 197 pc, veličina hromosfere bi mogla biti do 200 AJ. Opažanja su konačno pokazala da se topla hromosferska plazma prostorno preklapa i koegzistira sa hladnim gasom u Betelgezovoj gasovitoj ljusci, kao i sa prašinom u njenim omotačima.

Prva tvrdnja o ljusci prašine koja okružuje zvijezdu iznesena je 1977. godine kada je uočeno da ljuske prašine oko zrelih zvezda često emituju velike količine zračenja koje prevazilazi doprinos fotosfere. Koristeći heterodinsku interferometriju, zaključeno je da crveni supergigant emituje većinu svog viška zračenja sa pozicija iznad 12 zvjezdanih radijusa ili otprilike udaljenosti Kajperovog pojasa na 50 do 60 AJzavisno od poluprečnika zvijezde. Od tada su rađene studije ovog omotača prašine na različitim talasnim dužinama koje su dale sasvim različite rezultate. Studije iz 1990-ih procijenile su unutrašnji radijus ljuske prašine od 0,5 do 1,0 lučne sekunde, ili 100 do 200 AJ. One ističu da prašina koja okružuje Betelgeuse nije statična.

Iako još uvijek nije moguće utvrditi tačnu veličinu dvije vanjske CO ljuske, preliminarne procjene sugeriraju da se jedna proteže od oko 1,5 do 4,0 lučnih sekundi, a druga čak 7,0 lučnih sekundi [64]. Neke pretpostavke veličine ove vanjske ljuske ukazuju na domet od skoro četrnaest veličine Sunčevog sistema.

Supersonični Udarni front

[uredi | uredi izvor]

Betelgez putuje kroz međuzvjezdani medij brzinom od 30 km/s (tj. ~6,3 AJ/a) stvarajući pramčani Udarni front [65], koji ne stvara zvijezda već njen snažni zvjezdani vjetar koji izbacuje ogromne količine plina u međuzvjezdani medij brzinom od 17 km/s, zagrijavajući materijal koji okružuje zvijezdu, čineći je tako vidljivom u infracrvenom svjetlu. Budući da je ova zvijezda tako sjajna, tek je 1997. prvi put snimljen njen Udarni front. Procjenjuje se da je struktura komete široka najmanje jedan parsek, uz pretpostavku udaljenosti od 643 svjetlosne godine.

Hidrodinamičke simulacije fronta napravljene 2012. godine ukazuju na to da je on vrlo mlad – star manje od 30.000 godina – što sugerira dvije mogućnosti: da se Betelgez tek nedavno preselio u područje međuzvjezdanog medija s različitim svojstvima ili da je doživio značajnu transformaciju koja je proizvela promijenjeni zvjezdani vjetar. U radu iz 2012. godine je predloženo da je ovaj fenomen uzrokovan prelaskom Betelgeusea iz plavog supergiganta (BSG) u crveni supergigant (RSG). Postoje dokazi da u kasnoj evolucijskoj fazi takve zvijezde "mogu proći brze prijelaze iz crvene u plavu i obrnuto na Hertzsprung-Russell dijagramu, uz prateće brze promjene njihovih zvjezdanih vjetrova i udarnih frontova." [66]

Životne faze

[uredi | uredi izvor]

Betelgez je crveni supergigant koji je evoluirao iz zvijezde O-tipa glavnog niza. Nakon iscrpljivanja vodonika u jezgru, evoluirao je u plavog supergiganta a potom u trenutni oblik. Njegovo jezgro će na kraju kolapsirati, proizvodeći eksploziju supernove i ostavljajući za sobom kompaktan ostatak. Detalji zavise od tačne početne mase i drugih fizičkih svojstava tzvijezde.

Glavni niz

[uredi | uredi izvor]
Hertzsprung–Russellov dijagram identifikujući supergigante poput Betelgeza koji su se pomaknuli sa glavnog niza

Početna masa Betelgeza može se procijeniti samo testiranjem različitih zvjezdanih evolucijskih modela kako bi se poklopili s njegovim trenutnim posmatranim svojstvima. Nepoznati modeli i trenutna svojstva znače da postoji značajna nesigurnost u Betelgezovom početnom izgledu, ali se obično procjenjuje da je njegova masa bila u rasponu od 10–25 M☉, a moderni modeli nalaze vrijednosti od 15–20 M. ☉. Može se razumno pretpostaviti da je njegov hemijski sastav bio oko 70% vodonika, 28% helijuma i 2,4% teških elemenata, nešto više metala od Sunca, ali je inače sličan. Početna stopa rotacije je neizvjesnija, ali modeli sa sporim do umjerenim početnim brzinama rotacije daju najbolja podudaranja s njegovim trenutnim svojstvima. Ta verzija glavne sekvence Betelgeza bi bila vrela sjajna zvijezda sa spektralnim tipom kao što je O9V.

Zvijezdi od 15 M☉ trebalo bi između 11,5 i 15 miliona godina da dostigne stadijum crvenog supergiganta, a najduže je potrebno zvijezdama koje se brže rotiraju. Brzo rotirajućim zvijezdama od 20 M☉ potrebno je 9,3 miliona godina da stignu do stadijuma crvenog supergiganta, dok je zvijezdama od 20 M☉ sa sporom rotacijom potrebno samo 8,1 milion godina. Ovo su najbolje procjene Betelgezove trenutne starosti, jer se procjenjuje da je njegova faza nulte godine na glavnom nizu 8,0–8,5 miliona godina kao zvijezda od 20 M☉ bez rotacije.

Nakon što se iscrpi vodonik u jezgru

[uredi | uredi izvor]

Betelgezovo vrijeme provedeno kao crveni supergigant može se procijeniti upoređujući stope gubitka mase sa uočenim okozvjezdanim materijalom, kao i prisustvom teških elemenata na površini. Procjene se kreću od 10.000 godina do maksimalno 140.000 godina. Čini se da Betelgeuse prolazi kroz kratke periode znatnog gubitka mase i da je odbjegla zvijezda koja se brzo kreće kroz svemir, tako da su teško izvodiva poređenja njenog trenutnog gubitka mase sa ukupnom izgubljenom masom.

Površina pokazuje povećanje azota, relativno niske nivoe ugljika i visok udio od ugljika-13 u odnosu na ugljik-12, što sve ukazuje na zvijezdu koja je iskusila dredge up (fon. "dredž ap", bos. "iskopavanje"). Međutim, dredž ap se događa ubrzo nakon što zvijezda dostigne fazu crvenog supergiganta, pa to samo znači da je Betelguz crveni supergigant barem nekoliko hiljada godina. Najbolje predviđanje je da je već proveo oko 40.000 godina u toj fazi, nakon što je napustio glavni niz prije možda milion godina.

Trenutna masa se može procijeniti iz evolucijskih modela iz početne mase i očekivane mase izgubljene do sada. Za Betelgez se predviđa da ukupna izgubljena masa neće biti veća od jednog M☉, što daje trenutnu masu od 19,4–19,7 M☉, znatno veću od procijenjene drugim sredstvima kao što su pulsirajuća svojstva ili modeli zatamnjenja limba.

Očekuje se da će sve zvijezde masivnije od oko 10 M☉ okončati svoje živote kada njihova jezgra kolapsiraju, što obično uzrokuje eksploziju supernove. Do oko 15 M☉, supernova tipa II-P se uvijek proizvodi iz stepena crvenog supergiganta.

Masivnije zvijezde mogu izgubiti masu dovoljno brzo da evoluiraju prema višim temperaturama prije nego što njihova jezgra kolapsiraju, posebno za rotirajuće zvijezde i modele s posebno visokim stopama gubitka mase. Ove zvijezde mogu proizvesti supernove tipa II-L ili tipa IIb od žutih ili plavih supergiganata, ili supernove tipa I b/c od Wolf–Rayetovih zvijezda [67]. Modeli rotirajućih 20 M☉ zvijezda predviđaju neobičnu supernovu tipa II sličnu SN 1987A iz plavog supergigantskog pretka (progenitora). S druge strane, nerotirajući modeli od 20 M☉ predviđaju supernovu tipa II-P iz pretka crvenog supergiganta.

Asterizam

[uredi | uredi izvor]

Članica je dva asterizma: Zimskog trougla (ili Veliki južni trougao) i Zimskog osmougla. Zimski trougao čine pored Betelgeze: Sirijus (Alpha Canis Majoris) i Prokion (Alpha Canis Minoris). Sirijus i Prokion su također članice Zimskog šestougla sa: Rigelom, Aldebaranom, Kapelom, Polideukom.

Etimologija

[uredi | uredi izvor]
Ilustracija Oriona (horizontalno obrnuto) u Abdulrahman al-Sufijevoj Knjizi fiksnih zvijezda. Betelgez je označena kao Yad al-Jauzā ("Ruka Oriona"), jedno od predloženih etimoloških porijekla njegovog modernog imena, a također i kao Mankib al Jauzā ("Orionovo rame").

Porijeklo imena nije još razjašnjeno. Dodatak elgeza potječe od El Jauza arapskog naziva za Orion. El Jauza je žensko ime iz arapskih legendi koje znači "jedna u sredini". Također postoji interpretacija od fraze Džad el Jauza odnosno Ruka Al Jauze šta bi isto značilo koliko i Ruka Oriona. Dalje moguće da je riječ Al Jauza pogrešno izgovorena tokom evropske renesanse. Džad Al Jauza (Ruka Oriona) prevedeno kao Bejt El Jauza (Kuća Oriona). Na ovaj način pokušava se objasniti porijeklo imena Betelgeza.

Druga imena

[uredi | uredi izvor]

Drugi nazivi za uključivali su perzijski Bašn "ruka" i koptski Klaria "rukavac" ili "narukvica". Bahu je bilo njegovo sanskritsko ime, kao dio hinduističkog razumijevanja sazviježđa kao antilope ili jelena koji trči. U tradicionalnoj kineskoj astronomiji, naziv je 参宿四 (Shēnxiùsì, četvrta zvijezda sazviježđa Tri zvijezde) jer se kinesko sazviježđe 参宿 prvobitno odnosilo na tri zvijezde u Orionovom pojasu. Ovo sazviježđe je na kraju prošireno na deset zvijezda, ali se ranije ime zadržalo. U Japanu, Taira, ili Heike, klan je usvojio crvenu boju zvijezde kao svoj simbol, nazvavši je Heike-boshi, (平家星), dok je klan Minamoto, ili Genji, izabrao Rigel i njegovu bijelu boju. Dvije moćne porodice vodile su legendarni rat u japanskoj historiji, a zvijezde su viđene kako se suočavaju jedna s drugom i razdvaja ih samo Pojas [68].

U tahićanskim predanjima, Betelgez je bio jedan od stubova koji podupiru nebo, poznat kao Anâ-varu, stub uz koji se sjedi. Također se zvalo Ta'urua-nui-o-Mere "Velika svečanost u roditeljskim čežnjama". Havajski izraz za to bio je Kaulua-koko ("sjajna crvena zvijezda"). Narod Lacandona u Centralnoj Americi znao ga je kao chäk tulix („crveni leptir“) [69].

Mitologija

[uredi | uredi izvor]

Sa historijom astronomije koja je usko povezana s mitologijom i astrologijom prije naučne revolucije, crvena zvijezda, poput planete Mars koja je dobila ime po rimskom bogu rata, milenijumima je blisko povezana s borilačkim arhetipom osvajanja, a šire kao motiv smrti i ponovnog rođenja. Druge kulture su proizvele različite mitove. Stephen R. Wilk je predložio da je sazviježđe Orion moglo predstavljati grčku mitološku figuru Pelopsa, koji je dao izraditi umjetno rame od slonovače za njega, s Betelgezom kao ramenom, čija boja podsjeća na crvenkasto žuti sjaj slonovače.

Aboridžini iz Velike pustinje Viktorije u Južnoj Australiji uključili su Betelgeuse u svoje usmene tradicije kao štap Nyeeruna (Orion), koji se puni vatrenom magijom i raspršuje se prije povratka. Ovo je protumačeno kao da pokazuje da su rani posmatrači Aboridžina bili svjesni varijacija njegovog sjaja [70]. Narod Wardaman iz sjeverne Australije poznavao je zvijezdu kao Ya-jungin ("Sova treperavih očiju"), a njen promjenjivi sjaj označavao je povremeno posmatranje ceremonija koje je vodio vođa Crvenog kengura Rigel. U južnoafričkoj mitologiji, Betelgez je percipiran kao lav koji baca grabežljivi pogled na tri zebre predstavljene Orionovim pojasom [71].

U Americi, označava odsječeni ud muške figure (Oriona) – brazilski Taulipang poznaje sazviježđe kao Zililkawai, heroja kome je njegova žena odsjekla nogu. Slično, Lakota narod u Sjevernoj Americi ga vidi kao poglavicu čija je ruka odsječena.

Sanskritsko ime za je ārdrā („onaj vlažni“), istoimeno lunarne vile Ardra u hinduističkoj astrologiji [72]. Rigvedski bog oluja Rudra je predvodio zvijezdu. Sazviježđa u makedonskom folkloru predstavljala su poljoprivredne predmete i životinje, odražavajući njihov način života. Za njih je Betelgez bio orač, zajedno sa ostatkom Oriona, koji je prikazivao plug s volovima. Izlazak zvijezde oko 3 sata ujutru u kasno ljeto i jesen obilježavao je da je vrijeme da seoski ljudi odu u polja i oru [73]. Za Inuite, pojava Betelgeza i Bellatriksa visoko na južnom nebu nakon zalaska sunca označila je početak proljeća i produžavanje dana krajem februara i početkom marta. Dvije zvijezde su bile poznate kao Akuttujuuk ("one [dvije] postavljene daleko jedna od druge"), što se odnosi na udaljenost između njih, uglavnom na ljude sa Sjevernog Bafinovog ostrva i poluostrva Melville.

Suprostavljene lokacije Oriona i Škorpije, sa njihovim odgovarajućim jarko crvenim varijabilnim zvijezdama Betelgeuse i Antares, zabilježile su drevne kulture širom svijeta. Zalazak Oriona i izlazak Škorpiona označavaju smrt Oriona od strane škorpiona. U Kini označavaju braću i rivale Shen i Shang. Batak sa Sumatre obilježio je svoju Novu godinu prvim mladim mjesecom nakon potonuća Orionovog pojasa ispod horizonta, pri čemu je Betelgez ostao "poput repa pijetla". Položaji Betelgeza i Antaresa na suprotnim krajevima nebeskog neba smatrani su značajnim, a njihova sazviježđa viđena su kao par škorpiona. Dani Škorpiona označeni su kao noći u kojima su se mogla vidjeti oba sazviježđa.

U popularnoj kulturi

[uredi | uredi izvor]

Kao jedna od najsjajnijih i najpoznatijih zvijezda pojavio se u mnogim djelima beletristike. Neobično ime zvijezde inspiriralo je naslov filma Beetlejuice iz 1988, pozivajući se na naslovnog antagonistu, a scenarist Michael McDowell bio je impresioniran koliko je ljudi shvatilo povezanost imena filma sa zvijezdom. U popularnoj naučnofantastičnoj seriji Autostoperski vodič kroz galaksiju Douglasa Adamsa, Ford Prefect je bio s "male planete negdje u blizini Betelgeza." [74]

Po zvijezdi su nazvana dva broda američke mornarice, oba iz Drugog svjetskog rata, USS Betelgeuse (AKA-11) porinut 1939. i USS Betelgeuse (AK-260) porinut 1944. godine. Godine 1979. je usidren francuski supertanker Betelgeuse kod ostrva Whiddy, ispuštajući naftu kada je eksplodirala, usmrtivši 50 ljudi u jednom od njih najgore katastrofe u historiji Irske.

Betelgez se spominje u pjesmama "Black and Blue Bird" Dave Matthews Banda i "Far Out" grupe Blur s njihovog albuma Parklife iz 1994.

Pjesma Philipa Larkina "Sjeverni brod", iz istoimene zbirke, upućuje na zvijezdu u djelu "Iznad 80° N", koji glasi:

Žena ima deset kandži, Pjevao je pijani čamac; Dalje od Betelgeza; Sjajnije od Oriona; Ili planeta Venere i Marsa; Zvijezda plamena na okeanu; Žena ima deset kandži; Pjevao je pijani čamac."

Humbert Wolfe napisao je pjesmu o Betelgezu, za koju je muziku uradio Gustav Holst.

Reference

[uredi | uredi izvor]
  1. ^ Ohnaka, K.; Weigelt, G.; Millour, F.; Hofmann, K.-H.; Driebe, T.; Schertl, D.; Chelli, A.; Massi, F.; Petrov, R.; Stee, Ph. (25 April 2011). "Imaging the dynamical atmosphere of the red supergiant Betelgeuse in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER". Astronomy & Astrophysics. 529: A163. arXiv:1104.0958. Bibcode:2011A&A...529A.163O. doi:10.1051/0004-6361/201016279. ISSN 0004-6361.
  2. ^ Joyce, Meridith; Leung, Shing-Chi; Molnár, László; Ireland, Michael; Kobayashi, Chiaki; Nomoto, Ken'Ichi (2020). "Standing on the Shoulders of Giants: New Mass and Distance Estimates for Betelgeuse through Combined Evolutionary, Asteroseismic, and Hydrodynamic Simulations with MESA". The Astrophysical Journal. 902 (1): 63. arXiv:2006.09837. Bibcode:2020ApJ...902...63J. doi:10.3847/1538-4357/abb8db. S2CID 221507952.
  3. ^ Mittag, M.; Schröder, K. -P.; Perdelwitz, V.; Jack, D.; Schmitt, J. H. M. M. (1 January 2023), "Chromospheric activity and photospheric variation of α Ori during the great dimming event in 2020", Astronomy and Astrophysics, 669: A9, arXiv:2211.04967, Bibcode:2023A&A...669A...9M, doi:10.1051/0004-6361/202244924, ISSN 0004-6361
  4. ^ Ridpath, Ian. "Orion: the meaning of Betelgeuse". Star Tales
  5. ^ "Definition of BETELGEUSE". www.merriam-webster.com
  6. ^ Lebling, James (September–October 2010). "Arabic in the Sky". Aramco World. pp. 24–33.
  7. ^ Simpson, J.; Weiner, E., eds. (1989). "Betelgeuse". Oxford English Dictionary (2nd ed.). Oxford: Clarendon Press. p. 130. ISBN 978-0-19-861186-8.
  8. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". International Astronomical Union (IAU)
  9. ^ "IAU Catalog of Star Names". IAU Division C, Working Group on Star Names (WGSN). International Astronomical Union (IAU). Retrieved 28 July 2016 – via University of Rochester.
  10. ^ Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star Names: Their Lore and Meaning (rep. ed.). New York, NY: Dover Publications Inc. pp. 310–12. ISBN 978-0-486-21079-7.
  11. ^ Brück, H. A. (11–15 July 1978). "P. Angelo Secchi, S.J. 1818–1878". In McCarthy, M.F.; Philip, A.G.D.; Coyne, G.V. (eds.). Proceedings of the IAU Colloquium 47. Spectral Classification of the Future. Vatican City, IT (published 1979). pp. 7–20. Bibcode:1979RA......9....7B.
  12. ^ "Ancient Chinese suggest Betelgeuse is a young star". New Scientist. Vol. 92, no. 1276. 22 October 1981. p. 238 – via Reed Business Information.
  13. ^ Levesque, E. M. (June 2010). The Physical Properties of Red Supergiants. Hot and Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution ASP Conference Series. Astronomical Society of the Pacific. Vol. 425. p. 103. arXiv:0911.4720. Bibcode:2010ASPC..425..103L.
  14. ^ Boutsalis, Kelly (10 August 2020). "Teaching indigenous star stories". The Walrus.
  15. ^ Wilk, Stephen R. (1999). "Further Mythological Evidence for Ancient Knowledge of Variable Stars". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 27 (2): 171–74. Bibcode:1999JAVSO..27..171W.
  16. ^ Davis, Kate (December 2000). "Variable Star of the Month: Alpha Orionis". American Association of Variable Star Observers (AAVSO).
  17. ^ Kaler, James B. (2002). The Hundred Greatest Stars. New York, NY: Copernicus Books. p. 33. ISBN 978-0-387-95436-3.
  18. ^ MacDonald, John (1998). The Arctic sky: Inuit astronomy, star lore, and legend. Toronto, Ontario / Iqaluit, NWT: Royal Ontario Museum / Nunavut Research Institute. pp. 52–54, 119. ISBN 978-0-88854-427-8.
  19. ^ Schwarzschild, M. (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. Bibcode:1958ses..book.....S. ISBN 978-0-486-61479-3.
  20. ^ Tenn, Joseph S. (June 2009). "Martin Schwarzschild 1965". The Bruce Medalists. Astronomical Society of the Pacific (ASP).
  21. ^ Labeyrie, A. (May 1970). "Attainment of diffraction-limited resolution in large telescopes by Fourier analysing speckle patterns in star images". Astronomy and Astrophysics. 6: 85. Bibcode:1970A&A.....6...85L.
  22. ^ Bernat, A.P.; Lambert, D.L. (November 1975). "Observations of the circumstellar gas shells around Betelgeuse and Antares". Astrophysical Journal. 201: L153–L156. Bibcode:1975ApJ...201L.153B. doi:10.1086/181964.
  23. ^ Dyck, H.M.; Simon, T. (February 1975). "Circumstellar dust shell models for Alpha Orionis". Astrophysical Journal. 195: 689–693. Bibcode:1975ApJ...195..689D. doi:10.1086/153369.
  24. ^ Boesgaard, A.M.; Magnan, C. (June 1975). "The circumstellar shell of alpha Orionis from a study of the Fe II emission lines". Astrophysical Journal. 198 (1): 369–371, 373–378. Bibcode:1975ApJ...198..369B. doi:10.1086/153612.
  25. ^ Bernat, David (2008). "Aperture masking interferometry". Ask an Astronomer. Astronomy department. Cornell University.
  26. ^ Wilson, R.W.; Dhillon, V.S.; Haniff, C.A. (1997). "The changing face of Betelgeuse". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (4): 819. Bibcode:1997MNRAS.291..819W. doi:10.1093/mnras/291.4.819.
  27. ^ Burns, D.; Baldwin, J.E.; Boysen, R.C.; Haniff, C.A.; Lawson, P.R.; MacKay, C.D.; et al. (September 1997). "The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 290 (1): L11–L16. Bibcode:1997MNRAS.290L..11B. doi:10.1093/mnras/290.1.l11.
  28. ^ Schwarzschild, M. (1975). "On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants". Astrophysical Journal. 195 (1): 137–44. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313.
  29. ^ Cox, A.N., ed. (2000). Allen's Astrophysical Quantities. New York, NY: Springer-Verlag. ISBN 978-0-387-98746-0.
  30. ^ Petersen, Carolyn Collins; Brandt, John C. (1998) [1995]. Hubble Vision: Further adventures with the Hubble Space Telescope (2nd ed.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. pp. 91–92. ISBN 978-0-521-59291-8.
  31. ^ Uitenbroek, Han; Dupree, Andrea K.; Gilliland, Ronald L. (1998). "Spatially Resolved Hubble Space Telescope Spectra of the Chromosphere of α Orionis". The Astronomical Journal. 116 (5): 2501–2512. Bibcode:1998AJ....116.2501U. doi:10.1086/300596. S2CID 117596395.
  32. ^ einer, J.; Danchi, W.C.; Hale, D.D.S.; McMahon, J.; Townes, C.H.; Monnier, J.D.; Tuthill, P.G. (December 2000). "Precision measurements of the diameters of α Orionis and ο Ceti at 11 microns". The Astrophysical Journal. 544 (2): 1097–1100. Bibcode:2000ApJ...544.1097W. doi:10.1086/317264.
  33. ^ Sanders, Robert (9 June 2009). "Red Giant Star Betelgeuse Mysteriously Shrinking". UC Berkeley News. UC Berkeley
  34. ^ Ravi, V.; Wishnow, E.; Lockwood, S.; Townes, C. (December 2011). "The many faces of Betelgeuse". Astronomical Society of the Pacific. 448: 1025. arXiv:1012.0377. Bibcode:2011ASPC..448.1025R.
  35. ^ Bernat, Andrew P. (1977). "The circumstellar shells and mass-loss rates of four M supergiants". Astrophysical Journal. 213: 756–66. Bibcode:1977ApJ...213..756B. doi:10.1086/155205. S2CID 121146305.
  36. ^ Byrd, Deborah (23 December 2019). "Betelgeuse is 'fainting' but (probably) not about to explode". Earth & Sky. Retrieved 4 January 2020.
  37. ^ Dupree, Adrea K.; et al. (13 August 2020). "Spatially resolved ultraviolet spectroscopy of the great dimming of Betelgeuse". The Astrophysical Journal. 899 (1): 68. arXiv:2008.04945. Bibcode:2020ApJ...899...68D. doi:10.3847/1538-4357/aba516. S2CID 221103735.
  38. ^ Guinan, Edward F.; Wasatonic, Richard J. (1 February 2020). "Betelgeuse Updates – 1 February 2020; 23:20 UT". The Astronomer's Telegram. ATel #13439.
  39. ^ Mack, Erick (27 December 2019). "Betelgeuse star acting like it's about to explode, even if the odds say it isn't". CNET.
  40. ^ Gehrz, R.D.; et al. (24 February 2020). "Betelgeuse remains steadfast in the infrared". The Astronomer's Telegram. ATel #13518.
  41. ^ Levesque, Emily M.; Massey, Philip (24 February 2020). "Betelgeuse just isn't that cool: Effective temperature alone cannot explain the recent dimming of Betelgeuse". The Astrophysical Journal Letters. 891 (2): L37. arXiv:2002.10463.
  42. ^ Dupree, Andrea; Guinan, Edward; Thompson, William T.; et al. (STEREO/SECCHI/HI consortium) (28 July 2020). "Photometry of Betelgeuse with the STEREO Mission while in the glare of the Sun from Earth". Astronomer's Telegram. ATel #13901. Retrieved 28 July 2020
  43. ^ Sigismondi, Costantino; et al. (30 August 2020). "Second dust cloud on Betelgeuse". The Astronomer's Telegram. ATel #13982. Retrieved 31 August 2020.
  44. ^ Levesque, E. (16 June 2021). "Great dimming of Betelgeuse explained". Nature. 594 (7863): 343–344. Bibcode:2021Natur.594..343L. doi:10.1038/d41586-021-01526-6. PMID 34135515. S2CID 235459976.
  45. ^ Cutri, R.; Skrutskie. M. (7 September 2009). "Very Bright Stars in the 2MASS Point Source Catalog (PSC)". The Two Micron All Sky Survey at IPAC. Retrieved 28 December 2011.
  46. ^ Karovska, M.; Noyes, R.W.; Roddier, F.; Nisenson, P.; Stachnik, R.V. (1985). "On a possible close companion to α Ori". Bulletin of the American Astronomical Society. 17: 598. Bibcode:1985BAAS...17..598K.
  47. ^ van Altena, W. F.; Lee, J. T.; Hoffleit, D. (October 1995). "Yale Trigonometric Parallaxes Preliminary". Yale University Observatory (1991). 1174: 0. Bibcode:1995yCat.1174....0V.
  48. ^ T. Prusti; GAIA Collaboration (2016), "The Gaia mission" (PDF), Astronomy and Astrophysics (forthcoming article), 595: A1, arXiv:1609.04153, Bibcode:2016A&A...595A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201629272, hdl:2445/127856, S2CID 9271090,
  49. ^ Balega, Iu.; Blazit, A.; Bonneau, D.; Koechlin, L.; Labeyrie, A.; Foy, R.. (November 1982). "The angular diameter of Betelgeuse". Astronomy and Astrophysics. 115 (2): 253–56. Bibcode:1982A&A...115..253B.
  50. ^ Young, John (24 November 2006). "Surface Imaging of Betelgeuse with COAST and the WHT". University of Cambridge. Archived from the original on 14 June 2007. Retrieved 21 June 2007. "Images of hotspots on the surface of Betelgeuse taken at visible and infra-red wavelengths using high resolution ground-based interferometers"
  51. ^ Dyck, H.M.; Van Belle, G.T.; Thompson, R.R. (1998). "Radii and Effective Temperatures for K and M Giants and Supergiants. II". The Astronomical Journal. 116 (2): 981. Bibcode:1998AJ....116..981D. CiteSeerX 10.1.1.24.1889. doi:10.1086/300453. S2CID 16674990.
  52. ^ Perrin, Guy; Malbet, Fabien (2003). "Observing with the VLTI". EAS Publications Series. 6: 3. Bibcode:2003EAS.....6D...3P. doi:10.1051/eas/20030601.
  53. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (21 April 2012). "3 ATs". Astronomy Picture of the Day. NASA. Retrieved 17 August 2012. "Photograph showing three of the four enclosures which house 1.8 meter Auxiliary Telescopes (ATs) at the Paranal Observatory in the Atacama Desert region of Chile."
  54. ^ Roddier, F. (1999). "Ground-Based Interferometry with Adaptive Optics". Working on the Fringe: Optical and IR Interferometry from Ground and Space. Proceedings from ASP Conference. Vol. 194. p. 318. Bibcode:1999ASPC..194..318R. ISBN 978-1-58381-020-0.
  55. ^ Wittkowski, M. (23 February 2007). "MIDI and AMBER from the User's Point of View" (PDF). New Astronomy Reviews. 51 (8–9): 639–649. Bibcode:2007NewAR..51..639W. doi:10.1016/j.newar.2007.04.005.
  56. ^ Bedding, T. R.; Zijlstra, A. A.; Von Der Luhe, O.; Robertson, J. G.; et al. (1997). "The Angular Diameter of R Doradus: a Nearby Mira-like Star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (4): 957–62. arXiv:astro-ph/9701021.
  57. ^ Garrison, R. F. (1993). "Anchor Points for the MK System of Spectral Classification". Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1319. Bibcode:1993AAS...183.1710G.
  58. ^ Dorch, S. B. F. (2004). "Magnetic Activity in Late-type Giant Stars: Numerical MHD Simulations of NOn-Linear Dynamo Action in Betelgeuse". Astronomy & Astrophysics. 423 (3): 1101–07. arXiv:astro-ph/0403321. Bibcode:2004A&A...423.1101D. doi:10.1051/0004-6361:20040435.
  59. ^ Aurière, M; Donati, J.-F.; Konstantinova-Antova, R.; Perrin, G.; Petit, P.; Roudier, T. (2010). "The Magnetic Field of Betelgeuse : a Local Dynamo from Giant Convection Cells?". Astronomy & Astrophysics. 516: L2. arXiv:1005.4845. Bibcode:2010A&A...516L...2A.
  60. ^ Maeder, André; Meynet, Georges (2003). "The Role of Rotation and Mass Loss in the Evolution of Massive Stars". Proceedings of IAU Symposium. 212: 267. Bibcode:2003IAUS..212..267M.
  61. ^ Harper, Graham M.; Brown, Alexander; Lim, Jeremy (April 2001). "A Spatially Resolved, Semiempirical Model for the Extended Atmosphere of α Orionis (M2 Iab)". The Astrophysical Journal. 551 (2): 1073–98. Bibcode:2001ApJ...551.1073H. doi:10.1086/320215. S2CID 120271858.
  62. ^ Tsuji, T. (2000). "Water on the Early M Supergiant Stars α Orionis and μ Cephei". The Astrophysical Journal. 538 (2): 801–07. Bibcode:2000ApJ...538..801T. doi:10.1086/309185.
  63. ^ Lambert, D. L.; Brown, J. A.; Hinkle, K. H.; Johnson, H. R. (1984). "Carbon, Nitrogen, and Oxygen Abundances in Betelgeuse". Astrophysical Journal. 284: 223–37. Bibcode:1984ApJ...284..223L. doi:10.1086/162401.
  64. ^ arper, Graham M.; Carpenter, Kenneth G.; Ryde, Nils; Smith, Nathan; Brown, Joanna; et al. (2009). "UV, IR, and mm Studies of CO Surrounding the Red Supergiant α Orionis (M2 Iab)". AIP Conference Proceedings. 1094: 868–71. Bibcode:2009AIPC.1094..868H. doi:10.1063/1.3099254.
  65. ^ Mohamed, S.; Mackey, J.; Langer, N. (2012). "3D Simulations of Betelgeuse's Bow Shock". Astronomy & Astrophysics. 541: A1. arXiv:1109.1555. Bibcode:2012A&A...541A...1M. doi:10.1051/0004-6361/201118002. S2CID 118435586.
  66. ^ MacKey, Jonathan; Mohamed, Shazrene; Neilson, Hilding R.; Langer, Norbert; Meyer, Dominique M.-A. (2012). "Double Bow Shocks Around Young, Runaway Red Supergiants: Application to Betelgeuse". The Astrophysical Journal. 751 (1): L10. arXiv:1204.3925. Bibcode:2012ApJ...751L..10M. doi:10.1088/2041-8205/751/1/L10. S2CID 118433862.
  67. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia (2013). "Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death". Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
  68. ^ Hōei Nojiri"Shin seiza jyunrei"p.19 ISBN 978-4-12-204128-8
  69. ^ Milbrath, Susan (1999). Star Gods of the Maya: Astronomy in Art, Folklore, and Calendars. Austin, Texas: University of Texas Press. p. 39. ISBN 978-0-292-75226-9.
  70. ^ Hamacher, D.W. (2018). "Observations of red–giant variable stars by Aboriginal Australians". The Australian Journal of Anthropology. 29: 89–107. arXiv:1709.04634. Bibcode:2018AuJAn..29...89H. doi:10.1111/taja.12257. S2CID 119453488.
  71. ^ Littleton, C. Scott (2005). Gods, goddesses, and mythology. Vol. 1. Marshall Cavendish. p. 1056. ISBN 978-0-7614-7559-0.
  72. ^ Motz, Lloyd; Nathanson, Carol (1991). The Constellations: An Enthusiast's Guide to the Night Sky. London, United Kingdom: Aurum Press. p. 85. ISBN 978-1-85410-088-7.
  73. ^ Cenev, Gjore (2008). "Macedonian Folk Constellations". Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade. 85: 97–109. Bibcode:2008POBeo..85...97C.
  74. ^ Conley, Craig (2008). Magic Words: A Dictionary. Weiser. p. 121. ISBN 978-1-57863-434-7. Retrieved 22 September 2010.

Vanjski linkovi

[uredi | uredi izvor]
Commons logo
Commons logo
Commons ima datoteke na temu: Betelgez

Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Betelgez&oldid=3681980"