Бетелгез

ѕвезда во соѕвездието Орион
(Пренасочено од Орач (ѕвезда))

Бетелгез (α Ori, α Orionis, Alpha Orionis, народно: Орач) — црвен суперџиновска ѕвезда која се наоѓа во соѕвездието Орион. Таа е обично десеттата најсветла ѕвезда на ноќното небо и, по Ригел, втората најсветла ѕвезда во нејзиното соѕвездие. Таа е јасно црвеникава, полуправилна променлива ѕвезда чија привидна величина, која варира помеѓу +0,0 и +1,6, има најширок опсег прикажан од која било ѕвезда со прва величина. Бетелгез е најсветлата ѕвезда на ноќното небо со блиску инфрацрвени бранови должини. Нејзината Бајерова ознака е α Орионис, латинизирано во Алфа Орионис и скратено Алфа Ори или α Ори.[17] Иако Бетелгез има ѕвездена ознака алфа, Ригел (бета Орион) обично е посветла. Тоа е затоа што Бетелгез е променлива ѕвезда. Ѕвездата има вертекс на зимскиот триаголник. Астрономите веруваат дека Бетелгез е стара само неколку милиони години, но дека брзо се развола поради големата маса.[18]

Бетелгез
Карта на соѕвездието Орион
Местоположба на Бетелгез (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Орион
Изговор /ˈbɛtəlz,_ˈbtʔ,_ʔs/ BE(E)T-əl-jooz, -⁠jooss[1][2]
Ректасцензија 05ч 55м &1000000000103053600000010,30536с[3]
Деклинација +07° 24′ &1000000000025430400000025,4304″[3]
Прив. величина (V) +0.50[4] (0.0–1.6[5])
Особености
Развојна фаза Црвен суперџин
Спектрален тип M1–M2 Ia–ab[6]
Привидна величина (J) −3.00[7]
Привидна величина (K) −4.05[7]
U−B Боен показател +2.06[4]
B−V Боен показател +1.85[4]
Променлив тип ППЅ[8]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+21.91[9] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 26,42 ± 0,25[10] млс/г
Дек.: 9,60 ± 0,12[10] млс/г
Паралакса (π)5,95+0,58
0,85
[11] млс
Оддалеченост408 – 548+90
49
 сг
(125[12] – 168,1+27,5
14,9
[11] пс)
Апсолутна величина (MV)−5.85[13]
Податоци
Маса14[12] – 19[11] M
Полупречник~640[14]764+116
62
[11] R
Површ. грав. (log g)−0.5[15]
Сјајност~65,000[14]87,100+20,500
11,200
[11] L
Температура3.600 ± 200[11] – 3.800[12] K
Вртење36 ± 8[16] години
Вртежна брзина (v sin i)5,47 ± 0,25[16] км/с
Други ознаки
Бетелгез, α Ori, 58 Ori, ХР 2061, БП+7°1055, ХД 39801, FK5 224, ХИП 27989, САО 113271, БОК 7451, ККДЅ J05552+0724, [[Американско здружение на набљудувачи со променливи ѕвезди
АЗНПЅ]] 0549+07
Наводи во бази
SIMBAD— податоци
Two orange blobs side by side on black backgrounds, one caption "Jan 2019" and the other captioned "Dec 2019"
Споредба на SPHERE сликите на Бетелгез направени во јануари 2019 и декември 2019 година, прикажувајќи ги промените во осветленоста и обликот

Бетелгез е црвен суперџин и релативно светла ѕвезда, и се наоѓа на списокот на најголемите познати ѕвезди. Со полупречник помеѓу 640 и 764 пати поголем од оној на Сонцето,[11][14] кога би бил во центарот на нашиот Сончев Систем, нејзината површина би се наоѓала надвор од астероидниот појас и би ги проголтала орбитите на Меркур, Венера, Земја и Марс. Аголната големина на Бетелгез првпат е измерен во 1920-1921 година од страна на Алберт Абрахам Мичелсон и Френсис Пез со помош на астрономски интерферометар и телескоп од 2,5 метри поставен во опсерваторија на планината Вилсон. Пресметките на масата на Бетелгез се движат од малку под десет до малку повеќе од дваесет пати поголема од онаа на Сонцето. Од различни причини, нејзиното растојание било доста тешко да се измери; тековните најдобри проценки се од редот на 400-600 светлосни години од Сонцето – релативно широка неизвесност за релативно блиска ѕвезда. Нејзината апсолутна величина е околу -6. Со возраст помала од 10 милиони години, Бетелгез се развила брзо поради својата голема маса и се очекува да го заврши својот развој со експлозија на супернова, најверојатно во рок од 100.000 години. Кога Бетелгез ќе експлодира, ќе свети како полумесечината повеќе од три месеци; животот на Земјата ќе биде неповреден. Ѕвездата била исфрлена од своето родно место во здружението Орион ОБ1 – кое ги вклучува ѕвездите во Орионовиот Појас – Забележано е дека оваа ѕвезда-бегалка се движи низ меѓуѕвездената средина со брзина од 30 км/сек., создавајќи лачен удар широк од четири светлосни години.

Бетелгез станала првата екстра сончева ѕвезда чија аголна големина на фотосферата била измерена во 1920 година, а последователните иследувања покажале аголен пречник (т.е. привидна големина) кој се движи од 0,042 до 0,056 лачни секунди; тој опсег на определби се припишува на несферичноста, рабното затемнување, пулсирањата и различниот изглед на различни бранови должини. Исто така е опкружена со сложена, асиметрична обвивка, приближно 250 пати поголема од големината на ѕвездата, предизвикана од загуба на маса од самата ѕвезда. Аголниот пречник на Бетелгез, набљудуван од Земјата, го надминуваат само оние на Р Златна Рипка и Сонцето.

Почнувајќи од октомври 2019 година, Бетелгез започнала значително да се затемнува, а до средината на февруари 2020 година нејзината осветленост се намалила за фактор од приближно 3, од светлинска величина 0,5 на 1,7. Потоа се вратила во понормален опсег на осветленост, достигнувајќи врв од 0,0 визуелни и 0,1 V во април 2023 година. Инфрацрвените набљудувања не откриле значителна промена во сјајноста во последните 50 години, што сугерира дека затемнувањето се должи на промена во згаснувањето околу ѕвездата, а не на пофундаментална промена. Иследувањето со помош на вселенскиот телескоп „Хабл“ сугерира дека затскриената прашина била создадена со исфрлање на површинска маса; овој материјал бил фрлен на милиони милји од ѕвездата, а потоа се оладил за да формира прашина што предизвикала затемнување.

Номенклатура

уреди

Ознаката на ѕвездата е α Орионис (латинизирано од Alpha Orionis), била дадена од страна на германскиот картограф Јохан Бајер во 1603 година.

Традиционалното име Бетелгез е изведено од арапското الجوزاء yad al-jawzā „раката на ел-Џавза“ [т.е. Орион]“.[19][20] Арапите порано соѕвездието Близнаци го нарекувале Jauza („главниот“) но подоцна со тоа име го нарекувале Орион. Се појавила грешка при транслитерација на името на латински од страна на Европејците во среден век, што довело до испуштање на буквата y (, со две точки долу) која била прочитана како b (, само со една точка долу). Во текот на ренесансата името на оваа ѕвезда било запишано како Bait al-Jauza со значење пазувата на главниот. Натаму се дошло до современата верзија на името Бетелгез,[21] а во 1899 година Ричард Хинкли Ален повторно по грешка, оригиналното име го запишал како Ibţ al Jauzah).[22] На германски, името на оваа ѕвезда е уште повеќе грешно: Beteigeuze, поради тоа што буквата л е погрешно била препишана како и. На англиски, постојат четири вообичаени изговори на ова име, во зависност од тоа дали првото e се изговара кратко или долго и дали s се изговара /s/ или /z/:[1]

Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) [23] за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Првиот билтен на РГИ, издаден јули 2016 година,[24] вклучувал табела со првите две групи на имиња одобрени од РГИЅ, во кои била вклучена и Бетелгез за оваа ѕвезда. Денес е внесена во Каталогот на имиња на ѕвезди на Меѓународниот астрономски сојуз.[25]

Историја на набљудување

уреди

Бетелгез и нејзината црвена боја биле забележани уште од антиката; класичниот астроном Птоломеј ја опишал нејзината боја како ὑπόκιρρος ( hypókirrhos = повеќе или помалку портокалово-кафеава), термин подоцна опишан од преведувачот на Зиј-и Султани на Улугбег како rubedo, латински за „групост“.[26] [б 1] Во 19 век, пред современите системи на ѕвездена класификација, Анџело Секи ја вклучил Бетелгез како една од прототиповите за неговата класа III (портокалова до црвена) на ѕвезди.[27] За разлика од тоа, три века пред Птоломеј, кинеските астрономи ја забележале Бетелгез како жолта; Таквото набљудување, доколку е точно, би можело да сугерира дека ѕвездата била во жолта суперџинска фаза околу ова време,[12] веродостојна можност, со оглед на тековните истражувања за сложената околуѕвездена средина на овие ѕвезди.

Зародишни откритија

уреди

Абориџинските групи во Јужна Австралија споделувале усни приказни за променливата осветленост на Бетелгез во период од најмалку 1.000 години.[28][29]

 
Џон Хершел во 1846 година

Варијацијата во осветленоста на Бетелгез била опишана во 1836 година од страна на сер Џон Хершел во Контурите на астрономијата. Од 1836 до 1840 година, тој забележал значителни промени во величината кога Бетелгез го надминал Ригел во октомври 1837 година и повторно во ноември 1839 година.[30] Следувал 10-годишен период на мирување; потоа во 1849 година, Хершел забележал уште еден краток циклус на варијабилност, кој го достигнал својот врв во 1852 година. Подоцнежните набљудувачи забележале невообичаено високи максими со интервал од години, но единствено мали варијации од 1957 до 1967 година. Записите на Американското здружение на набљудувачи со променливи ѕвезди (АЗНПЅ) покажуваат максимална осветленост од 0,2 во 1933 и 1942 година и минимум 1,2, забележана во 1927 и 1941 година.[31][32] Оваа варијабилност во осветленоста може да објасни зошто Јохан Бајер, со објавувањето на неговата Уранометрија во 1603 година, ја означил ѕвездата алфа, бидејќи веројатно се спротивставувала на обично посветлата Ригел (бета).[33] Од арктичките географски широчини, црвената боја на Бетелгез и повисоката местоположба на небото од Ригел значело дека Инуитите ја сметале за посветло, а едно локално име било Улуријажјуак („голема ѕвезда“).[34]

Во 1920 година, Алберт А. Мајкелсон и Френсис Г. Пис поставиле интерферометар од шест метри на предната страна на телескопот од 2,5 метри во опсерваторијата „Маунт Вилсон“, со помош на Џон Август Андерсон. Триото го измерил аголниот пречник на Бетелгез на 0,047″, бројка што резултирала со пречник од 3,84 ( 2,58 астрономски единици) врз основа на вредноста на паралаксата од 0,018.[35] Но, затемнувањето на екстремитетите и грешките во мерењето резултирало со несигурност за точноста на овие мерења.

Во 1950-тите и 1960-тите биле забележани две развојни етапи кои влијаеле на теоријата на ѕвездената конвекција кај црвените суперџинови: проектите на Стратоскоп и објавувањето на Структура и развој на ѕвездите од 1958 година, главно дело на Мартин Шварцшилд и неговиот колега од Универзитетот Принстон, Ричард Херм.[36][37] Оваа книга претставила и распространила идеи за тоа како да се применат компјутерски технологии за да се создадат ѕвездени модели, додека проектите на Стратоскоп, со преземање телескопи со балон над турбуленциите на Земјата, создале некои од најдобрите слики на солчеви гранули и сончеви дамки некогаш видени, со што го потврдиле за постоењето на конвекција во сончевата атмосфера.[36]

Окритија

уреди
 
УВ слики направени со поош на „Хабл“ во 1998/1999 година на Бетелгез кои покажуваат асиметрични пулсирања со соодветни профили на спектрална линија

Астрономите забележале некои големи достигнувања во технологијата за астрономско снимање во 1970-тите, почнувајќи со пронајдокот на интерферометрија на дамки од Антоан Лабејри, процес кој значително го намалил ефектот на заматување предизвикан од астрономското гледање. Ја зголемило оптичката резолуција на земјините телескопи, овозможувајќи попрецизни мерења на фотосферата на Бетелгез.[38][39] Со подобрувања во инфрацрвената телескопија на врвот на планината Вилсон, Монт Лок и Мауна Кеја на Хаваи, астрофизичарите започнале да гледаат во сложените обиколни ѕвездени школки што го опкружуваат суперџинот,[40][41][42] што ги натерало да се сомневаат во присуството на огромни госовити меури од конвекција.[43] Сепак, до крајот на 1980-тите и почетокот на 1990-тите, кога Бетелгез станала редовна цел за интерферометрија за маскирање на отворот, се случиле откритија во снимките со видлива светлина и инфрацрвена светлина, на чело со Џон Болдвин и неговите колеги од групата за астрофизика Кевендиш. Тие употребиле новата техника со мала маска со неколку дупки во рамнината на зеницата на телескопот, претворајќи го отворот во „ад хок“ интерферометриска низа.[44] Техниката придонела за некои од најпрецизните мерења на Бетелгез, притоа откривајќи светли точки на фотосферата на ѕвездата.[45][46][47] Овие станале првите оптички и инфрацрвени снимки на ѕвезден диск различен од Сонцето, направени најпрвин од интерферометри на земјата, а подоцна од набљудувања со повисока резолуција на телескопот „COAST“. Се смета дека „светлите дамки“ или „жариштата“ забележани со овие инструменти ја потврдуваат теоријата изнесена од Шварцшилд децении порано за масивните конвекциони ќелии кои доминираат на ѕвездената површина.[48][49]

Во 1995 година, камерата со слаб објект на вселенскиот телескоп „Хабл“ снимила ултравиолетова слика со резолуција поголема од онаа добиена со интерферометри на земја - првата конвенционална телескопска слика (или „директна слика“ во терминологијата на НАСА) на дискот на друга ѕвезда.[50] Бидејќи ултравиолетовата светлина се апсорбира од Земјината атмосфера, набљудувањата на овие бранови должини најдобро се изведуваат со вселенски телескопи.[51] Оваа слика, како и претходните слики, содржела светла дамка што укажува на регион во југозападниот квадрант 2.000 келвини потопла од ѕвездената површина.[52] Последователните ултравиолетови спектри земени со спектрографот со висока резолуција „Годард“ сугерираат дека жариштето е еден од половите на вртење на Бетелгез. Ова ќе и даде на вртежната оска наклон од околу 20° во однос на правецот на Земјата и положбен агол од небесниот север од околу 55°.[53]

Испитувања од 2000-тите

уреди

Во едно испитување објавено во декември 2000 година, пречникот на ѕвездата бил измерен со инфрацрвен просторен интерферометар (ИПИ) на средно-инфрацрвени бранови должини, што дава проценка на затемнување од 55,2 ± 0,5 мас – бројка целосно конзистентна со наодите на Мајкелсон осумдесет години порано.[54] Во моментот на нејзиното објавување, проценетата паралакса од мисијата Хипаркос изнесувала 7,63 ± 1,64, давајќи проценет полупречник за Бетелгез од 3,6 астрономски единици. Сепак, инфрацрвеното интерферометриски иследување објавено во 2009 година објавило дека ѕвездата се намалила за 15% од 1993 година со зголемена стапка без значително намалување на големината.[55][56] Последователните набљудувања сугерираат дека очигледната контракција може да се должи на активноста на обвивката во проширената атмосфера на ѕвездата.[57]

Покрај пречникот на ѕвездата, се појавиле прашања за сложената динамика на продолжената атмосфера на Бетелгез. Масата што ги сочинува галаксиите се рециклира додека ѕвездите се формираат и уништуваат, а црвените суперџинови се главните придонесувачи, но сепак процесот со кој се губи масата останува непознат.[58] Со напредокот во интерферометриските методологии, астрономите можеби се блиску до разрешување на оваа загатка. Сликите објавени од Европската јужна опсерваторија во јули 2009 година, направени од копнениот Многу голем телескопски интерферометар (МГТИ), покажале огромен столб гас кој се протега 30 АЕ од ѕвездата во околната атмосфера.[59] Ова масовно исфрлање било еднакво на растојанието помеѓу Сонцето и Нептун и е едно од повеќекратните настани што се случуваат во околната атмосфера на Бетелгез. Астрономите идентификувале најмалку шест школки околу Бетелгез. Решавањето на мистеријата за губење на масата во доцните фази од развојот на ѕвездата може да ги открие оние фактори кои го забрзуваат згаснувањето на овие ѕвездени џинови.[55]

2019-2020

уреди
 
AAVSO V-Привидна ѕвездена величина на Бетелгез, помеѓу септември 2016 и август 2023 година

Пулсирачка полуправилна променлива ѕвезда, Бетелгез е предмет на повеќе циклуси на зголемување и намалување на осветленоста поради промените во нејзината големина и температура. Астрономите кои први забележале затемнување на Бетелгез, астрономите од Универзитетот Виланова, Ричард Васатоник и Едвард Гуинан, и аматерот Томас Калдервуд, теоретизираат дека случајноста на нормален 5,9 годишен минимум светлински циклус и подлабок од нормалниот 425 дневниот период се движечки фактори.[60] Други можни причини за кои се претпоставува до крајот на 2019 година биле ерупција на гас или прашина или флуктуации во осветленоста на површината на ѕвездата.[61]

До август 2020 година, долгорочните и обемни проучувања на Бетелгез, првенствено користејќи ултравиолетови набљудувања од вселенскиот телескоп Хабл, сугерирале дека неочекуваното затемнување веројатно било предизвикано од огромна количина на супержежок материјал исфрлен во вселената. Материјалот се оладил и формирал облак од прашина што ја блокирало ѕвездената светлина што доаѓа од околу една четвртина од површината на Бетелгез. Хабл снимил знаци на густ, загреан материјал кој се движи низ атмосферата на ѕвездата во септември, октомври и ноември пред неколку телескопи да го забележат поизразеното затемнување во декември и првите неколку месеци од 2020 година.[62][63][64]

До јануари 2020 година, Бетелгез се намалил за фактор од приближно 2,5 од светлинската величина 0,5 до 1,5 и била пријавена дека е уште побледа во февруари во The Astronomer's Telegram со рекорден минимум +1,614, истакнувајќи дека ѕвездата во моментов е „најмалку светла и најстудена“ во текот на нивните 25 годишни иследувања и исто така пресметале на намалување на полупречникот.[65] Астрономското списание го опишало како „бизарно затемнување“,[66] и популарните шпекулации заклучиле дека ова може да укажува на неизбежна супернова.[67][68] Ова ја исфрлил Бетелгез од една од првите 10 најсветли ѕвезди на небото на најсветли 20 ѕвезди, забележливо позатемнета од нејзиниот близок сосед Алдебаран. Извештаите на мејнстрим медиумите расправале за шпекулациите дека Бетелгез можеби ќе експлодира како супернова,[69][70][71][72] но астрономите забележуваат дека суперновата се очекува да се случи приближно во следните 100.000 години и затоа е малку веројатно дека ќе биде неизбежна.

До 17 февруари 2020 година, осветленоста на Бетелгез останала константна околу 10 денови, а ѕвездата покажала знаци на повторно осветлување.[73] На 22 февруари 2020 година, Бетелгез можеби престанала да се затемнува целосно, освен завршувајќи ја епизодата на затемнување.[74] На 24 февруари 2020 година, не була откриена значајна промена во инфрацрвената светлина во последните 50 години; ова се сметало неповрзано со неодамнешното визуелно избледување и сугерирало дека претстојниот колапс на јадрото можеби е малку веројатен.[75] Исто така на 24 февруари 2020 година, понатамошни набљудувања сугерирале дека затнувањето на „крупно зрнеста околуѕвездена прашина“ може да биде најверојатното објаснување за затемнувањето на ѕвездата.[76][77] Иследувањето кое користи набљудувања на бранови должини под милиметри исклучува значителен придонес од апсорпцијата на прашина. Наместо тоа, се смета дека големите ѕвездени точки се причина за затемнувањето.[78] Последователни иследувања, пријавени на 31 март 2020 година во The Astronomer's Telegram, откриле брз пораст на осветленоста на Бетелгез.[79]

Бетелгез е речиси незабележлива од земјата помеѓу мај и август, бидејќи е премногу блиску до Сонцето. Пред да влезе во врската со Сонцето во 2020 година, Бетелгез достигнала осветленост од +0,4 . Набљудувањата со вселенското летало СТЕРЕО-А кои биле направени во јуни и јули 2020 година покажале дека ѕвездата се затемнила за 0,5 од последното набљудување на земјата во април. Ова е изненадувачки, бидејќи се очекувало максимум за август/септември 2020 година, а следниот минимум требало да се случи околу април 2021 година. Сепак, познато е дека осветленоста на Бетелгез варира нередовно, што ги отежнува предвидувањата. Избледувањето може да укаже дека друг настан на затемнување кое може да се случи многу порано од очекуваното.[80] На 30 август 2020 година, астрономите известиле за откривање на втор облак од прашина емитиран од Бетелгез и поврзан со неодамнешното значително затемнување (секундарен минимум на 3 август) во сјајноста на ѕвездата.[81]

Во јуни 2021 година, прашината била објаснета како евентуално предизвикана од ладна дамка на нејзината фотосфера [82][83][84][85] и во август втората независна група ги потврдила овие резултати.[86][87] Се смета дека прашината е резултат на ладењето на гасот кој бил исфрлен од ѕвездата. Иследувањето од август 2022 година [88][89][90] со помош на вселенскиот телескоп „Хабл“ ги потврдило претходните истражувања и сугерирало дека прашината може да се создаде со исфрлање на површинска маса. Исто така, се претпоставува дека затемнувањето би можело да дојде од краткорочниот минимум што се совпаѓа со долгорочниот минимум кој произведува голем минимум, циклус од 416 дена и 2010 дневен циклус соодветно, механизам првпат предложен од астрономот Л.Голдберг.[91] Во април 2023 година, астрономите објавиле дека ѕвездата достигнала врв од 0,0 визуелни и 0,1 V-појаси.[92]

Набљудување

уреди
 
Слика што ги прикажува Бетелгез (горе лево) и густите маглини на комплексот на молекуларниот Орионов Облак (Рохелио Бернал Андрео)
 
Орион како што се гледа напладне во средината на јуни од куполата C (75 степени јужно, Антарктик). Слика од екранот од Стелариум

Како резултат на нејзината карактеристична портокалово-црвена боја и позиција во Орион, Бетелгез е лесно да се најде со голо око. Таа е една од трите ѕвезди што го сочинуваат астеризмот на зимскиот триаголник и го означува центарот на зимскиот шестоаголник. Може да се види како се издига на исток на почетокот на јануари секоја година, веднаш по зајдисонце. Помеѓу средината на септември и средината на март (најдобро во средината на декември), таа е видлива за речиси секој населен регион на земјината топка, освен во Антарктикот на географски широчини јужно од 82°. Во мај (умерени северни широчини) или јуни (јужни широчини), црвениот суперџин може накратко да се види на западниот хоризонт по зајдисонце, повторно се појавува неколку месеци подоцна на источниот хоризонт пред изгрејсонце. Во средниот период (јуни-јули, центар околу средината на јуни), таа е невидлива со голо око (видлива само со телескоп на дневна светлина), освен околу пладне ниско на север во регионите на Антарктикот помеѓу 70° и 80° јужна географска ширина (за време на пладневниот самрак во поларната ноќ, кога Сонцето е под хоризонтот).

Бетелгез е променлива ѕвезда чија привидна величина се движи помеѓу 0,0 и +1,6. Има периоди во кои таа го надминува Ригел и станува шеста најсветла ѕвезда, а некогаш ќе стане и посветла од Капела. Најслабо, Бетелгез може да падне зад Денеб и Мимоза, и двете малку променливи, за да бидат дваесеттата најсветла ѕвезда.

Бетелгез има боен показател B–V од 1,85 – бројка што укажува на нејзиното изразено „црвенило“. Фотосферата има проширена атмосфера, која покажува силни линии на емисија наместо апсорпција, феномен што се јавува кога ѕвездата е опкружена со густа гасовита обвивка (наместо јонизирана). Оваа проширена гасовита атмосфера е забележана како се движи кон и подалеку од Бетелгез, во зависност од флуктуациите во фотосферата. Бетелгез е најсветлиот близу инфрацрвен извор на небото со Ј големина на опсег од -2,99;[93] само околу 13% од зрачната енергија на ѕвездата се емитува како видлива светлина. Кога човечките очи би биле чувствителни на зрачење на сите бранови должини, Бетелгез би се појавила како најсветлата ѕвезда на ноќното небо.

Каталозите наведуваат до девет слаби привидни придружници на Бетелгез. Тие се на растојанија од околу една до четири лачни минути и сите се послаби од 10 величини.[94][95]

Ѕвезден систем

уреди

Бетелгез генерално се смета за единечна изолирана ѕвезда и ѕвезда-бегалка, која моментално не е поврзана со ниту едно јато или регион за формирање на ѕвезди, иако нејзиното родно место не е познато.[96]

Биле предложени два спектроскопски придружници на Бетелгез. Анализата на податоците за поларизација од 1968 до 1983 година укажале на близок придружник со периодична орбита од околу 2,1 години, и со користење на интерферометрија на дамки, тимот заклучил дека поблиску од двајцата придружници се наоѓа на 0,06 ± 0,01 (≈9 АЕ) од главната ѕвезда со положбен агол од 273°, орбита што потенцијално би ја сместила во хромосферата на ѕвездата. Подалечниот придружник се наоѓал на 0,51 ± 0,01 (≈77 АЕ) со положбен агол од 278°.[97][98] Понатамошните иследувања не пронашле докази за овие придружници или активно го побивале нивното постоење,[99] но можноста близок придружник да придонесе за целокупниот флукс никогаш не била целосно исклучена.[100] Интерферометрија со висока резолуција на Бетелгез и нејзината околина, далеку од технологијата од 1980-тите и 1990-тите, не открила никакви придружници.[101]

Едно поново иследување покажало дека незабележлив придружник на бело џуџе кое модулира прашина од 1,17 ± 0,7 M би било најверојатното решение за секундарната периодичност на Бетелгез од 2170 денови, флуктуирачката радијална брзина, умерениот полупречник и малата варијација на делотворна температура. Кандидатот за бело џуџе би имал полуглавна оска од 8,60 ± 0,33 АЕ.[102]

Мерења на растојание

уреди
 
Многу голема низа на NRAO се користи за да се изведе проценката на растојанието на Бетелгез од 2008 година

Паралакса е очигледна промена на положбата на објектот, мерена во секунди на лак, предизвикана од промената на положбата на набљудувачот на тој објект. Додека Земјата орбитира околу Сонцето, се гледа дека секоја ѕвезда се поместува за дел од лакот од секундата, која мерка, во комбинација со основната линија обезбедена од Земјината орбита го дава растојанието до таа ѕвезда. Од првото успешно мерење на паралакса од страна на Фридрих Бесел во 1838 година, астрономите се сеуште збунети од очигледната оддалеченост на Бетелгез. Познавањето на оддалеченоста на ѕвездата ја подобрува точноста на другите ѕвездени параметри, како што е сјајноста што, кога се комбинира со аголен пречник, може да се користи за пресметување на физичкиот пречник и делотворната температура; сјајноста и изотопската застапеност може да се користат и за да се процени староста и масата на ѕвездите.[103]

Кога биле извршени првите интерферометриски иследувања за пречникот на ѕвездата во 1920 година, претпоставената паралакса изнесувала 0,0180". Ова е еднакво на растојание од 56 или отприлика 180 светлосни години, создавајќи не само неточен пречник за ѕвездата туку и секоја друга ѕвездена карактеристика. Оттогаш, се работи за мерење на растојанието на Бетелгез, со предложени растојанија до 400 или околу 1.300 светлосни години.

Пред објавувањето на каталогот „Хипаркос“ во 1997 година, постоеле две малку спротивставени мерења на паралаксата за Бетелгез. Првото, во 1991 година, дало паралакса од 9,8 ± 4,7, давајќи растојание од приближно 102 или 330 светлосни години.[104] Второто било од Hipparcos Input Catalog (1993) со тригонометриска паралакса од 5 ± 4, растојание од 200 или 650 светлосни години.[105] Со оглед на оваа несигурност, истражувачите усвоиле широк опсег на проценки на растојанието, што довело до значителни разлики во пресметката на атрибутите на ѕвездата.

Резултатите од мисијата Хипаркос биле објавени во 1997 година. Измерената паралакса на Бетелгез изнесувала 7,63 ± 1,64, што е еднакво на растојание од приближно 131 или 427, и имало помала пријавена грешка од претходните мерења.[106] Меѓутоа, подоцнежната евалуација на мерењата на паралаксата на Хипаркос за променливи ѕвезди како Бетелгез покажала дека неизвесноста на овие мерења била потценета. Во 2007 година, била пресметана подобрена бројка од 6,55 ± 0,83, па оттука и многу построга граница на грешка што дава растојание од приближно 152 ± 20 или 500 ± 65 светлосни години.[3]

Во 2008 година, мерењата со помош на Многу Голема Низа (МГН) произвеле радио решение од 5,07 ± 1,10, што е еднакво на растојание од 197 ± 45 или 643 ± 146 светлосни години. Како што истакнал истражувачот Харпер: „Ревидираната паралакса Хипаркос води до поголемо растојание (152 ± 20) од оригиналот; сепак, астрометриското решение сè уште бара значителен космички шум од 2,4 маси. Со оглед на тоа, јасно е дека податоците на Хипаркос сè уште содржат систематски грешки од непознато потекло." Ажурираниот резултат од понатамошните набљудувања со ALMA и e-Merlin дава паралакса од 4,51 ± 0,8 mas и растојание од 222+34
48
парсеци или 724+111
156
светлосни години.[10]

Во 2020 година, новите набљудувачки податоци од вселенскиот Solar Mass Ejection Imager на сателитот Кориолис и три различни техники за моделирање произвеле рафинирана паралакса од 5,95+0,58
0,85
mas, полупречник од 764+116
62
R, и растојание од 168,1+27,5
14,4
парсеци или 548+90
49
светлосни години, што, доколку е точно, би значело дека Бетелгез е речиси 25% помала и 25% поблиску до Земјата отколку што се сметало претходно.

Иако тековната мисија на Гаја на Европската вселенска агенција не се очекувало да даде добри резултати за ѕвезди посветли од приближно V=6 граница на заситеност на инструментите на мисијата,[107] фактичката операција покажала добри перформанси на објекти со величина +3. Принудените набљудувања на посветлите ѕвезди значат дека конечните резултати треба да бидат достапни за сите светли ѕвезди, а паралаксата за Бетелгез ќе биде објавена по редослед на големина попрецизна од моментално достапната.[108] Нема податоци за Бетелгез во Gaia Data Release 2, кој бил објавен во 2018 година.[109]

Варијабилност

уреди
 
Светлосна крива на V AAVSO на Бетелгез (Алфа Орион) од декември 1988 до август 2002 година.
 
Орион, со Бетелгез на нејзината вообичаена големина (лево) и за време на невообичаено длабокиот минимум на почетокот на 2020 година (десно)

Бетелгез е класифициран како полуправилна променлива ѕвезда, што покажува дека одредена периодичност е забележлива во промените на осветленоста, но амплитудите може да варираат, циклусите може да имаат различна должина и може да има застој или периоди на неправилност. Сместена е во подгрупата SRc; ова се пулсирачки црвени суперџинови со амплитуди околу една светлинска величина и периоди од десетици до стотици дена.

Бетелгез обично покажува единствено мали промени на осветленоста блиску до светлинска величина +0,5, иако во нејзините екстреми може да стане светла како светлинска величина 0,0 или слаба како светлинска величина +1,6. Бетелгез е наведена во Општиот каталог на променливи ѕвезди со можен период од 2.335 денови. Подетални анализи покажале главен период близу 400 дена, краток период од 185 дена, и подолг секундарен период околу 2.100 дена. Најниската веродостојно снимена величина на V-појас од +1,614 била пријавена во февруари 2020 година.

Радијалните пулсирања на црвените суперџинови се добро моделирани и покажуваат дека периодите од неколку стотици денови обично се должат на фундаменталното и првото пулсирање.[110] Линиите во спектарот на Бетелгез покажуваат доплерови поместувања што укажуваат на промени во радијалната брзина што одговараат, многу грубо, на промените на осветленоста. Ова ја покажува природата на пулсирањата во големина, иако соодветните температурни и спектрални варијации не се јасно видливи.[111] Директно се измерени и варијациите во пречникот на Бетелгез. Биле забележани први пулсирања од 185 дена, а односот на основните и призвуковите периоди дава вредни информации за внатрешната структура на ѕвездата и нејзината старост.

Изворот на долгите секундарни периоди е непознат, но тие не можат да се објаснат со радијални пулсирања.[112] Интерферометриските набљудувања на Бетелгез покажале жаришта за кои се смета дека се создадени од масивни ќелии за конвекција, значителен дел од пречникот на ѕвездата и секоја од нив емитува 5-10% од вкупната светлина на ѕвездата. Една теорија за објаснување на долгите секундарни периоди е дека тие се предизвикани од развојот на таквите клетки во комбинација со вртењето на ѕвездата. Други теории вклучуваат блиски двојни интеракции, хромосферска магнетна активност што влијае на губењето на масата или нерадијални пулсирања како што се g-режимите.[113]

Покрај дискретните доминантни периоди, се забележуваат стохастички варијации со мала амплитуда. Се предлага ова да се должи на зрното, слично на истиот ефект врз сонцето, но во многу поголем обем.[112]

Пречник

уреди
 
Споредба на големината помеѓу Аркту, Ригел, С Златна Рипка, Антарес и Бетелгез
 
Споредба на големината на Бетелгез, Ми Кефеј, KY и V354 Кефеј[114]

На 13 декември 1920 година, Бетелгез станала првата ѕвезда надвор од Сончевиот Систем на која била измерена аголната големина на нејзината фотосфера. Иако интерферометријата сè уште била во повој, експериментот се покажал успешен. Истражувачите, користејќи униформен модел на диск, утврдиле дека Бетелгез имала пречник од 0,047", иако ѕвездениот диск веројатно бил 17% поголем поради рабното затемнување, што резултирало со проценка за нејзиниот аголен пречник од околу 0,055.“ Оттогаш, други иследувања произвеле аголен пречник кој се движи од 0,042 до 0,069".[115] Комбинирајќи ги овие податоци со историски проценки за растојание од 180 до 815 светлосни години дава проектиран полупречник на ѕвездениот диск од некаде од 1,2 до 8,9 астрономски единици. Користејќи го Сончевиот Систем за споредба, орбитата на Марс е околу 1,5 АЕ, Церера во астероидниот појас 2,7 АЕ, Јупитер 5,5 АЕ - значи, ако се претпостави дека Бетелгез го зазема местото на Сонцето, нејзината фотосфера би можела да се прошири надвор од орбитата на Јупитер, не стигнувајќи до Сатурн на 9,5 АЕ.

 
Радио снимка од 1998 година која ја покажува големината на фотосферата (кругот) на Бетелгез и ефектот на конвективните сили врз атмосферата на ѕвездата

Точниот пречник е тешко да се дефинира поради неколку причини:

  1. Бетелгез е пулсирачка ѕвезда, па нејзиниот пречник се менува со текот на времето;
  2. Ѕвездата нема дефиниран „раб“ бидејќи затемнувањето на екстремитетите предизвикува оптичките емисии да се разликуваат по боја и да се намалуваат колку што се протега подалеку од центарот;
  3. Бетелгез е опкружен со околу ѕвездена обвивка составена од материја исфрлена од ѕвездата - материја која апсорбира и емитува светлина - што го отежнува дефинирањето на фотосферата на ѕвездата;
  4. Мерењата може да се земаат на различни бранови должини во рамките на електромагнетниот спектар и разликата во пријавените пречници може да биде од 30–35%, но сепак е тешко да се спореди еден наод со друг, бидејќи очигледната големина на ѕвездата се разликува во зависност од користената бранова должина. Проучувањата покажале дека измерениот аголен пречник е значително поголем при ултравиолетови бранови должини, се намалува преку видливото на минимум во блиско-инфрацрвениот спектар и повторно се зголемува во средниот инфрацрвен спектар;[116][117]
  5. Атмосферското треперење ја ограничува резолуцијата што може да се добие од телескопите на земјата, бидејќи турбуленцијата ја намалува аголната резолуција.

Општо пријавените полупречници на големите студени ѕвезди се Розеландовите полупречници, дефинирани како полупречник на фотосферата на специфична оптичка длабочина од две третини. Ова одговара на полупречник пресметан од делотворна температура и булометриската осветленост. Розеландовиот полупречник се разликува од директно измерените полупречници, со корекции за рабното затемнување и бранова должина на набљудување.[118] На пример, измерениот аголен пречник од 55,6 маси би одговарал на просечниот Розеландовиот полупречник од 56,2 маси, додека понатамошните корекции за постоењето на околните лушпи од прашина и гас би дале пречник од 41,9 маси.

За да се надминат овие предизвици, истражувачите примениле различни решенија. Астрономската интерферометрија, за прв пат конципирана од Хиполит Физо во 1868 година, станала основниот концепт што овозможила големи подобрувања во современата телескопија и довела до создавање на интерферометарот Мајкелсон во 1880-тите, и првото успешно мерење на Бетелгез.[119] Исто како што перцепцијата на човечката длабочина се зголемува кога две очи наместо едно перцепираат објект, Физо предложил набљудување на ѕвездите преку два отвори наместо еден за да се добијат пречки што ќе обезбедат информации за распределбата на просторниот интензитет на ѕвездата. Науката се развила брзо и денес се користат интерферометри со повеќе бленди за снимање на дамки, кои се синтетизираат со помош на Фуриеова анализа за да се добие портрет со висока резолуција. Токму оваа методологија ги идентификувала жариштата на Бетелгез во 1990-тите.[120] Други технолошки откритија вклучуваат адаптивна оптика,[121] вселенски опсерватории како Хипаркос, Хабл и Спицер,[122] и астрономскиот рекомбинатор со повеќе зракови (AMBER), кој ги комбинира зраците на три телескопи истовремено милосрдно да се постигне, овозможувајќи просторна резолуција.[123][124]

Набљудувањата во различни региони на електромагнетниот спектар - видливиот, блиско-инфрацрвениот (NIR), средно-инфрацрвениот (MIR) или радиото - произведуваат многу различни аголни мерења. Во 1996 година, Бетелгез се покажал дека има униформа диск од 56,6 ± 1,0 маси. Во 2000 година, тим од Лабораторија за вселенски науки пресметал пречник од 54,7 ± 0,3 маси, игнорирајќи го секој можен придонес од жариштата, кои се помалку забележливи во средниот инфрацрвен регион. Бил вклучен и теоретски додаток за рабно затемнување, со пречник од 55,2 ± 0,5 маси. Претходната проценка е еднаква на полупречник од приближно 5,6 или 1,200 R, претпоставувајќи го Харперовото растојание од 2008 година од 197,0 ± 45 парсеци,[125] бројка приближно со големина на јупитеровата орбита од 5,5 астрономски единици.[126]

Во 2004 година, тим од астрономи кои работат во блиската инфрацрвена светлина објавиле дека попрецизното фотосферско мерење е 43,33 ± 0,04 маси. Иследувањето, исто така, дало објаснување за тоа зошто различните бранови должини од видливото до средното инфрацрвено подрачје создаваат различни пречници: ѕвездата се гледа низ густа, топла продолжена атмосфера. При кратки бранови должини (видливиот спектар) атмосферата ја расфрла светлината, со што малку го зголемува пречникот на ѕвездата. При блиску инфрацрвени бранови должини (појаси K и L), расејувањето е занемарливо, така што класичната фотосфера може директно да се види; во средно-инфрацрвеното расејување се зголемува уште еднаш, предизвикувајќи термичката емисија на топлата атмосфера да го зголеми очигледниот пречник.

 
Инфрацрвена слика на Бетелгез, Меиса и Белатрикс со околните маглини

Иследувањата со IOTA и VLTI објавени во 2009 година донеле силна поддршка за идејата за прашински обвивки и молекуларна обвивка (MOLсфера) околу Бетелгез, и дале пречници кои се движат од 42,57 до 44,28 маси со релативно незначителни маргини на грешка.[127] Во 2011 година, третата проценка во блиску инфрацрвена светлина ги потврдува бројките од 2009 година, овој пат покажувајќи пречник на дискот од рабното затемнување од 42,49 ± 0,06 маси.[128] Близу инфрацрвениот фотосферски пречник од 43,33 маси на растојание според Хипаркос од 152 ± 20 парсеци е еднаков на околу 3,4 или 730 R.[129] Пресметките од 2014 година добиваат аголен пречник од 42,28 (еквивалентно на 41,01 униформиран диск) со користење на набљудувања на бендот H и K направени со инструментот VLTI AMBER.[130]

Во 2009 година било објавено дека полупречникот на Бетелгез се намалил од 1993 до 2009 година за 15%, со аголното мерење од 2008 година еднакво на 47,0 маси.[131] За разлика од повеќето претходни трудови, ова набљудување користело мерења на една специфична бранова должина во текот на 15 години. Намалувањето на очигледната големина на Бетелгез е еднакво на опсег на вредности помеѓу 56,0 ± 0,1 забележано во 1993 година до 47,0 ± 0,1 забележано во 2008 година - контракција од речиси 0,9 во 15 години. Набљудуваната контракција генерално се верува дека е варијација во само дел од продолжената атмосфера околу Бетелгез, а набљудувањата на други бранови должини покажале зголемување на пречникот во сличен период.

Најновите модели на Бетелгез имаат фотосферски аголен перечник од околу 43 маси, со повеќе обвивки до 60 маси. Претпоставувајќи растојание од 197 парсеци, тоа значи ѕвезден пречник од 887±203 R.

Некогаш се сметало дека има најголем аголен пречник од која било ѕвезда на небото по Сонцето. Но Бетелгез ја изгубила таа разлика во 1997 година кога група астрономи го измериле пречникот на R Златна Рипка во износ од 57,0 ± 0,5, иако R Златн Рипка, е многу поблиску до Земјата на околу 200 светлосни години, има линеарен пречник приближно една третина од оној на Бетелгез.[132]

Окултации

уреди
 
Предвидена патека со помош на SOLEX

Бетелгез е премногу далеку од еклиптиката за да биде прикриена од главните планети, но оние од некои астероиди (кои се со поширок опсег и многу побројни) се случуваат често. Делумна окултација од астероидот со 19-та величина (147857) 2005 UW381 се случила на 2 јануари 2012 година. Тоа било делумно бидејќи аголниот пречник на ѕвездата бил поголем од оној на астероидот; осветленоста на Бетелгез паднала за само околу 0,01 величина.[133][134]

Се предвидувало дека астероидот 319 Леона со 14-та величина ќе биде окултен на 12 декември 2023 година, 01:12 UTC.[135] Тоталноста на почетокот била неизвесна, а окулацијата била проектирана да трае само приближно дванаесет секунди (видливо на тесен пат на површината на Земјата, чија точна ширина и местоположба првично биле неизвесни поради недостаток на прецизно знаење за големината и патеката на астероид).[136] Проекциите подоцна биле рафинирани бидејќи повеќе податоци биле анализирани за [137] вкупност („огнен прстен“) од приближно пет секунди и 60 километри широка патека која се протега од Таџикистан, Ерменија, Турција, Грција, Италија, Шпанија, Атлантскиот Океан, Мајами, Флорида и Флорида Кис до делови од Мексико.[138] (Среќниот настан би овозможил и детални набљудувања на самата Леона 319).[139] ). Меѓу другите програми, 80 аматерски астрономи само во Европа биле координирани од астрофизичарот Мигел Монтаргес и сор. на Париската опсерваторија за настанот.[140]

Физички карактеристики

уреди
 
(јули 2008 година, застарен). Релативни големини на планетите во Сончевиот систем и неколку ѕвезди, вклучувајќи го и Бетелгез:

Бетелгез е многу голема, светла, но студена ѕвезда класифицирана како црвен суперџин со M1-2 Ia-ab. Буквата „М“ во оваа ознака значи дека е црвена ѕвезда што припаѓа на спектралната класа М и затоа има релативно ниска фотосферска температура; Класата на осветленост на суфиксот „Ia-ab“ покажува дека е суперџин со средна сјајност, со својства на дел помеѓу нормалниот суперџин и прозрачниот суперџин. Од 1943 година, спектарот на Бетелгез служи како една од стабилните точки на прицврстување според која се класифицираат другите ѕвезди.[141]

Несигурноста во температурата на површината на ѕвездата, пречникот и растојанието го отежнуваат постигнувањето прецизно мерење на сјајноста на Бетелгез, но истражувањата од 2012 година наведуваат сјајност од околу 126,000 L, претпоставувајќи растојание од 200 парсеци.[142] Студиите од 2001 година известуваат за делотворни температури кои се движат од 3.250 до 3.690 К. Вредности надвор од овој опсег биле претходно пријавени, а се верува дека голем дел од варијациите се реални, поради пулсирањата во атмосферата. Ѕвездата е исто така бавен ротатор и најновата забележана брзина била 5.45 км/сек. — многу побавно од Антарес која има вртежна брзина од 20 км/сек.[143] Периодот на вртење зависи од големината и ориентацијата на Бетелгез кон Земјата, но пресметано е дека трае 36 години да се сврти околу својата оска, наклонета под агол од околу 60 степени кон Земјата.

Во 2004 година, астрономите користејќи компјутерски симулации шпекулирале дека дури и доколку Бетелгез не се врти, може да покаже магнетна активност од големи размери во својата проширена атмосфера, фактор каде што дури и умерено силните полиња би можеле да имаат значајно влијание врз прашината на ѕвездата, ветерот и загубата на масните својства.[144] Серија спектрополариметриски набљудувања кои биле добиени во 2010 година со телескопот Бернард Лиот во опсерваторијата Пик ду Миди откриле присуство на слабо магнетно поле на површината на Бетелгез, што сугерира дека џиновските конвективни движења на суперџиновите се способни да предизвикаат почеток на динамо ефект.[145]

Маса

уреди

Бетелгез нема познати орбитални придружници, така што нејзината маса не може да се пресмета со тој директен метод. Современите проценки на масата од теоретското моделирање произвеле вредности од 9.5–21 M, со вредности од 5 M – 30 M од постари студии.[146] Пресметано е дека Бетелгез го започнала својот живот како ѕвезда од 15–20 M, врз основа на сончева светлина од 90.000–150.000. Нов метод за одредување на масата на суперџинот бил предложен во 2011 година, тврдејќи за сегашната ѕвездена маса од 11.6 M со горна граница од 16,6 и долна од 7.7 M, врз основа на набљудувања на профилот на интензитетот на ѕвездата од интерферометрија на тесен H-појас и користејќи фотосферско мерење од приближно 4,3 или 955 ± 217 R. Веројатна претходна анализа на возраста дава моментална маса од 16.5–19 M и почетна маса од 18–21 M

Масата на Бетелгез може да се процени и врз основа на нејзината позиција на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм врз основа на големината и бојата (ГБ) . Бојата на Бетелгез можеби се променила од жолта (или можеби портокалова; т.е. жолт суперџин) во црвена во последните неколку илјади години, врз основа на преглед на историски записи од 2022 година. Оваа промена на бојата во комбинација со големината и бојата сугерира маса од 14 M и возраст од 14 Myr, и растојание од 125 до 150 парсеци (~ 400 до 500 светлосни години).

Движење

уреди
 
Карта што ја прикажува асоцијацијата Орион OB1, која ги содржи сините суперџинови на Орионовиот Појас и Орионовата маглина. Се верува дека Бетелгез е ѕвезда-бегалка која била исфрлена од здружението Орион ОБ1.

Кинематиката на Бетелгез е сложена. Возраста на суперџиновите од класа М со почетна маса од 20 M е приближно 10 милиони години.[147] Поаѓајќи од нејзината денешна положба и движење, проекција назад во времето би ја сместила Бетелгез околу 290 подалеку од галактичката рамнина - неверојатна местоположба, бидејќи таму нема регион за формирање на ѕвезди. Освен тоа, проектираниот пат на Бетелгез не се смета дека се вкрстува со субасоцијацијата 25 Ори или со далеку помладото јато на маглината Орион (ОМЈ, исто така познато како Ори OB1d), особено затоа што астрометријата со многу долга основна низа дава растојание од Бетелгез до ОМЈ помеѓу 389 и 414 парсеци. Следствено, веројатно е дека Бетелгез не секогаш го имала своето сегашно движење низ вселената, туку го сменила курсот во еден или друг момент, веројатно како резултат на блиска ѕвездена експлозија.[148] Набљудувањето на Вселенската опсерваторија Хершел во јануари 2013 година открило дека ветровите на ѕвездата се судираат со околната меѓуѕвездена средина.[149]

Најверојатното сценарио за формирање на ѕвезди за Бетелгез е дека станува збор за ѕвезда-бегалка од здружението Орион ОБ1. Првично била член на повеќекратен систем со висока маса во Ori OB1a, Бетелгеуз веројатно била формирана пред околу 10-12 милиони години, но бргу се развила поради нејзината висока маса. Научниците предложиле во 2015 година дека Бетелгез може наместо тоа да биде член на новооткриеното здружение Торион OB.[150]

Динамика на кружни ѕвезди

уреди
 
Слика од Многу голем телескоп на Европската јужна опсерваторија што го прикажува ѕвездениот диск и проширена атмосфера со претходно непознат столб од околниот гас

Во доцната фаза на ѕвездениот развој, масивните ѕвезди како Бетелгез покажуваат високи стапки на губење на масата, веројатно колку еден M на секои 10,000 години, што резултира со сложена околуѕвездена обвивка која постојано е во флукс. Во еден труд од 2009 година, губењето на ѕвездената маса било наведено како „клуч за разбирање на развојот на вселената од најраните космолошки времиња до сегашната епоха, како и за формирањето на планетите и формирањето на самиот живот“.[151] Сепак, физичкиот механизам не е добро разбран.[129] Кога Мартин Шварцшилд прв ја предложил својата теорија за огромни конвекциони ќелии, тој тврдел дека тоа е веројатната причина за загуба на маса кај развојните суперџинови како Бетелгез.[49] Неодамнешната работа ја потврдила оваа хипотеза, но сè уште има несигурности за структурата на нивната конвекција, механизмот на нивното губење на масата, начинот на кој се формира прашина во нивната проширена атмосфера и условите што го преципитираат нивното драматично финале како супернова од типот II. Во 2001 година, Греам Харпер го проценил ѕвездениот ветер на 0.03 M на секои 10,000 години,[152] но истражувањата од 2009 година обезбедиле докази за епизодна загуба на маса што ја прави неизвесна секоја вкупна бројка за Бетелгез. Тековните набљудувања сугерираат дека ѕвезда како Бетелгез може да помине дел од својот живот како црвен суперџин, но потоа да премине низ Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, да помине уште еднаш низ кратка жолта суперџинска фаза и потоа да експлодира како син суперџин или Волф-Рајеова ѕвезда.

 
Уметничка претстава од ЕЈО на која се прикажува Бетелгез со џиновски меур што врие на неговата површина и зрачен столб од гас што се исфрла до шест фотосферски полупречници или приближно околу орбитата на Нептун

Астрономите можеби се блиску до решавање на оваа мистерија. Тие забележале голем гасовит облак кој се протега најмалку шест пати повеќе од неговиот ѕвезден полупречник, што покажува дека Бетелгез не ја фрла материја рамномерно во сите правци. Присуството на столбот имплицира дека сферичната симетрија на фотосферата на ѕвездата, често забележана во инфрацрвената светлина, не е зачувана во нејзината блиска околина. Пријавени се асиметрии на ѕвездениот диск на различни бранови должини. Сепак, поради рафинираните способности на NACO, адаптивната оптика на Многу голем телескоп, овие асиметрии се нашле во фокус. Двата механизми кои би можеле да предизвикаат такво асиметрично губење на масата биле конвекционите ќелии од големи размери или губење на поларна маса, веројатно поради вртење. Истражувајќи подлабоко со AMBER на Европската јужна опсерваторија, забележан е гас во проширената атмосфера на суперџинот како енергично се движи нагоре и надолу, создавајќи меурчиња големи како самиот суперџин, што го натерало неговиот тим да заклучи дека таквиот ѕвезден пресврт стои зад масивното исфрлање на столбот забележано од Кервела.

Асиметрични школки

уреди
 
Надворешен поглед на многу големиот телескоп на ЕЈО (VLT) во Паранал, Чиле

На околу 0,45 ѕвездени полупречници (~ 3 ) над фотосферата, може да лежи молекуларен слој познат како MOLсфера или молекуларна средина. Истражувањата покажуваат дека се состои од водена пареа и јаглерод моноксид со делотворна температура од околу 1.500 ± 500 келвини [153] Водената пареа првично била откриена во спектарот на суперџинот во 1960-тите со двата проекти Стратоскоп, но била игнорирана со децении. МОЛсферата може да содржи и SiO и Al2O3 - молекули кои би можеле да го објаснат формирањето на честички од прашина.

 
Внатрешен приказ на еден од четирите телескопи од 8,2 метри во VLT на ЕЈО

Друг поладен регион, асиметричната гасовита обвивка, се протега за неколку полупречници (~ 10-40 АЕ) од фотосферата. Тој е збогатен со кислород и особено со азот во однос на јаглеродот. Овие аномалии на составот најверојатно се предизвикани од контаминација од материјал обработен со јаглеродно-азотно-кислородниот циклус од внатрешноста на Бетелгез.[154]

Сликите на радио-телескоп кои биле направени во 1998 година потврдуваат дека Бетелгез има многу сложена атмосфера,[155] со температура од 3.450 ± 850 келвини, слична на онаа забележана на површината на ѕвездата, но многу понизок од околниот гас во истиот регион.[155][156] Сликите на Многу голем телескоп исто така покажуваат дека овој гас со пониска температура прогресивно се лади додека се протега нанадвор. Иако неочекувано, се покажува дека е најзастапената состојка на атмосферата на Бетелгез. „Ова го менува нашето основно разбирање за атмосферите на црвените суперџинови“, објаснил Џереми Лим, водачот на тимот. „Наместо атмосферата на ѕвездата да се шири подеднакво поради гасот загреан на високи температури во близина на нејзината површина, денес се смета дека неколку џиновски конвекциски ќелии го придвижуваат гасот од површината на ѕвездата во нејзината атмосфера“. Ова е истиот регион во кој се верува дека постои откритието на Кервела од 2009 година за светла грутка, која веројатно содржи јаглерод и азот и се протега најмалку шест фотосферски полупречници во југозападниот правец на ѕвездата.

Хромосферата била директно снимена од камерата со слаб објект на вселенскиот телескоп „Хабл“ во ултравиолетови бранови должини. Сликите откриле и светла област во југозападниот квадрант на дискот.[157] Просечниот полупречник на хромосферата во 1996 година изнесувал околу 2,2 пати поголем од оптичкиот диск (~ 10 АЕ) и било пријавено дека има температура не повисока од 5.500 келвини [158] Меѓутоа, во 2004 година набљудувањата со STIS, високопрецизниот спектрометар на Хабл, укажале на постоење на топла хромосферска плазма најмалку една лачна секунда оддалечена од ѕвездата. На растојание од 197 парсеци, големината на хромосферата може да биде до 200 парсеци. Набљудувањата дефинитивно покажале дека топлата хромосферска плазма просторно се преклопува и коегзистира со ладен гас во гасовитата обвивка на Бетелгез, како и со прашината во нејзините обвивки од околу ѕвездената прашина.

 
Оваа инфрацрвена слика од МГТ на ЕЈО покажува сложени обвивки од гас и прашина околу Бетелгез - малиот црвен круг во средината е со големина на фотосферата.

Првото тврдење за обвивка од прашина што го опкружува Бетелгез било изнесено во 1977 година кога било забележано дека обвивките од прашина околу зрелите ѕвезди често испуштаат големи количини на зрачење што го надминува фотосферскиот придонес. Со користење на хетеродинска интерферометрија, било заклучено дека црвениот суперџин емитира поголем дел од своето вишок зрачење од позиции над 12 ѕвездени полупречници или приближно растојанието на Кајперовиот Појас на 50 до 60 АЕ, што зависи од претпоставениот ѕвезден полупречник. Оттогаш, биле направени иследувања за оваа обвивка од прашина на различни бранови должини, кои даваат дефинитивно различни резултати. Иследувањата од 1990-тите го процениле внатрешниот полупречник на обвивката од прав некаде од 0,5 до 1,0 или 100 до 200 АЕ.[159][160] Овие студии укажуваат дека околината со прашина што го опкружува Бетелгез не е статична. Во 1994 година, било објавено дека Бетелгез се подложува на спорадично повеќедецениско производство на прашина, проследено со неактивност. Во 1997 година, биле забележани значајни промени во морфологијата на обвивката од прашина за една година, што укажува на тоа дека обвивката е асиметрично осветлена од полето на ѕвезденото зрачење силно погодено од постоењето на фотосферски жаришта. Извештајот од 1984 година за џиновска асиметрична обвивка од прашина од 1 парсек ( 206,265 АЕ) не е потврден со неодамнешните иследувања, иако друг извештај кој бил објавен истата година вели дека се пронајдени три школки од прашина кои се протегаат на четири светлосни години од едната страна на ѕвездата во распаѓање, што укажува на тоа дека Бетелгез ги отфрла своите надворешни слоеви додека се движи.[161][162]

Иако точната големина на двете надворешни обвивки CO останува неостварлива, прелиминарните проценки сугерираат дека едната обвивка се протега од околу 1,5 до 4,0 лачни секунди, а другата се проширува до 7,0 лачни секунди.[163] Претпоставувајќи ја Јовиевата орбита од 5,5 како пречник на ѕвездата, внатрешната обвивка би се протегала приближно 50 до 150 ѕвездени полупречници (~ 300 до 800 АЕ) со надворешната до 250 ѕвездени полупречници (~ 1,400 АЕ). Хелиопаузата на Сонцето се проценува на 100 АЕ, така што големината на оваа надворешна обвивка би била речиси четиринаесет пати поголема од големината на Сончевиот Систем.

Суперсоничен ударен бран

уреди

Бетелгез патува суперсонично низ меѓуѕвездената средина со брзина од 30 км/сек. (т.е. ~ 6,3 АЕ) создавајќи ударен бран.[164][165] Ударот не е создаден од ѕвездата, туку од нејзиниот моќен ѕвезден ветер додека исфрла огромни количества гас во меѓуѕвездената средина со брзина од 17 км/сек., загревајќи го материјалот што ја опкружува ѕвездата, а со тоа ја прави видлива во инфрацрвена светлина.[166] Бидејќи Бетелгез е толку светла, дури во 1997 година за прв пат бил снимен ударниот бран. Структурата на кометата се проценува дека е широка најмалку еден парсек, претпоставувајќи растојание од 643 светлосни години.[167]

Хидродинамичките симулации на ударниот бран направени во 2012 година покажуваат дека тој е многу млад - стар помалку од 30.000 години - што сугерира две можности: дека Бетелгез се преселила во регион на меѓуѕвездената средина со различни својства неодамна или дека Бетелгез претрпела значителна трансформација што создава променет ѕвезден ветер.[168] Еден труд од 2012 година, предложил дека овој феномен е предизвикан од преминот на Бетелгез од син суперџин (ССЏ) во црвен суперџин (ЦСЏ). Постојат докази дека во доцната развојна фаза на ѕвезда како Бетелгез, таквите ѕвезди „може да претрпат брзи премини од црвено во сино и обратно на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, со придружни брзи промени на нивните ѕвездени ветрови и ударни бранови“.[169] Покрај тоа, доколку идните истражувања ја потврдат оваа хипотеза, Бетелгез може да се покаже дека патувал близу 200.000 АЕ како црвен суперџин расфрлајќи дури 3 M по неговата траекторија.

Животни фази

уреди

Бетелгез е црвен суперџин кој се развил од ѕвезда од главната низа од типот О. По исцрпувањето на јадрото на водородот, Бетелгез се развил во син суперџин пред да се развие во сегашната форма на црвен суперџин. Нејзиното јадро на крајот ќе пропадне, предизвикувајќи експлозија на супернова и оставајќи зад себе компактен остаток. Деталите зависат од точната почетна маса и другите физички својства на ѕвездата од главната низа.

Главна низа

уреди
 
Херцшпрунг-Раселов дијаграм кој идентификува суперџинови како Бетелгез кои се преселиле од главната низа

Почетната маса на Бетелгез може да се процени единствено со тестирање на различни ѕвездени развојни модели за да одговараат на нејзините денешни набљудувани својства. Непознавањето и на моделите и на денешните својства значат дека постои значителна несигурност во првичниот изглед на Бетелгез, но нејзината маса обично се проценува дека била во опсег од 10–25 M, со современи модели кои наоѓаат вредности од 15–20 M. Нејзиниот хемиски состав може разумно да се претпостави дека бил околу 70% водород, 28% хелиум и 2,4% тешки елементи, малку побогати со метали од Сонцето, но инаку слични. Почетната стапка на вртење е понеизвесна, но моделите со бавни до умерени стапки на почетно вртење даваат најдобри совпаѓања со денешните својства на Бетелгез. Таа верзија на главната низа на Бетелгез би била жешка светлечка ѕвезда со спектрален тип како што е O9V.

15 M ѕвездата би траела помеѓу 11,5 и 15 милиони години за да се достигне фазата на црвениот суперџин, а на ѕвездите кои побрзо се вртат им треба најдолго време. Брзо вртежните 20 M ѕвезди имаат период од 9,3 милиони години за да стигнат до фазата на црвениот суперџин, додека 20 M ѕвездите со бавно вртење имаат период од само 8,1 милиони години. Ова се најдобрите проценки за сегашната возраст на Бетелгез, бидејќи времето од незјината главна секвенца на нулта возраст се проценува на 8,0-8,5 милиони години како 20 M ѕвезда без вртење.

По исцрпување на јадрото на водород

уреди

Времето на Бетелгез поминато како црвен суперџин може да се процени со споредување на стапките на загуба на маса со набљудуваниот околуѕвезден материјал, како и со изобилството на тешки елементи на површината. Проценките се движат од 10.000 години до максимум 140.000 години. Се смета дека Бетелгез претрпува кратки периоди на голема загуба на маса и е ѕвезда-бегалка која брзо се движи низ вселената, така што споредбите на нејзината моментална загуба на маса со вкупната изгубена маса се тешки.

 
Вака можеби изгледал Бетелгез до пред околу 1 милион години, кога бил ѕвезда од главната низа.

Површината на Бетелгез покажува зголемување на азот, релативно ниски нивоа на јаглерод и висока пропорција од 13C во однос на 12 C, сето тоа укажува на ѕвезда која го доживеала првото зацрпување. Меѓутоа, првото зацрпување се случува набргу откако ѕвездата ќе ја достигне фазата на црвен суперџин и затоа тоа само значи дека Бетелгез е црвен суперџин најмалку неколку илјади години. Најдоброто предвидување е дека Бетелгез веќе потрошил околу 40.000 години како црвен суперџин, откако ја напуштил главната низа пред можеби еден милион години.

Тековната маса може да се процени од развојните модели од почетната маса и очекуваната маса изгубена досега. За Бетелгез, вкупната изгубена маса се предвидува да биде не повеќе од околу еден M, давајќи струја од 19.4–19.7 M , значително повисоко од проценетите со други средства како што се пулсирачките својства или моделите за рабно затемнување.

 
Celestia го прикажува Орион како што може да изгледа од Земјата кога Бетелгез експлодира како супернова, која може да биде посветла од суперновата што експлодирала во 1006 година ( SN 1006)

Сите ѕвезди помасивни од околу 10 M се очекува да го прекинат својот живот кога нивните јадра ќе згаснат, обично предизвикувајќи експлозија на супернова. До околу 15 M, тип на суперновата II-P секогаш се произведува од фазата на црвениот суперџин.

Помасивните ѕвезди можат да изгубат маса доволно брзо за да се развијат кон повисоки температури пред нивните јадра да се урнат, особено за вртежните ѕвезди и моделите со особено високи стапки на загуба на маса. Овие ѕвезди можат да произведат тип II-L или тип IIb супернови од жолти или сини суперџинови или тип I b/c супернова од Волф-Рајеова ѕвезда.[170] Модели на ротирачки 20 M ѕвезди предвидуваат необичен тип II супернова слична на SN 1987A од син суперџин. Од друга страна, неротирачките 20 M модели предвидуваат тип II-P супернова од предок на црвен суперџин.

Времето до експлозијата на Бетелгез зависи од предвидените првични услови и од проценката на времето веќе поминато како црвен суперџин. Вкупниот животен век од почетокот на фазата на црвениот суперџин до колапсот на јадрото варира од околу 300.000 години за вртежна 25 M ѕвезда, 550.000 години за вртежна 20 M ѕвезда и до милион години за 15 M ѕвезда која не се врти. Со оглед на проценетото време откако Бетелгез станала црвен суперџин, проценките за нејзиниот преостанат животен век се движат од „најдобрата претпоставка“ од под 100.000 години за невртежен 20 M модел до многу подолг за вртежен модел или ѕвезди со помала маса. Осомниченото родно место на Бетелгез во здружението Орион ОБ1 е место на неколку претходни супернови. Се верува дека ѕвездите бегалки може да се предизвикани од супернови, а постојат силни докази дека OB-ѕвездите μ Гулаб, AE Кочијаш и 53 Овен потекнуваат од таквите експлозии во Ori OB1 пред околу 2.2, 2.7 и 4.9 милиони години.

Типичен тип на суперновата II-P емитира 2×1046 J неутрино и произведува експлозија со кинетичка енергија од 2×1044 J . Како што се гледа од Земјата, Бетелгез како тип на суперновата IIP би имала врвна привидна величина некаде во опсегот од -8 до -12.[171] Ова би било лесно видливо на дневна светлина, со можна осветленост до значителен дел од полната месечина, иако веројатно не ја надминува. Овој тип на супернова би останал со приближно константна осветленост за 2-3 месеци пред брзото затемнување. Видливата светлина се произведува главно од радиоактивното распаѓање на кобалт и ја одржува неговата осветленост поради зголемената транспарентност на водородот за ладење исфрлен од суперновата.[172]

Медиумско известување

уреди

Поради недоразбирањата предизвикани од објавувањето во 2009 година за контракцијата на ѕвездата од 15%, очигледно на нејзината надворешна атмосфера, Бетелгез често претставувала предмет на страшни приказни и гласини кои сугерираат дека ќе експлодира во рок од една година и ќе доведе до претерани тврдења за последиците од таквиот настан.[173][174] Времето и распространетоста на овие гласини се поврзани со пошироки заблуди за астрономијата, особено со предвидувањата за судниот ден поврзани со календарската апокалипса на Маите.[175][176] Бетелгез веројатно нема да произведе излив на гама-зраци и не е доволно блиску за нејзинитерендгенски зраци, ултравиолетово зрачење или исфрлен материјал да предизвикаат значителни ефекти на Земјата.[177]

По затемнувањето на Бетелгез во декември 2019 година,[178] се појавиле извештаи во науката и мејнстрим медиумите кои повторно вклучувале шпекулации дека ѕвездата би можела да експлодира како супернова - дури и во услови на научни истражувања дека супернова не се очекува за можеби 100.000 години.[179] Некои изданија ја објавиле величината од +1,3 како необичен и интересен феномен, како списанието Astronomy, National Geographic и Smithsonian.[180]

Некои мејнстрим медиуми, како The Washington Post, ABC News во Австралија и Popular Science,[181] објавиле дека супернова е можна, но малку веројатна, додека други медиуми лажно прикажуваат супернова како непосредна реална можност. CNN, на пример, го избрал насловот „Големата црвена ѕвезда делува чудно и научниците сметаат дека можеби ќе експлодира“,[182] додека New York Post ја прогласила Бетелгез како „можна експлозивна супернова“.

Фил Плејт, во својот блог Bad Astronomy, забележувајќи дека неодамнешното однесување на Бетелгез, „[иако не) необично... не е без преседан“, тврди дека ѕвездата веројатно нема да експлодира „долго, долго време.“[183] Денис Овербај од Њујорк Тајмс се согласил дека експлозија не е неизбежна, но додал дека „астрономите се забавуваат размислувајќи за тоа“.[184]

По евентуалната супернова, ќе остане мал густ остаток, или неутронска ѕвезда или црна дупка. Се смета дека Бетелгез нема јадро доволно масивно за црна дупка, така што остатокот веројатно ќе биде неутронска ѕвезда од приближно 1.5 M. Бидејќи неговата оска на вртење не е кон Земјата, Бетелгез како супернова нема да предизвика експлозија на гама-зраци во правец на Земјата кои би го загрозиле нашиот екосистем, иако е релативно блиску, околу 640 светлосни години од нас.[185] Како и да е, Бетелгез како супернова може да ја засени Месечината на ноќното небо.[185]

Етнолошки атрибути

уреди

Бетелгез, исто така, се пишува Betelgeux и, на германски, Beteigeuze [б 2] (според Боде).[186][187] Betelgeux и Betelgeuze се користеле до почетокот на 20 век, кога правописот Betelgeuse станал универзален.[188] Консензусот за неговиот изговор е слаб и е разновиден како и неговите правописи:

  • /ˈbɛtəlz/ BET-əl-jooz – Оксфордски речник и Кралско астрономско друштво на Канада
  • /ˈbtəlz,_ʔɜːz/ BEET-əl-jooz, -⁠jurz – Оксфордски речник
  • /ˈbtəls/ BEET-əl-joos – (Канадски речник на Оксфорд, Webster's Collegiate Dictionary)
  • /bɛtəlˈɡɜːrz/ bet-əl-GURZ – (Марта Еванс Мартин, Пријателските ѕвезди)[189]

Изговорите -urz се обиди да се изрече францускиот еу звук.

Етимологија

уреди
 
Илустрација на Орион (хоризонтално обратна) во Книгата на фиксирани ѕвезди на ел-Суфи. Бетелгез е означена како Џад ел-Јауза („Раката на Орион“), едно од предложеното етимолошко потекло на неговото современо име, а исто така и како Манкиб ел-Џауза' („Рамо на Орион“).

Бетелгез често погрешно се преведува како „пазуви“.[190] Во своето дело „Ѕвездени имиња и нивните значења“ од 1899 година, американскиот аматерски натуралист Ричард Хинкли Ален изјавил дека изведбата е од ابط الجوزاء Ibṭ al-Jauzah, за која тој тврди дека се дегенерира во голем број форми, вклучувајќи ги Бед Елгезе, Бејт Алгуезе, Бет Ел- гезе, и Бетејгезе, до формите Бетелгеуз, Бетелгузе, Бетелгезе и Бетелгејкс. Ѕвездата била наречена Белденгез во Алфонсиновите табели,[191] и италијанскиот језуитски свештеник и астроном Џовани Батиста Ричоли ја нарекол Бектелгез или Бедалгеуз.

Пол Куницш, професор по арапски студии на Универзитетот во Минхен, ја отфрлил изведбата на Ален и наместо тоа предложил дека целото име е расипување на арапскиот يد الجوزاء Yad al-Jauzā', што значи „Раката на ел-Џауза '“ ; т.е. Орион.[192] Европската погрешна транслитерација на средновековен латински довела до тоа првиот знак y ( مي, со две точки одоздола) да биде погрешно прочитан како b ( ب, со само една точка одоздола). За време на ренесансата, името на ѕвездата било напишано како بيت الجوزاء Bait al-Jauzā' („куќа на Орион“) или بط الجوزاء Baţ al-Jauzā', погрешно се смета дека значи „пазуви на Орион“ (вистински превод на „пазувите“ би бил ابط, транслитерирана како Ibţ ). Ова довело до современото прикажување како Бетелгез.[193] Оттогаш, други писатели го прифатиле објаснувањето на Куницш.

Последниот дел од името, „-elgeuse“, доаѓа од арапскиот الجوزاء al-Jauzā', историско арапско име на соѕвездието Орион, женско име во старата арапска легенда и со неизвесно значење. Затоа што جوز j-w-z, коренот на jauzā', значи „средина“, al-Jauzā' грубо значи „централно“. Современото арапско име за Орион е الجبار al-Jabbār („Џинот“), иако употребата на الجوزاء al-Jauzā' во името на ѕвездата продолжило. Англискиот преведувач од 17 век, Едмунд Чилмид, му го дал името Иед Алгеуз („Раката на Орион“), од Џејкоб Кристман. Други арапски имиња вклучуваат اليد اليمنى Al Yad al Yamnā („десната рака“), الذراع Al Dhira („раката“) и المنكب Al Mankib („рамото“), целиот ел-Џауза, Орион, како منكب الجوزاء Mankib al Jauzā' .

 
Ѕвездена табела на Дунхуанг, околу 700 н.е.,прикажувајќи ја ѕвездата (Бетелгез), како четврта ѕвезда од соѕвездието Три Ѕвезди

Други имиња

уреди

Други имиња за Бетелгез го вклучуваат персиското Bašn „Раката“ и коптското Klaria. Bahu било нејзиното име на санскрит, како дел од хиндуското разбирање на соѕвездието како трчачка антилопа или елен. Во традиционалната кинеска астрономија, името за Бетелгез е参宿四 (Shēnxiùsì, четврта ѕвезда од соѕвездието Три Ѕвезди) [194] како кинеско соѕвездие参宿 првично се однесувало на трите ѕвезди во Орионовиот Појас. Ова соѕвездие на крајот било проширено на десет ѕвезди, но претходното име останало.[195] Во Јапонија, кланот Таира или Хајке го усвоиле Бетелгез и нејзината црвена боја како свој симбол, нарекувајќи ја ѕвездата Хајке-боши, (平家星), додека кланот Минамото, или Генџи, ја избрала Ригел и нејзината бела боја. Двете моќни семејства воделе легендарна војна во јапонската историја.

Во тахитското учење, Бетелгез била еден од столбовите што го потпирале небото, позната како Ана-вару, столбот покрај кој се седи. Таа била наречена и Ta'urua-nui-o-Mere „Голема веселба во родителските копнежи“.[196] Хавајски термин бил Kaulua-koko („брилијантна црвена ѕвезда“).[197] Народот Лакандон од Средна Америка ја познавал ѕвездата како chäk tulix („црвена пеперутка“).[198]

Астрономскиот писател Роберт Бурнам Џуниор го предложил терминот padparadaschah, кој означува редок портокалов сафир во Индија, за ѕвездата.

Митологија

уреди

Со историјата на астрономијата тесно поврзана со митологијата и астрологијата пред научната револуција, црвената ѕвезда, како планетата Марс, која го добива своето име од римскиот бог на војната, била тесно поврзана со боречкиот архетип на освојување со милениуми, со проширување, мотивот на смртта и повторното раѓање. Други култури создале различни митови. Стивен Р. Вилк предложил дека соѕвездието Орион би можело да ја претставува грчката митолошка фигура Пелопс, кој имал вештачко рамо од слонова коска направено за него, со Бетелгез како рамо, а неговата боја потсетува на црвеникаво жолтиот сјај на слонова коска.

Абориџиновите од Големата пустина Викторија во Јужна Австралија ја вклучиле Бетелгез во нивните усни традиции како Нируна (Орион), кој се полни со огнена магија и се распаѓа пред да се врати. Ова се толкува како факт кох покажува дека раните абориџински набљудувачи биле свесни за варијациите на осветленоста на Бетелгез.[199][200] Народот Вардаман од северна Австралија ја познавал ѕвездата како Ја-џунгин („Очите на бувот кои трепкаат“), нејзината променлива светлина означува нејзино наизменично следење на церемониите предводени од водачот на црвениот кенгур Ригел.[201] Во јужноафриканската митологија, Бетелгез била перцепирана како лав кој фрла предаторски поглед кон трите зебри претставени со Орионовиот Појас.[202]

Во Америка, Бетелгез означува отсечен екстремитет на човечка фигура (Орион) - бразилскиот Таулипанг го познава соѕвездието како Зилилкаваи, херој кому сопругата му ја отсечел ногата, со променливата светлина на Бетелгез поврзана со пресекот на раката. Слично на тоа, народот Лакота од Северна Америка ја гледал како поглавар на која и е отсечена раката.

Санскритското име за Бетелгез е ārdrā („влажниот“), истоимено со лунарната палата Ардра во хиндуската астрологија .[203] Ригведскиот бог на бурите Рудра претседавал со ѕвездата; оваа здружение било поврзано од ентузијастот на ѕвездите од 19 век Ричард Хинкли Ален со бурната природа на Орион. Соѕвездијата во македонскиот фолклор претставувале земјоделски предмети и животни, како одраз на нивниот начин на живот. Бетелгез кај народот во Македонија е позната под името Орач, Терач (с. Сопотница и Суво Грло) или Рале (с. Пештани). Означувало дека селските мажи да одат на полињата и да ораат.[204] За оваа ѕвезда се знае во речиси сите села и е дел од основните „белези“ на небото. Соѕвездието Орион во кое се наоѓа, кај народот се нарекува Ралици, сликовито претставено како рало со волови, при што орачот се наоѓа малку подалеку од ралото.[205]

За Инуитите, појавата на Бетелгез и Белатрикс високо на јужното небо по зајдисонце го означува почетокот на пролетта и продолжувањето на деновите кон крајот на февруари и почетокот на март. Двете ѕвезди биле познати како Акутуџук („оние [две] поставени далеку“), што се однесува на растојанието меѓу нив, главно на луѓето од островот Северен Бафин и полуостровот Мелвил.

Спротивните местоположби на Орион и Скорпија, со нивните соодветни светло-црвени променливи ѕвезди Бетелгез и Антарес, биле забележани од древните култури ширум светот. Поставувањето на Орион и издигнувањето на Скорпија ја означуваат смртта на Орион од скорпијата. Во Кина тие ги означуваат браќата и ривали Шен и Шанг. Батак од Суматра ја одбележуваат својата Нова година со првата млада месечина по потонувањето на Орионовиот Појас под хоризонтот, во тој момент Бетелгез останал „како опашка од петел“. Положбите на Бетелгез и Антарес на спротивните краеви на небесното небо се сметале за значајни, а нивните соѕвездија се гледале како пар скорпии. Скорпионите денови биле означени како ноќи кога можеле да се видат двете соѕвездија.[206]

Во популарната култура

уреди

Како една од најсветлите и најпознатите ѕвезди, Бетелгез се појавува во многу белетристика. Необичното име на ѕвездата го инспирирал насловот на филмот Битлџус од 1988 година, кој се однесува на неговиот насловен антагонист, а сценаристот Мајкл Мекдауел бил импресиониран од тоа колку луѓе ја направиле оваа меѓусебна врска. Ликовите Форд Префект и Запход Библброкс, од книгата „Водич низ галаксијата за автостопери“ на Даглас Адамс, потекнуваат од „малечка планета некаде од околината на Бетелгез“.[207]

Два брода на американската морнарица го добиле името по ѕвездата, и двата бродови од Втората светска војна, USS Бетелгез (AKA-11) лансиран во 1939 година и USS Бетелгез (AK-260) лансиран во 1944 година. Во 1979 година, францускиот супертанкер Бетелгез бил закотвен кај островот Види, испуштајќи нафта кога експлодирала, при што загинале 50 луѓе во една од најлошите катастрофи во историјата на Ирска.[208]

Песната на бендот Дејв МетјузЦрна и сина птица“ се однесува на ѕвездата.[209] Песната на Blur „Far Out“ од нивниот албум „Parklife“ од 1994 година ја споменува Бетелгез во своите текстови.[210]

Поемата на Филип Ларкин „Северниот брод“, пронајдена во истоимената збирка, се повикува на ѕвездата во делот „Над 80° северно“, кој гласи:

" „Жената има десет канџи“, /

Пееше пијаниот чамец; / Подалеку од Бетелгез, / Побрилијантна од Орион / Или планетите Венера и Марс, / Ѕвездениот пламен на океанот; / „Жената има десет канџи“, /

Пееше пијаниот чамец. "

Хамберт Волф напишал песна за Бетелгез, со музика од Густав Холст[211].

Во трилогијата на Френк Херберт „Универзумот Дина“, се споменува планетарен систем со име Бел Тегез, што е веројатно извртено име за Бетелгез.

Во новелата „Сирените на Титан“ од 1959 година, на Курт Вонегат, ликот Винстон Нилс Ремфурд и неговото куче Казак постојат како „брановиден феномен“, кој започнува на Сонцето и завршува на Бетелгез.

Табела со проценки на аголен пречник

уреди

Оваа табела дава неисцрпен список на аголни мерења спроведени од 1920 година. Вклучена е и колона која обезбедува тековен опсег на полупречници за секоја студија заснована на најновата проценка на растојанието на Бетелгеуз (Харпер и сор. ) од 197 ± 45 pc .

Од Година[б 3] Телескоп # Спектар λ (μm) (mas)[б 4] Полупречник[б 5] @

197 ± 45
Белешка
Мајкелсон[35] 1920 М. Вилсон 1 Видлива 0.575 47,0 ± 4,7 3.2–6,3 Затемнување од +17% = 55.0
Боне[39] 1972 Паломар 8 Видлива 0.422–0.719 52.0–69.0 3.6–9,2 Силна корелација на со λ
Балега[115] 1978 ЕЈО 3 Видлива 0.405–0.715 45.0–67.0 3.1–8,6 Нема корелација на со λ
1979 SAO 4 Видлива 0.575–0.773 50.0–62.0 3.5–8,0
Бушер[45] 1989 WHT 4 Видлива 0.633–0.710 54.0–61.0 4.0–7,9 Откриени асиметрии/жаришта
Вилсон[99] 1991 WHT 4 Видлива 0.546–0.710 49.0–57.0 3.5–7,1 Потврдени жаришта
Тутил[48] 1993 WHT 8 Видлива 0.633–0.710 43.5–54.2 3.2–7,0 Проучување на жаришта на 3 ѕвезди
1992 WHT 1 NIR 0.902 42,6 ± 3,0 3.0–5,6
Гилиланд[50] 1995 HST УВ 0.24–0.27 104–112 10.3–11.1 FWHM пречници
0.265–0.295 92–100 9.1–9.8
Винер[54] 1999 ISI 2 MIR (N бенд) 11.150 54,7 ± 0,3 4.1–6,7 Затемнување од = 55,2 ± 0,5
Перин[116] 1997 IOTA 7 NIR (K бенд) 2.200 43,33 ± 0,04 3.3–5,2 K and L bands, 11,5 data contrast
Haubois[100] 2005 IOTA 6 NIR (H бенд) 1.650 44,28 ± 0,15 3.4–5,4 Роселендов пречник 45,03 ± 0,12
Ернандез[127] 2006 МГТ 2 NIR (K бенд) 2.099–2.198 42,57 ± 0,02 3.2–5,2 Резултати со висока прецизност од AMBER.
Онака[212] 2008 VLTI 3 NIR (K бенд) 2.280–2.310 43,19 ± 0,03 3.3–5,2 Затемнување 43,56 ± 0,06
Тоунс[56] 1993 ISI 17 MIR (N бенд) 11.150 56,00 ± 1,00 4.2–6,8 Систематска студија која вклучува 17 мерења на иста бранова должина од 1993 до 2009 година
2008 ISI MIR (N бенд) 11.150 47,00 ± 2,00 3.6–5,7
2009 ISI MIR (N бенд) 11.150 48,00 ± 1,00 3.6–5,8
Онака[128] 2011 VLTI 3 NIR (K бенд) 2.280–2.310 42,05 ± 0,05 3.2–5,2 Затемнување 42,49 ± 0,06
Харпер[103] 2008 VLA Исто така, вреди да се забележи, Харпер и сор. во заклучокот на нивниот труд ја прават следната забелешка: „Во извесна смисла, изведеното растојание од 200 е рамнотежа помеѓу растојанието од 131 (425) Хипаркос и радиото кое се стреми кон 250 (815)“ - оттука воспоставувајќи ± 815 како надворешно растојание за ѕвездата.

Поврзано

уреди

Белешки

уреди
  1. Stella lucida in umero dextro, quae ad rubedinem vergit.[26]
    „Светла ѕвезда во десното „рамо“, која е склонета кон грубост“.
  2. Најверојатно резултат на погрешно l за i. На крајот, ова довело до современото "Betelgeuse".
  3. Последната година на набљудувања, освен ако не е поинаку наведено
  4. Униформно мерење на дискот, освен ако не е поинаку наведено
  5. Пресметките на полупречниците ја користат истата методологија како што е наведено во забелешка бр. 2 подолу Мерење на рабно затемнување

Наводи

уреди
  1. 1,0 1,1 . Oxford. Отсутно или празно |title= (help)
  2. „Merriam-Webster Dictionary: Betelgeuse“. Посетено на 23 April 2018.
  3. 3,0 3,1 3,2 van Leeuwen, F (November 2007). „Hipparcos, the New Reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  4. 4,0 4,1 4,2 Nicolet, B. (1978). „Catalogue of Homogeneous Data in the UBV Photoelectric Photometric System“. Astronomy & Astrophysics. 34: 1–49. Bibcode:1978A&AS...34....1N.
  5. „Alpha Orionis“. Variable Star Index. Посетено на 2020-02-20.
  6. Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). „The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. S2CID 123149047.
  7. 7,0 7,1 Ducati, J.R. (2002). „VizieR online data catalog: Catalogue of stellar photometry in Johnson's 11 color system“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  8. Samus, N.N.; Durlevich, O.V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-Line Data Catalog: B/gcvs. 1: 1. Bibcode:2009yCat....102025S. Originally published in Bibcode2009yCat....102025S
  9. Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. (2005). „Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters“. Astronomy and Astrophysics. 430: 165–186. arXiv:stro-ph/0409579. Bibcode:2005A&A...430..165F. doi:10.1051/0004-6361:20041272. S2CID 17804304.
  10. 10,0 10,1 10,2 Harper, G. M.; Brown, A.; Guinan, E. F.; O'Gorman, E.; Richards, A. M. S.; Kervella, P.; Decin, L. (2017). „An Updated 2017 Astrometric Solution for Betelgeuse“. The Astronomical Journal. 154 (1): 11. arXiv:1706.06020. Bibcode:2017AJ....154...11H. doi:10.3847/1538-3881/aa6ff9.
  11. 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 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.
  12. 12,0 12,1 12,2 12,3 Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, D L; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (October 2022). „Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 516 (1): 693–719. arXiv:2207.04702. Bibcode:2022MNRAS.516..693N. doi:10.1093/mnras/stac1969. ISSN 0035-8711. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  13. Lambert, D.L.; Brown, J.A.; Hinkle, K.H.; Johnson, H.R. (September 1984). „Carbon, nitrogen and oxygem abundances in Betelgeuse“. Astrophysical Journal (англиски). 284: 223–237. Bibcode:1984ApJ...284..223L. doi:10.1086/162401. ISSN 0004-637X.
  14. 14,0 14,1 14,2 Mittag, M.; Schröder, K. -P.; Perdelwitz, V.; Jack, D.; Schmitt, J. H. M. M. (2023-01-01), „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
  15. Lobel, Alex; Dupree, Andrea K. (2000). „Modeling the variable chromosphere of α Orionis“. The Astrophysical Journal. 545 (1): 454–74. Bibcode:2000ApJ...545..454L. doi:10.1086/317784.
  16. 16,0 16,1 Kervella, Pierre; Decin, Leen; Richards, Anita M.S.; Harper, Graham M.; McDonald, Iain; O'Gorman, Eamon; Montargès, Miguel; Homan, Ward; Ohnaka, Keiichi (2018). „The close circumstellar environment of Betelgeuse. V. Rotation velocity and molecular envelope properties from ALMA“. Astronomy and Astrophysics. 609: A67. arXiv:1711.07983. Bibcode:2018A&A...609A..67K. doi:10.1051/0004-6361/201731761. S2CID 54670700.
  17. Ohnaka, K.; Weigelt, G.; Millour, F.; Hofmann, K.-H.; Driebe, T.; Schertl, D.; Chelli, A.; Massi, F.; Petrov, R. (2011-04-25). „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.
  18. „Betelgeuse“. SolStation. Посетено на 2005-11-11.
  19. Ridpath, Ian. „Orion: the meaning of Betelgeuse“. Star Tales. Посетено на 9 September 2021.
  20. „Definition of BETELGEUSE“. www.merriam-webster.com (англиски). Посетено на 2023-07-22.
  21. Kunitzsch, Paul, and Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern Star Names. Cambridge, MA: Sky Publishing. стр. 45. ISBN 9781931559447.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  22. Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (Revised. изд.). New York: Dover Publications. ISBN 0486210790.
  23. „IAU Working Group on Star Names (WGSN)“. International Astronomical Union (IAU). Посетено на 22 May 2016.
  24. „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names“ (PDF). International Astronomical Union (IAU). Посетено на 28 July 2016.
  25. „IAU Catalog of Star Names“. International Astronomical Union (IAU). Посетено на 28 July 2016.
  26. 26,0 26,1 Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star Names: Their Lore and Meaning (rep.. изд.). New York, NY: Dover Publications Inc. стр. 310–12. ISBN 978-0-486-21079-7.
  27. . Vatican City, IT. Отсутно или празно |title= (help)
  28. Boutsalis, Kelly (10 August 2020). „Teaching indigenous star stories“. The Walrus. Посетено на 6 July 2021.
  29. Hamacher, Duane W. (2018). „Observations of red-giant variable stars by Aboriginal Australians“. The Australian Journal of Anthropology. 29: 89. arXiv:1709.04634. Bibcode:2018AuJAn..29...89H. doi:10.1111/taja.12257.
  30. 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.
  31. Davis, Kate (December 2000). „Variable Star of the Month: Alpha Orionis“. American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Посетено на 10 July 2010.
  32. Burnham, Robert Jr. (1978). Burnham's Celestial Handbook: An observer's guide to the universe beyond the Solar system. 2. New York, NY: Courier Dover Publications. стр. 1290. ISBN 978-0-486-23568-4.
  33. Kaler, James B. (2002). The Hundred Greatest Stars. New York, NY: Copernicus Books. стр. 33. ISBN 978-0-387-95436-3.
  34. MacDonald, John (1998). The Arctic sky: Inuit astronomy, star lore, and legend. Toronto, Ontario / Iqaluit, NWT: Royal Ontario Museum / Nunavut Research Institute. стр. 52–54, 119. ISBN 978-0-88854-427-8.
  35. 35,0 35,1 Michelson, A.A.; Pease, F.G. (1921). „Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer“. Astrophysical Journal. 53 (5): 249–259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603. PMC 1084808. PMID 16586823. The 0.047 arcsecond measurement was for a uniform disk. In the article Michelson notes that limb darkening would increase the angular diameter by about 17%, hence 0.055 arcseconds.
  36. 36,0 36,1 Tenn, Joseph S. (June 2009). „Martin Schwarzschild 1965“. The Bruce Medalists. Astronomical Society of the Pacific (ASP). Посетено на 28 September 2010.
  37. Schwarzschild, M. (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. Bibcode:1958ses..book.....S. ISBN 978-0-486-61479-3.
  38. 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.
  39. 39,0 39,1 Bonneau, D.; Labeyrie, A. (1973). „Speckle interferometry: Color-dependent limb darkening evidenced on Alpha Orionis and Omicron Ceti“. Astrophysical Journal. 181: L1. Bibcode:1973ApJ...181L...1B. doi:10.1086/181171.
  40. Sutton, E.C.; Storey, J.W.V.; Betz, A.L.; Townes, C.H.; Spears, D.L. (1977). „Spatial heterodyne tnterferometry of VY Canis Majoris, Alpha Orionis, Alpha Scorpii, and R Leonis at 11 microns“. Astrophysical Journal Letters. 217: L97–L100. Bibcode:1977ApJ...217L..97S. doi:10.1086/182547.
  41. 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.
  42. 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.
  43. 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.
  44. Bernat, David (2008). „Aperture masking interferometry“. Ask an Astronomer. Astronomy department. Cornell University. Посетено на 15 October 2012.
  45. 45,0 45,1 Buscher, D.F.; Baldwin, J.E.; Warner, P.J.; Haniff, C.A. (1990). „Detection of a bright feature on the surface of Betelgeuse“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 245: 7. Bibcode:1990MNRAS.245P...7B.
  46. 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.
  47. Burns, D.; Baldwin, J.E.; Boysen, R.C.; Haniff, C.A.; Lawson, P.R.; MacKay, C.D.; и др. (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.
  48. 48,0 48,1 Tuthill P.G.; Haniff, C.A.; Baldwin, J.E. (March 1997). „Hotspots on late-type supergiants“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 285 (3): 529–39. Bibcode:1997MNRAS.285..529T. doi:10.1093/mnras/285.3.529.
  49. 49,0 49,1 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.
  50. 50,0 50,1 Gilliland, Ronald L.; Dupree, Andrea K. (May 1996). „First image of the surface of a star with the Hubble Space Telescope“. Astrophysical Journal Letters. 463 (1): L29. Bibcode:1996ApJ...463L..29G. doi:10.1086/310043. The yellow/red "image" or "photo" of Betelgeuse commonly seen is not a picture of the red supergiant, but a mathematically generated image based on the photograph. The photograph was of much lower resolution: The entire Betelgeuse image fit within a 10×10 pixel area on the Hubble Space Telescopes Faint Object Camera. The images were oversampled by a factor of 5 with bicubic spline interpolation, then deconvolved.
  51. Cox, A.N., уред. (2000). Allen's Astrophysical Quantities. New York, NY: Springer-Verlag. ISBN 978-0-387-98746-0.
  52. Petersen, Carolyn Collins; Brandt, John C. (1998) [1995]. Hubble Vision: Further adventures with the Hubble Space Telescope (2nd. изд.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. стр. 91–92. ISBN 978-0-521-59291-8.
  53. 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.
  54. 54,0 54,1 Weiner, 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.
  55. 55,0 55,1 Sanders, Robert (9 June 2009). „Red Giant Star Betelgeuse Mysteriously Shrinking“. UC Berkeley News. UC Berkeley. Посетено на 18 April 2010.
  56. 56,0 56,1 Townes, C. H.; Wishnow, E. H.; Hale, D. D. S.; Walp, B. (2009). „A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse“. The Astrophysical Journal Letters. 697 (2): L127–28. Bibcode:2009ApJ...697L.127T. doi:10.1088/0004-637X/697/2/L127.
  57. 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.
  58. 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.
  59. Kervella, P.; Verhoelst, T.; Ridgway, S.T.; Perrin, G.; Lacour, S.; Cami, J.; Haubois, X. (September 2009). „The close circumstellar environment of Betelgeuse. Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR with VLT/NACO“. Astronomy and Astrophysics. 504 (1): 115–25. arXiv:0907.1843. Bibcode:2009A&A...504..115K. doi:10.1051/0004-6361/200912521.
  60. Guinan, Edward F.; Wasatonic, Richard J.; Calderwood, Thomas J. (23 December 2019). „Updates on the "fainting" of Betelgeuse“. The Astronomer's Telegram. ATel #13365. Посетено на 27 December 2019.
  61. Byrd, Deborah (2019-12-23). „Betelgeuse is 'fainting' but (probably) not about to explode“. Earth & Sky. Посетено на 2020-01-04.
  62. Overbye, Dennis (14 August 2020). „This star looked like it would explode. Maybe it just sneezed“. The New York Times. Посетено на 15 August 2020. The mysterious dimming of the red supergiant Betelgeuse is the result of a stellar exhalation, astronomers say.
  63. Hubble Space Telescope (13 август 2020). "Hubble finds that Betegeuse's mysterious dimming is due to a traumatic outburst". Соопштение за печат.
  64. Dupree, Adrea K.; и др. (13 August 2020). „Spatially resolved ultraviolet spectroscopy of the great dimming of Betelgeuse“. The Astrophysical Journal. 899: 68. arXiv:2008.04945. Bibcode:2020ApJ...899...68D. doi:10.3847/1538-4357/aba516.
  65. Guinan, Edward F.; Wasatonic, Richard J. (1 February 2020). „Betelgeuse Updates – 1 February 2020; 23:20 UT“. The Astronomer's Telegram. ATel #13439. Посетено на 2 February 2020.
  66. Carlson, Erika K. (27 December 2019). „Betelguese's bizarre dimming has astronomers scratching their heads“. Astronomy. Посетено на 28 December 2019.
  67. Griffin, Andrew (29 December 2019). „Betelgeuse: Star is behaving strangely and could be about to explode into a supernova, say astronomers“. The Independent. Посетено на 2019-12-30.
  68. Mack, Erick (2019-12-27). „Betelgeuse star acting like it's about to explode, even if the odds say it isn't“. CNET. Посетено на 2019-12-30.
  69. Drake, Nadia (26 December 2019). „A giant star is acting strange, and astronomers are buzzing“. National Geographic Society. Архивирано од изворникот на 26 December 2019. Посетено на 26 December 2019. The red giant Betelgeuse is the dimmest seen in years, prompting some speculation that the star is about to explode. Here's what we know.
  70. Kaplan, Sarah (27 December 2019). „Is Betelgeuse, one of the sky's brightest stars, on the brink of a supernova?“. The Washington Post. Посетено на 28 December 2019.
  71. Iorio, Kelsie (27 December 2019). „Is Betelgeuse, the red giant star in the constellation Orion, going to explode?“. ABC News. Australia. Посетено на 28 December 2019.
  72. Sparks, Hannah (26 December 2019). „Massive 'Betelgeuse' star in Orion constellation due for explosive supernova“. New York Post. Посетено на 28 December 2019.
  73. Bruce Dorminey (17 February 2020). „Betelgeuse Has Finally Stopped Dimming, Says Astronomer“. Forbes. Посетено на 19 February 2020.
  74. Guinan, Edward; Wasatonic, Richard; Calderwood, Thomas; Carona, Donald (22 February 2020). „The fall and rise in brightness of Betelgeuse“. The Astronomer's Telegram. ATel #13512. Посетено на 22 February 2020.
  75. Gehrz, R.D.; и др. (24 February 2020). „Betelgeuse remains steadfast in the infrared“. The Astronomer's Telegram. ATel #13518. Посетено на 24 February 2020.
  76. Грешка во повикувањето на Шаблон:Наведена изјава за печат: Параметарот title мора да се определи
  77. 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. Bibcode:2020ApJ...891L..37L. doi:10.3847/2041-8213/ab7935.
  78. Dharmawardena, Thavisha E.; Mairs, Steve; Scicluna, Peter; Bell, Graham; McDonald, Iain; Menten, Karl; Weiss, Axel; Zijlstra, Albert (2020-06-29). „Betelgeuse fainter in the submillimeter too: An analysis of JCMT and APEX monitoring during the recent optical minimum“. The Astrophysical Journal. 897 (1): L9. arXiv:2006.09409. Bibcode:2020ApJ...897L...9D. doi:10.3847/2041-8213/ab9ca6. ISSN 2041-8213.
  79. Sigismondi, Costantino (31 March 2020). „Rapid rising of Betelgeuse's luminosity“. The Astronomer's Telegram. ATel #13601. Посетено на 1 April 2020.
  80. Dupree, Andrea; Guinan, Edward; Thompson, William T. (28 July 2020). „Photometry of Betelgeuse with the STEREO Mission while in the glare of the Sun from Earth“. Astronomer's Telegram. ATel #13901. Посетено на 28 July 2020.
  81. Sigismondi, Costantino; и др. (30 August 2020). „Second dust cloud on Betelgeuse“. The Astronomer's Telegram. ATel #13982. Посетено на 31 August 2020.
  82. „A dusty veil shading Betelgeuse during its Great Dimming“. Nature. 594 (7863): 365–368. 16 June 2021. arXiv:2201.10551. Bibcode:2021Natur.594..365M. doi:10.1038/s41586-021-03546-8. PMID 34135524 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  83. 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 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  84. Montargès, M. (16 June 2021). „Imaging the great dimming of Betelgeuse“. Nature.
  85. Overbye, Dennis (17 June 2021). „Betelgeuse merely burped, astronomers conclude“. The New York Times. Посетено на 17 June 2021. The dramatic dimming of the red supergiant in 2019 was the product of dust, not a prelude to destruction, a new study has found.
  86. Alexeeva, Sofya; Zhao, Gang; Gao, Dong-Yang; Du, Junju; Li, Aigen; Li, Kai; Hu, Shaoming (2021-08-05). „Spectroscopic evidence for a large spot on the dimming Betelgeuse“. Nature Communications (англиски). 12 (1): 4719. arXiv:2108.03472. Bibcode:2021NatCo..12.4719A. doi:10.1038/s41467-021-25018-3. ISSN 2041-1723. PMC 8342547 Проверете ја вредноста |pmc= (help). PMID 34354072 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  87. Harris, Margaret (2021-08-06). „New evidence supports dark-spot theory for Betelgeuse's 'great dimming'. Physics World (англиски). Посетено на 2021-08-07.
  88. Dupree, Andrea K.; Strassmeier, Klaus G.; Calderwood, Thomas; Granzer, Thomas; Weber, Michael; Kravchenko, Kateryna; и др. (2022-08-02). „The great dimming of Betelgeuse: A surface mass ejection and its consequences“. The Astrophysical Journal. 936 (1): 18. arXiv:2208.01676. Bibcode:2022ApJ...936...18D. doi:10.3847/1538-4357/ac7853.
  89. Garner, Rob (2020-08-13). „Hubble finds Betelgeuse's mysterious dimming due to traumatic outburst“. NASA. Посетено на 2022-08-22.
  90. „How Betelgeuse blew its top and lost its rhythm“. Physics World (англиски). 2022-08-22. Посетено на 2022-08-22.
  91. Goldberg, L. (May 1984). „The variability of alpha Orionis“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англиски). 96: 366. Bibcode:1984PASP...96..366G. doi:10.1086/131347. ISSN 0004-6280.
  92. Sigismondi, Constantino; и др. (22 April 2023). „Monitoring Betelgeuse at its brightest“. The Astronomer's Telegram. Atel #16001. Посетено на 22 April 2023.
  93. 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. Посетено на 28 December 2011.
  94. „CCDM (Catalog of Components of Double & Multiple stars (Dommanget+ 2002)“. VizieR. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 22 August 2010.
  95. Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). „The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog“. The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  96. Van Loon, J. Th. (2013). Kervella, P. (уред.). „Betelgeuse and the Red Supergiants“. Betelgeuse Workshop 2012. 60: 307–316. arXiv:1303.0321. Bibcode:2013EAS....60..307V. CiteSeerX 10.1.1.759.580. doi:10.1051/eas/1360036.
  97. 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.
  98. Karovska, M.; Nisenson, P.; Noyes, R. (1986). „On the alpha Orionis triple system“. Astrophysical Journal. 308: 675–85. Bibcode:1986ApJ...308..260K. doi:10.1086/164497.
  99. 99,0 99,1 Wilson, R. W.; Baldwin, J. E.; Buscher, D. F.; Warner, P. J. (1992). „High-resolution imaging of Betelgeuse and Mira“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 369–76. Bibcode:1992MNRAS.257..369W. doi:10.1093/mnras/257.3.369.
  100. 100,0 100,1 Haubois, X.; Perrin, G.; Lacour, S.; Verhoelst, T.; Meimon, S.; и др. (2009). „Imaging the Spotty Surface of Betelgeuse in the H Band“. Astronomy & Astrophysics. 508 (2): 923–32. arXiv:0910.4167. Bibcode:2009A&A...508..923H. doi:10.1051/0004-6361/200912927.
  101. Montargès, M.; Kervella, P.; Perrin, G.; Chiavassa, A.; Le Bouquin, J.-B.; Aurière, M.; López Ariste, A.; Mathias, P.; Ridgway, S. T. (2016). „The close circumstellar environment of Betelgeuse. IV. VLTI/PIONIER interferometric monitoring of the photosphere“. Astronomy & Astrophysics. 588: A130. arXiv:1602.05108. Bibcode:2016A&A...588A.130M. doi:10.1051/0004-6361/201527028.
  102. Goldberg. „A Buddy for Betelgeuse: Binarity as the Origin of the Long Secondary Period in α Orionis“. arXiv:2408.09089.
  103. 103,0 103,1 Harper, Graham M.; Brown, Alexander; Guinan, Edward F. (April 2008). „A New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications“. The Astronomical Journal. 135 (4): 1430–40. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430.
  104. 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.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  105. „Hipparcos Input Catalogue, Version 2 (Turon+ 1993)“. VizieR. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 1993. Посетено на 20 June 2010.
  106. Perryman, M.A.C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastian, U.; Bernacca, P.L.; и др. (1997). „The Hipparcos Catalogue“. Astronomy & Astrophysics. 323: L49–L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P.
  107. „Science Performance“. European Space Agency. 19 February 2013. Посетено на 1 March 2013.
  108. 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, Посетено на 21 September 2016
  109. „Welcome to the Gaia Archive“. European Space Agency. Посетено на 2020-09-03.
  110. Guo, J. H.; Li, Y. (2002). „Evolution and Pulsation of Red Supergiants at Different Metallicities“. The Astrophysical Journal. 565 (1): 559–570. Bibcode:2002ApJ...565..559G. doi:10.1086/324295.
  111. Goldberg, L. (1984). „The variability of alpha Orionis“. Astronomical Society of the Pacific. 96: 366. Bibcode:1984PASP...96..366G. doi:10.1086/131347.
  112. 112,0 112,1 Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R. (2006). „Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721–1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x.Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R. (2006). "Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721–1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. S2CID 5203133.
  113. Wood, P. R.; Olivier, E. A.; Kawaler, S. D. (2004). „Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of their Origin“. The Astrophysical Journal. 604 (2): 800. Bibcode:2004ApJ...604..800W. doi:10.1086/382123.
  114. Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (August 2005). „The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought“. The Astrophysical Journal. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901. ISSN 0004-637X.
  115. 115,0 115,1 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.
  116. 116,0 116,1 Perrin, G.; Ridgway, S.T.; Coudé du Foresto, V.; Mennesson, B.; Traub, W.A.; Lacasse, M.G. (2004). „Interferometric Observations of the Supergiant Stars α Orionis and α Herculis with FLUOR at IOTA“. Astronomy and Astrophysics. 418 (2): 675–685. arXiv:astro-ph/0402099. Bibcode:2004A&A...418..675P. doi:10.1051/0004-6361:20040052. Assuming a distance of 197 ± 45 pc, an angular distance of 43,33 ± 0,04 mas would equate to a radius of 4,3 AU or 920 R
  117. Young, John (24 November 2006). „Surface Imaging of Betelgeuse with COAST and the WHT“. University of Cambridge. Архивирано од изворникот на 14 June 2007. Посетено на 21 June 2007. Images of hotspots on the surface of Betelgeuse taken at visible and infra-red wavelengths using high resolution ground-based interferometers
  118. 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.
  119. Perrin, Guy; Malbet, Fabien (2003). „Observing with the VLTI“. EAS Publications Series. 6: 3. Bibcode:2003EAS.....6D...3P. doi:10.1051/eas/20030601.
  120. Worden, S. (1978). „Speckle Interferometry“. New Scientist. 78: 238–40. Bibcode:1978NewSc..78..238W.
  121. 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. Working on the Fringe: Optical and Ir Interferometry from Ground and Space. 194. стр. 318. Bibcode:1999ASPC..194..318R. ISBN 978-1-58381-020-0.
  122. „Top Five Breakthroughs From Hubble's Workhorse Camera“. NASA Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 4 May 2009. Архивирано од изворникот на 7 May 2009. Посетено на 28 August 2007.
  123. Melnick, J.; Petrov R.; Malbet, F. (23 February 2007). „The Sky Through Three Giant Eyes, AMBER Instrument on VLT Delivers a Wealth of Results“. European Southern Observatory. Посетено на 29 August 2007.
  124. 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. Архивирано од изворникот (PDF) на 28 July 2011. Посетено на 29 August 2007.
  125. Smith, Nathan; Hinkle, Kenneth H.; Ryde, Nils (March 2009). „Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova Progenitors: Spatially Resolved 4.6 μm CO Emission Around VY CMa and Betelgeuse“. The Astronomical Journal. 137 (3): 3558–3573. arXiv:0811.3037. Bibcode:2009AJ....137.3558S. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3558.
  126. „Red Giant Star Betelgeuse in the Constellation Orion is Mysteriously Shrinking“. Astronomy Magazine. 2009. Посетено на 14 September 2012.
  127. 127,0 127,1 Hernandez Utrera, O.; Chelli, A (2009). „Accurate Diameter Measurement of Betelgeuse Using the VLTI/AMBER Instrument“ (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. 37: 179–80. Bibcode:2009RMxAC..37..179H. Архивирано од изворникот (PDF) на 15 July 2011. Посетено на 16 August 2010.
  128. 128,0 128,1 Ohnaka, K.; Weigelt, G.; Millour, F.; Hofmann, K.-H.; Driebe, T.; Schertl, D.; Chelli, A.; Massi, F.; Petrov, R. (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. We derive a uniform-disk diameter of 42,05 ± 0,05 mas and a power-law-type limb-darkened disk diameter of 42,49 ± 0,06 mas and a limb-darkening parameter of (9,7 ± 0,5)⋅10−2
  129. 129,0 129,1 Kervella, P.; Perrin, G.; Chiavassa, A.; Ridgway, S. T.; Cami, J.; Haubois, X.; Verhoelst, T. (2011). „The close circumstellar environment of Betelgeuse“. Astronomy & Astrophysics. 531: A117. arXiv:1106.5041. doi:10.1051/0004-6361/201116962.
  130. Montargès, M.; Kervella, P.; Perrin, G.; Ohnaka, K.; Chiavassa, A.; Ridgway, S. T.; Lacour, S. (2014). „Properties of the CO and H2O MOLsphere of the red supergiant Betelgeuse from VLTI/AMBER observations“. Astronomy & Astrophysics. 572: id.A17. arXiv:1408.2994. Bibcode:2014A&A...572A..17M. doi:10.1051/0004-6361/201423538.
  131. Cowen, Ron (10 June 2009). „Betelgeuse Shrinks: The Red Supergiant has Lost 15 Percent of its Size“. Архивирано од изворникот на 29 June 2011. Посетено на 11 June 2009. The shrinkage corresponds to the star contracting by a distance equal to that between Venus and the Sun, researchers reported June 9 at an American Astronomical Society meeting and in the June 1 Astrophysical Journal Letters.
  132. Bedding, T. R.; Zijlstra, A. A.; Von Der Luhe, O.; Robertson, J. G.; и др. (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. Bibcode:1997MNRAS.286..957B. doi:10.1093/mnras/286.4.957.
  133. Denissenko, Denis (3 October 2004). „Unique occultations“. Архивирано од изворникот на 16 December 2012.
  134. Hanslmeier, Arnold (2023). „State Variables of Stars“. Introduction to Astronomy and Astrophysics. стр. 303–335. doi:10.1007/978-3-662-64637-3_8. ISBN 978-3-662-64636-6.
  135. Sigismondi, Costantino (9 December 2023). „The occultation of Betelgeuse by Leona: recovering the stellar surface brightness of a red supergiant, with a diffuse telescope, on Dec 12 1:12 UT“. The Astronomer's Telegram. Архивирано од изворникот на 12 December 2023. Посетено на 11 December 2023.
  136. Sigismondi, Costantino (2020). „The partial asteroidal occultation of Betelgeuse on Jan 2, 2012“. Gerbertvs. 13: 25. arXiv:1112.6398. Bibcode:2020Gerb...13...25S.
  137. „IOTA-ES“. www.iota-es.de. Посетено на 2023-12-08.
  138. „Astronomers brace for rare eclipse as asteroid to pass in front of bright star“. The Guardian. Associated Press. 8 December 2023.
  139. Hernandez, Joe (December 10, 2023). „A massive star called Betelgeuse will be briefly obscured by an asteroid Monday night“. NPR.
  140. Guenot, Marianne (Dec 7, 2023). „Betelgeuse, one of the brightest stars in the sky, will almost disappear next week. Here's how to see it“. MSN. Архивирано од изворникот на 2023-12-27.
  141. 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. Архивирано од изворникот на 25 June 2019. Посетено на 4 February 2012.
  142. Le Bertre, T.; Matthews, L. D.; Gérard, E.; Libert, Y. (2012). „Discovery of a detached H I gas shell surrounding α Orionis“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (4): 3433. arXiv:1203.0255. Bibcode:2012MNRAS.422.3433L. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20853.x.
  143. „Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991)“. VizieR. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 7 September 2012.
  144. Dorch, S. B. F. (2004). „Magnetic Activity in Late-type Giant Stars: Numerical MHD Simulations of NOn-Linear Dynamo Action in Betelgeuse“ (PDF). Astronomy & Astrophysics. 423 (3): 1101–07. arXiv:astro-ph/0403321. Bibcode:2004A&A...423.1101D. doi:10.1051/0004-6361:20040435.
  145. 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. doi:10.1051/0004-6361/201014925.
  146. Бот набргу ќе го дополни овој навод. Click here to jump the queue arXiv:astro-ph/0606387.
  147. 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.
  148. Reynolds, R.J.; Ogden, P.M. (1979). „Optical evidence for a very large, expanding shell associated with the I Orion OB association, Barnard's loop, and the high galactic latitude H-alpha filaments in Eridanus“. The Astrophysical Journal. 229: 942. Bibcode:1979ApJ...229..942R. doi:10.1086/157028.
  149. Decin, L.; Cox, N.L.J.; Royer, P.; Van Marle, A.J.; Vandenbussche, B.; Ladjal, D.; Kerschbaum, F.; Ottensamer, R.; Barlow, M.J. (2012). „The enigmatic nature of the circumstellar envelope and bow shock surrounding Betelgeuse as revealed by Herschel. I. Evidence of clumps, multiple arcs, and a linear bar-like structure“. Astronomy & Astrophysics. 548: A113. arXiv:1212.4870. Bibcode:2012A&A...548A.113D. doi:10.1051/0004-6361/201219792.
  150. Bouy, H.; Alves, J. (December 2015). „Cosmography of OB stars in the solar neighbourhood“. Astronomy & Astrophysics. 584: 13. Bibcode:2015A&A...584A..26B. doi:10.1051/0004-6361/201527058. A26.
  151. Ridgway, Stephen; Aufdenberg, Jason; Creech-Eakman, Michelle; Elias, Nicholas; и др. (2009). „Quantifying Stellar Mass Loss with High Angular Resolution Imaging“. Astronomy & Astrophysics. 247: 247. arXiv:0902.3008. Bibcode:2009astro2010S.247R.
  152. 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.
  153. 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.
  154. 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.
  155. 155,0 155,1 Dave Finley (8 April 1998). „VLA Shows "Boiling" in Atmosphere of Betelgeuse“. National Radio Astronomy Observatory. Посетено на 7 September 2010.
  156. Lim, Jeremy; Carilli, Chris L.; White, Stephen M.; Beasley, Anthony J.; Marson, Ralph G. (1998). „Large Convection Cells as the Source of Betelgeuse's Extended Atmosphere“. Nature. 392 (6676): 575–77. Bibcode:1998Natur.392..575L. doi:10.1038/33352.
  157. Lobel, A.; Aufdenberg, J.; Dupree, A. K.; Kurucz, R. L.; Stefanik, R. P.; Torres, G. (2004). „Spatially Resolved STIS Spectroscopy of Betelgeuse's Outer Atmosphere“. Proceedings of the 219th Symposium of the IAU. 219: 641. arXiv:astro-ph/0312076. Bibcode:2004IAUS..219..641L. doi:10.1017/s0074180900182671. In the article, Lobel et al. equate 1 arcsecond to approximately 40 stellar radii, a calculation which in 2004 likely assumed a Hipparcos distance of 131 pc (430 ly) and a photospheric diameter of 0.0552" from Weiner et al.
  158. Dupree, Andrea K.; Gilliland, Ronald L. (December 1995). „HST Direct Image of Betelgeuse“. Bulletin of the American Astronomical Society. 27: 1328. Bibcode:1995AAS...187.3201D. Such a major single feature is distinctly different from scattered smaller regions of activity typically found on the Sun although the strong ultraviolet flux enhancement is characteristic of stellar magnetic activity. This inhomogeneity may be caused by a large scale convection cell or result from global pulsations and shock structures that heat the chromosphere."
  159. Skinner, C. J.; Dougherty, S. M.; Meixner, M.; Bode, M. F.; Davis, R. J.; и др. (1997). „Circumstellar Environments – V. The Asymmetric Chromosphere and Dust Shell of Alpha Orionis“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 288 (2): 295–306. Bibcode:1997MNRAS.288..295S. doi:10.1093/mnras/288.2.295.
  160. Danchi, W. C.; Bester, M.; Degiacomi, C. G.; Greenhill, L. J.; Townes, C. H. (1994). „Characteristics of Dust Shells around 13 Late-type Stars“. The Astronomical Journal. 107 (4): 1469–1513. Bibcode:1994AJ....107.1469D. doi:10.1086/116960.
  161. Baud, B.; Waters, R.; De Vries, J.; Van Albada, G. D.; и др. (January 1984). „A Giant Asymmetric Dust Shell around Betelgeuse“. Bulletin of the American Astronomical Society. 16: 405. Bibcode:1984BAAS...16..405B.
  162. David, L.; Dooling, D. (1984). „The Infrared Universe“. Space World. 2: 4–7. Bibcode:1984SpWd....2....4D.
  163. Harper, Graham M.; Carpenter, Kenneth G.; Ryde, Nils; Smith, Nathan; Brown, Joanna; и др. (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.
  164. 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.
  165. Lamers, Henny J. G. L. M.; Cassinelli, Joseph P. (June 1999). Introduction to Stellar Winds. Cambridge, UK: Cambridge University Press. Bibcode:1999isw..book.....L. ISBN 978-0-521-59565-0.
  166. „Akari Infrared Space Telescope: Latest Science Highlights“. European Space Agency. 19 November 2008. Архивирано од изворникот на 17 February 2011. Посетено на 25 June 2012.
  167. Noriega-Crespo, Alberto; van Buren, Dave; Cao, Yu; Dgani, Ruth (1997). „A Parsec-Size Bow Shock around Betelgeuse“. Astronomical Journal. 114: 837–40. Bibcode:1997AJ....114..837N. doi:10.1086/118517. Noriega in 1997 estimated the size to be 0.8 parsecs, having assumed the earlier distance estimate of 400 ly. With a current distance estimate of 643 ly, the bow shock would measure ~1.28 parsecs or over 4 ly
  168. Newton, Elizabeth (26 April 2012). „This Star Lives in Exciting Times, or, How Did Betelgeuse Make that Funny Shape?“. Astrobites. Архивирано од изворникот на 30 April 2012. Посетено на 25 June 2012.
  169. 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.
  170. 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.
  171. Goldberg, Jared A.; Bauer, Evan B.; Howell, D. Andrew (2020). „Apparent magnitude of Betelgeuse as a type IIP supernova“. Research Notes of the AAS. 4 (3): 35. Bibcode:2020RNAAS...4...35G. doi:10.3847/2515-5172/ab7c68.
  172. Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes: Exploding stars, black holes, and mapping the universe (2nd. изд.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. стр. 115–117. doi:10.1017/CBO9780511536625.007. ISBN 978-0-521-85714-7.
  173. Connelly, Claire (19 January 2011). „Tatooine's twin suns – coming to a planet near you just as soon as Betelgeuse explodes“. News.com.au. Архивирано од изворникот на 22 September 2012. Посетено на 14 September 2012.
  174. Plait, Phil (1 June 2010). „Is Betelgeuse about to blow?“. Bad Astronomy. Discovery. Архивирано од изворникот на 21 April 2011. Посетено на 14 September 2012.
  175. O'Neill, Ian (20 January 2011). „Don't panic! Betelgeuse won't explode in 2012!“. Discovery space news. Архивирано од изворникот на 23 January 2011. Посетено на 14 September 2012.
  176. Plait, Phil (21 January 2011). „Betelgeuse and 2012“. Bad Astronomy. Discovery. Архивирано од изворникот на 3 November 2012. Посетено на 14 September 2012.
  177. Betz, Eric (2020-02-14). „When Betelgeuse goes supernova, what will it look like from Earth?“. Astronomy Magazine (англиски). Посетено на 2023-06-15.
  178. Guinan, Edward F.; Wasatonic, Richard J.; Calderwood, Thomas J. (8 December 2019). „ATel #13341 – The Fainting of the Nearby Red Supergiant Betelgeuse“. The Astronomer's Telegram. Посетено на 27 December 2019.
  179. Празен навод (help)
  180. Wu, Katherine J. (26 December 2019). „A giant star is dimming, which could be a sign it is about to explode“. Smithsonian. Посетено на 28 December 2019.
  181. Feltman, Rachel (26 December 2019). „We really don't know when Betelgeuse is going to explode“. Popular Science. Посетено на 28 December 2019.
  182. Prior, Ryan (26 December 2019). „A giant red star is acting weird and scientists think it may be about to explode“. CNN. Посетено на 28 December 2019.
  183. Plait, Phil (24 December 2019). „Don't Panic! Betelgeuse is (almost certainly) not about to explode“. Syfy Wire. Посетено на 28 December 2019.
  184. Overbye, Dennis (9 January 2020). „Just a fainting spell? Or is Betelgeuse about to blow? – A familiar star in the constellation Orion has dimmed noticeably since October. Astronomers wonder if its explosive finale is imminent“. The New York Times. Посетено на 12 January 2020.
  185. 185,0 185,1 Betelgeuse could explode as a supernova » Radio Podcasts | Earth & Sky
  186. Bode, Johann Elert, (ed.). (1782) Vorstellung der Gestirne: auf XXXIV Kupfertafeln nach der Parisier Ausgabe des Flamsteadschen Himmelsatlas, Gottlieb August Lange, Berlin / Stralsund, pl. XXIV.
  187. Bode, Johann Elert, (ed.) (1801). Uranographia: sive Astrorum Descriptio, Fridericus de Harn, Berlin, pl. XII.
  188. Schaaf, Fred (2008). „Betelgeuse“. The Brightest Stars. Hoboken, New Jersey: Wiley. стр. 174–82. ISBN 978-0-471-70410-2.
  189. Martha Evans Martin (1907). The friendly stars. Harper & brothers. стр. 19.
  190. Ridpath, Ian (2006). The Monthly Sky Guide (7th. изд.). Cambridge University Press. стр. 8. ISBN 978-0-521-68435-4.
  191. Kunitzsch, Paul (1986). „The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables“. Journal for the History of Astronomy. 17 (49): 89–98. Bibcode:1986JHA....17...89K. doi:10.1177/002182868601700202.
  192. Kunitzsch, Paul (1959). Arabische Sternnamen in Europa. Wiesbaden: Otto Harrassowitz.
  193. Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2nd rev.. изд.). Cambridge, MA: Sky Publishing Corporation. стр. 45. ISBN 978-1-931559-44-7.
  194. „天文教育資訊網 2006 年 5 月 25 日“ [Astronomy Education Information Network 25 May 2006]. aeea.nmns.edu.tw. AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy). 25 May 2006. Архивирано од изворникот на 16 July 2011. Посетено на 26 June 2012.
  195. Ridpath, Ian. „Orion: Chinese associations“. Star Tales. Посетено на 24 June 2012.
  196. Henry, Teuira (1907). „Tahitian Astronomy: Birth of Heavenly Bodies“. The Journal of the Polynesian Society. 16 (2): 101–04. JSTOR 20700813.
  197. Brosch, Noah (2008). Sirius Matters. Springer. стр. 46. ISBN 978-1-4020-8318-1.
  198. Milbrath, Susan (1999). Star Gods of the Maya: Astronomy in Art, Folklore, and Calendars. Austin, Texas: University of Texas Press. стр. 39. ISBN 978-0-292-75226-9.
  199. 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.
  200. Leaman, T.; Hamacher, D.W. (2014). „Aboriginal Astronomical traditions from Ooldea, South Australia, Part 1: Nyeeruna and the Orion Story“. Journal of Astronomical History and Heritage. 17 (2): 180–194. arXiv:1403.7849. Bibcode:2014JAHH...17..180L. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2014.02.05.
  201. Harney, Bill Yidumduma; Cairns, Hugh C. (2004) [2003]. Dark Sparklers (Revised. изд.). Merimbula, New South Wales: Hugh C. Cairns. стр. 139–40. ISBN 978-0-9750908-0-0.
  202. Littleton, C. Scott (2005). Gods, goddesses, and mythology. 1. Marshall Cavendish. стр. 1056. ISBN 978-0-7614-7559-0.
  203. Motz, Lloyd; Nathanson, Carol (1991). The Constellations: An Enthusiast's Guide to the Night Sky. London, United Kingdom: Aurum Press. стр. 85. ISBN 978-1-85410-088-7.
  204. Cenev, Gjore (2008). „Macedonian Folk Constellations“. Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade. 85: 97–109. Bibcode:2008POBeo..85...97C.
  205. Ѓоре Ценев, „Небото над Македонија“, МКЦ Скопје, 2004, стр. 59.
  206. Kelley, David H.; Milone, Eugene F.; Aveni, A.F. (2011). Exploring Ancient Skies: A Survey of Ancient and Cultural Astronomy. New York, New York: Springer. стр. 307. ISBN 978-1-4419-7623-9.
  207. Conley, Craig (2008). Magic Words: A Dictionary. Weiser. стр. 121. ISBN 978-1-57863-434-7. Посетено на 22 September 2010.
  208. Tallant, Nicolla (15 July 2007). „Survivor recalls the night an apocalypse came to Whiddy“. Independent Digital. Independent News & Media PLC. Посетено на 10 June 2011.
  209. „Black and Blue Bird“. Dmbalmanac.com. 5 July 2015. Посетено на 30 January 2016.
  210. „Blur – Far Out Lyrics“. genius.com. Посетено на 7 February 2020.
  211. Ford, Andrew (2012). „Holst, the Mystic“. Try Whistling This: Writings on Music. Collingwood, Victoria: Black Incorporated. ISBN 9781921870682.
  212. Ohnaka, K.; Hofmann, K.-H.; Benisty, M.; Chelli, A.; и др. (2009). „Spatially Resolving the Inhomogeneous Structure of the Dynamical Atmosphere of Betelgeuse with VLTI/AMBER“. Astronomy & Astrophysics. 503 (1): 183–95. arXiv:0906.4792. Bibcode:2009A&A...503..183O. doi:10.1051/0004-6361/200912247.Ohnaka, K.; Hofmann, K.-H.; Benisty, M.; Chelli, A.; et al. (2009). "Spatially Resolving the Inhomogeneous Structure of the Dynamical Atmosphere of Betelgeuse with VLTI/AMBER". Astronomy & Astrophysics. 503 (1): 183–95. arXiv:0906.4792. Bibcode:2009A&A...503..183O. doi:10.1051/0004-6361/200912247. S2CID 17850433.

Надворешни врски

уреди
  1. Марс и Орион над долината на спомениците ја прикажува релативната осветленост на Бетелгез и Ригел
  2. Орион: од глава до пети воодушевувачки поглед на комплексот молекуларен облак Орион од Рохелио Бернал Андрео
  3. Забележливата површина на Бетелгез - реконструирана слика на која се прикажани две жаришта, веројатно конвекциони ќелии
  4. Симулирана суперџинска ѕвезда - „Ѕвезда во кутија“ на Фрејтаг која ја илустрира природата на „гранулите на чудовиштето“ на Бетелгез
  5. Зошто ѕвездите трепкаат - слика на Бетелгез што го покажува ефектот на атмосферското треперење во телескоп