Радиус бетельгейзе относительно солнца

Координаты : 05 ч 55 м 10.3053 с , + 07 ° 24 ′ 25.426 ″.

Бетельгейзе , как правило, десятые-яркая звезда в ночном небе , и, после того, как Ригель , вторая по яркости в созвездии от Orion . Это отчетливо красноватая полуправильная переменная звезда , видимая величина которой колеблется от +0,0 до +1,6, что соответствует самому широкому диапазону из всех звезд первой величины . В диапазоне длин волн , близких к инфракрасному , Бетельгейзе — самая яркая звезда на ночном небе. Его обозначение Байера — α Orionis , латинизированное до Alpha Orionis и сокращенно Alpha Ori или α Ori .

Бетельгейзе, классифицированный как красный сверхгигант спектрального класса M1-2, является одной из крупнейших звезд, видимых невооруженным глазом . Если бы он находился в центре нашей Солнечной системы , его поверхность лежала бы за поясом астероидов и охватывала бы орбиты Меркурия , Венеры , Земли , Марса и, возможно, Юпитера . Тем не менее, в Млечном Пути есть несколько более крупных красных сверхгигантов, в том числе Му Цефеи и необычный сверхгигант VY Canis Majoris . Расчеты массы Бетельгейзе колеблются от чуть менее десяти до чуть более двадцати раз больше массы Солнца . По разным причинам расстояние до него было довольно сложно измерить; текущие наилучшие оценки составляют порядка 500–600 световых лет от Солнца — сравнительно большая неопределенность для относительно близкой звезды. Его абсолютная величина около −6. Бетельгейзе возрастом менее 10 миллионов лет быстро эволюционировала из-за своей большой массы и, как ожидается, завершит свою эволюцию взрывом сверхновой , скорее всего, в течение 100 000 лет. Будучи изгнанной из места своего рождения в Ассоциации Ориона OB1, в которую входят звезды в Поясе Ориона, эта убегающая звезда двигалась через межзвездную среду со скоростью 30 км / с , создавая головную ударную волну шириной более четырех световых лет.

В 1920 году Бетельгейзе стала первой внесолнечной звездой, у которой был измерен угловой размер фотосферы . Последующие исследования сообщили об угловом диаметре (т.е. видимом размере) в диапазоне от 0,042 до 0,056 угловой секунды ; этот диапазон определений приписывается несферичности, потемнению конечностей , пульсации и различному внешнему виду на разных длинах волн . Он также окружен сложной асимметричной оболочкой , примерно в 250 раз превышающей размер звезды, что вызвано потерей массы самой звездой. Наблюдаемый Землей угловой диаметр Бетельгейзе превышает только диаметр Р. Дорадуса и Солнца.

Начиная с октября 2019 года, Бетельгейзе начала заметно тускнеть, а к середине февраля 2020 года ее яркость упала примерно в 3 раза, с 0,5 до 1,7. К 22 февраля 2020 года Бетельгейзе перестала тускнеть и снова начала светлеть. Инфракрасные наблюдения не выявили значительных изменений яркости за последние 50 лет, что позволяет предположить, что затемнение связано с изменением экстинкции, а не с основным изменением яркости звезды. Дальнейшие исследования показали, что поглощение «крупнозернистой околозвездной пыли » может быть наиболее вероятным объяснением затемнения звезды.

СОДЕРЖАНИЕ

Номенклатура

α Орион (латинский к Альфа Ориону ) является звездой обозначения дана Johann Bayer в 1603 году.

Традиционное имя Бетельгейзе происходит от арабского إبط الجوزاء Ibṭ al-Jauzā ‘ , что означает «подмышка Ориона», или يد الجوزاء Yad al-Jauzā’ «рука Ориона». В английском языке существует четыре распространенных варианта произношения этого имени, в зависимости от того, произносится ли первое е как короткое или длинное, и от того , произносится ли s как «s» или «z»:

Последнее произношение стало популярным из-за того, что оно звучит как «сок жука».

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 года включал таблицу первых двух партий имен, одобренных WGSN, в том числе Бетельгейзе для этой звезды. Теперь он внесен в Каталог звездных имен IAU.

История наблюдений

Бетельгейзе и ее красная окраска отмечались с древних времен ; классический астроном Птолемей описал его цвет как ὑπόκιρρος ( гипокиррхос ), термин, который позже был описан переводчиком « Зидж-и султани» Улугбека как рубедо , что на латыни означает «румянец». В девятнадцатом веке, до появления современных систем классификации звезд , Анджело Секки включил Бетельгейзе в качестве одного из прототипов своих звезд класса III (от оранжевого до красного). Напротив, за три столетия до Птолемея китайские астрономы наблюдали, что Бетельгейзе имела желтый цвет; если это верно, такое наблюдение могло бы предположить, что звезда находилась в фазе желтого сверхгиганта примерно в начале христианской эры, возможность, учитывая текущие исследования сложной околозвездной среды этих звезд.

Новые открытия

Изменение яркости Бетельгейзе было описано в 1836 году сэром Джоном Гершелем , когда он опубликовал свои наблюдения в « Очерках астрономии» . С 1836 по 1840 год он заметил значительные изменения в величине, когда Бетельгейзе затмила Ригеля в октябре 1837 года и снова в ноябре 1839 года. Затем последовал 10-летний период покоя; затем в 1849 году Гершель отметил еще один короткий цикл изменчивости, пик которого пришелся на 1852 год. Более поздние наблюдатели регистрировали необычно высокие максимумы с интервалом в несколько лет, но лишь с небольшими вариациями с 1957 по 1967 год. Записи Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO) ) показывают максимальную яркость 0,2 в 1933 и 1942 годах и минимальную 1,2, наблюдавшуюся в 1927 и 1941 годах. Эта изменчивость яркости может объяснить, почему Иоганн Байер с публикацией своей Уранометрии в 1603 году обозначил звезду альфа как, вероятно, соперничал с обычно более ярким Ригелем ( бета ). Из арктических широт красный цвет Бетельгейзе и более высокое положение в небе, чем Ригель, означало, что инуиты считали ее более яркой, а местное название было Уллуриаджуак «большая звезда».

В 1920 году Альберт Майкельсон и Фрэнсис Пиз установили 6-метровый интерферометр на передней части 2,5-метрового телескопа в обсерватории Маунт-Вильсон . Помогано Джон Андерсон , трио измерил угловой диаметр Бетельгейза на 0,047 » , фигуру что привело к диаметру 3,84 × 10 8 км ( 2,58 а.е. ) на основе значения параллакса 0,018 ″ . Однако потемнение к краю и ошибки измерения привели к неуверенности в точности этих измерений.

В 1950-х и 1960-х годах произошли два события, которые повлияли на теорию звездной конвекции у красных сверхгигантов: проекты Stratoscope и публикация в 1958 году книги « Структура и эволюция звезд» , главным образом работы Мартина Шварцшильда и его коллеги из Принстонского университета Ричарда Хэрма. В этой книге были распространены идеи о том, как применять компьютерные технологии для создания звездных моделей, а проекты Stratoscope, используя телескопы на воздушном шаре над турбулентностью Земли , дали одни из самых прекрасных изображений солнечных гранул и солнечных пятен, которые когда-либо видели, тем самым подтверждая существование конвекция в солнечной атмосфере.

Прорыв в области визуализации

В 1970-х годах астрономы увидели некоторые важные достижения в области технологий построения астрономических изображений, начиная с изобретения Антуаном Лабейри спекл-интерферометрии , процесса, который значительно уменьшил эффект размытия, вызванный астрономическим зрением . Он увеличил оптическое разрешение наземных телескопов , что позволило более точно измерять фотосферу Бетельгейзе. С улучшением инфракрасной телескопии на вершинах гор Уилсон , Локк и Мауна-Кеа на Гавайях астрофизики начали вглядываться в сложные околозвездные оболочки, окружающие сверхгиганта, что заставило их подозревать наличие огромных пузырьков газа в результате конвекции. Но только в конце 1980-х и начале 1990-х годов, когда Бетельгейзе стала постоянной мишенью для апертурной маскирующей интерферометрии , прорывы произошли в области визуализации в видимом свете и инфракрасном диапазоне . Впервые разработанная Джоном Болдуином и его коллегами из Кавендишской астрофизической группы , новая технология использовала небольшую маску с несколькими отверстиями в плоскости зрачка телескопа, преобразовывая апертуру в специальную интерферометрическую матрицу. Этот метод позволил сделать некоторые из самых точных измерений Бетельгейзе, выявив яркие пятна на фотосфере звезды. Это были первые оптические и инфракрасные изображения звездного диска, отличные от Солнца , полученные сначала с наземных интерферометров, а затем из наблюдений телескопа COAST с более высоким разрешением . «Яркие пятна» или «горячие точки», наблюдаемые с помощью этих инструментов, по-видимому, подтверждают выдвинутую Шварцшильдом несколько десятилетий назад теорию массивных конвективных ячеек, доминирующих на поверхности звезды.

В 1995 годе Космический телескоп «ы Слабое Объект камера захватила ультрафиолетовое изображение с разрешением превосходного, полученным с помощью наземных интерферометров первого обычного телескопа изображения (или„прямым образом“в терминологии НАСА) диска другая звезда. Поскольку ультрафиолетовый свет поглощается атмосферой Земли , наблюдения на этих длинах волн лучше всего выполнять с помощью космических телескопов . Как и на более ранних изображениях, это изображение содержало яркое пятно, обозначающее область в юго-западном квадранте. На 2000 К горячее, чем поверхность звезды. Последующие ультрафиолетовые спектры, полученные с помощью спектрографа высокого разрешения Годдарда, показали, что горячая точка была одним из полюсов вращения Бетельгейзе. В результате ось вращения будет наклонена примерно на 20 ° к направлению на Землю, а позиционный угол от небесного севера составит примерно 55 °.

Исследования 2000-х

В исследовании, опубликованном в декабре 2000 года, диаметр звезды был измерен с помощью инфракрасного пространственного интерферометра (ISI) на средних длинах волн инфракрасного диапазона, что дало оценку затемнения к конечностям. 55,2 ± 0,5 мсек. Дуги — цифра, полностью соответствующая выводам Майкельсона восемьдесят лет назад. На момент публикации расчетный параллакс от миссии Hipparcos составлял 7,63 ± 1,64 мсек. Дуги , что дает расчетный радиус Бетельгейзе 3.6 AU . Однако опубликованное в 2009 году инфракрасное интерферометрическое исследование показало, что с 1993 года звезда сжалась на 15% с возрастающей скоростью без значительного уменьшения звездной величины. Последующие наблюдения предполагают, что видимое сокращение может быть связано с активностью оболочки в расширенной атмосфере звезды.

Помимо диаметра звезды, возникли вопросы о сложной динамике протяженной атмосферы Бетельгейзе. Масса, из которой состоят галактики, перерабатывается по мере образования и разрушения звезд , и красные сверхгиганты вносят основной вклад, но процесс потери массы остается загадкой. С развитием интерферометрических методов астрономы могут быть близки к решению этой загадки. В июле 2009 года на изображениях, опубликованных Европейской южной обсерваторией с помощью наземного интерферометра очень большого телескопа (VLTI), был виден обширный газовый шлейф 30 а.е. от звезды в окружающую атмосферу. Этот выброс массы был равен расстоянию между Солнцем и Нептуном и является одним из множества событий, происходящих в атмосфере, окружающей Бетельгейзе. Астрономы определили по крайней мере шесть раковин, окружающих Бетельгейзе. Решение тайны потери массы на поздних стадиях эволюции звезды может выявить те факторы, которые ускоряют взрывную смерть этих звездных гигантов.

2019–20 угасание

Пульсирующая полуправильная переменная звезда , Бетельгейзе подвержена многочисленным циклам увеличения и уменьшения яркости из-за изменений ее размера и температуры. Астрономы, которые первыми отметили диммирование Бетельгейзе, астрономы из Университета Виллановы Ричард Васатоник и Эдвард Гинан , а также любитель Томас Колдервуд, теоретизируют, что движущим фактором является совпадение нормального минимума светового цикла в 5,9 лет и периода более глубоких, чем обычно, 425 дней. факторы. Другими возможными причинами, предположенными к концу 2019 года, были извержение газа или пыли или колебания поверхностной яркости звезды.

В августе 2020 года долгосрочные и обширные исследования Бетельгейзе, в первую очередь с использованием ультрафиолетовых наблюдений с помощью космического телескопа Хаббла , свидетельствуют о том , что неожиданное затемнением, вероятно , вызвано огромным количеством сверхгорячей материала , выброшенного в космос. Материал остыл и образовал облако пыли, которое блокировало звездный свет, исходящий примерно от четверти поверхности Бетельгейзе. Хаббл зафиксировал признаки плотного нагретого вещества, движущегося через атмосферу звезды в сентябре, октябре и ноябре, прежде чем несколько телескопов заметили более заметное затемнение в декабре и в первые несколько месяцев 2020 года.

К январю 2020 года Бетельгейзе потускнела примерно в 2,5 раза с 0,5 до 1,5, а в феврале в Telegram астронома сообщила, что она стала еще слабее и достигла рекордного минимума +1,614, отметив, что звезда в настоящее время «наименее яркая и самая холодная». за 25 лет учебы, а также расчет уменьшения радиуса. Журнал Astronomy описал это как «причудливое затемнение», и согласно популярным предположениям, это могло указывать на надвигающуюся сверхновую . В результате Бетельгейзе из одной из 10 самых ярких звезд на небе попала за пределы первой двадцатки, заметно тусклее, чем ее ближайший сосед Альдебаран . В сообщениях основных СМИ обсуждались предположения о том, что Бетельгейзе может вот-вот взорваться как сверхновая, но астрономы отмечают, что сверхновая должна произойти примерно в течение следующих 100000 лет и, таким образом, вряд ли неизбежна.

К 17 февраля 2020 года яркость Бетельгейзе оставалась постоянной около 10 дней, и звезда показала признаки восстановления яркости. 22 февраля 2020 года Бетельгейзе, возможно, вообще прекратила затемнение, почти завершив текущий эпизод затемнения. 24 февраля 2020 года не было обнаружено значительных изменений инфракрасного излучения за последние 50 лет; это казалось не связанным с недавним исчезновением изображения и предполагало, что надвигающийся коллапс ядра может быть маловероятным. Также 24 февраля 2020 года дальнейшие исследования показали, что поглощение «крупнозернистой околозвездной пыли » может быть наиболее вероятным объяснением затемнения звезды. Исследование, в котором используются наблюдения на субмиллиметровых волнах, исключает значительный вклад поглощения пыли. Вместо этого, похоже, что причиной затемнения являются большие звездные пятна . Последующие исследования, опубликованные 31 марта 2020 года в Telegram астронома , обнаружили быстрое повышение яркости Бетельгейзе.

Бетельгейзе практически не наблюдается с земли с мая по август, потому что она находится слишком близко к Солнцу. Перед тем, как войти в соединение 2020 года с Солнцем, Бетельгейзе достигла яркости +0,4. Наблюдения с космическим аппаратом STEREO-A, проведенные в июне и июле 2020 года, показали, что звезда потускнела на 0,5 с момента последнего наземного наблюдения в апреле. Это удивительно, потому что максимум ожидался в августе / сентябре 2020 года, а следующий минимум должен произойти примерно в апреле 2021 года. Однако известно, что яркость Бетельгейзе меняется нерегулярно, что затрудняет прогнозы. Затухание может указывать на то, что другое событие затемнения может произойти намного раньше, чем ожидалось. 30 августа 2020 года астрономы сообщили об обнаружении второго пылевого облака, испускаемого Бетельгейзе и связанного с недавним значительным затемнением (вторичный минимум 3 августа) светимости звезды. Было объяснено, что в июне 2021 года пыль могла быть вызвана прохладным пятном на ее фотосфере.

Наблюдение

Благодаря своему отличительному оранжево-красному цвету и положению в Орионе, Бетельгейзе легко заметить невооруженным глазом в ночном небе. Это одна из трех звезд, составляющих астеризм Зимнего треугольника , и она отмечает центр Зимнего шестиугольника . В начале января каждого года его можно увидеть восходящим на востоке сразу после захода солнца. В период с середины сентября до середины марта (лучше всего в середине декабря) он виден практически во всех населенных регионах земного шара, за исключением Антарктиды на широте южнее 82 °. В мае (умеренные северные широты) или июне (южные широты) красный сверхгигант можно ненадолго увидеть на западном горизонте после захода солнца, а через несколько месяцев он снова появится на восточном горизонте перед восходом солнца. В промежуточный период (июнь – июль) он невидим невооруженным глазом (видим только в телескоп при дневном свете), кроме около полудня в антарктических регионах между 70 ° и 80 ° южной широты (в полярную ночь , когда Солнце находится на ниже горизонта).

Бетельгейзе — переменная звезда, визуальная величина которой колеблется от 0,0 до +1,6. Бывают периоды, когда она превосходит Ригеля и становится шестой по яркости звездой, а иногда становится даже ярче, чем Капелла . В самом слабом случае Бетельгейзе может отставать от Денеба и Бета Круцис , которые сами по себе немного изменчивы, и быть двадцатой по яркости звездой.

Цветовой индекс Бетельгейзе составляет 1,85 — цифра, указывающая на ярко выраженную «красноту». Фотосфера имеет протяженную атмосферу , которая показывает сильные линии излучения, а не поглощения , явление, которое происходит, когда звезда окружена толстой газовой оболочкой (а не ионизированной). Наблюдалось движение этой протяженной газовой атмосферы к Бетельгейзе и от нее, в зависимости от флуктуаций фотосферы. Бетельгейзе — самый яркий источник в ближнем инфракрасном диапазоне на небе с величиной диапазона J -2,99; только около 13% лучистой энергии звезды излучается в виде видимого света. Если бы человеческие глаза были чувствительны к излучению на всех длинах волн, Бетельгейзе выглядела бы самой яркой звездой на ночном небе.

Различные каталоги перечисляют до девяти слабых визуальных спутников Бетельгейзе. Они находятся на расстоянии от одной до четырех угловых минут, и все они слабее 10-й звездной величины.

В декабре 2019 года астрономы сообщили, что яркость звезды значительно снизилась и, следовательно, она может находиться на последних этапах своей эволюции . Исследования, опубликованные совсем недавно, 22 февраля 2020 года, предполагают, что Бетельгейзе, возможно, перестала тускнеть и теперь может снова начать светлеть, почти завершив текущий эпизод затемнения. Дальнейшие исследования звезды, о которых было сообщено 24 февраля 2020 года, не выявили значительных изменений в инфракрасном диапазоне за последние 50 лет и, по-видимому, не связаны с недавним исчезновением изображения, предполагая, что надвигающийся коллапс ядра может быть маловероятным. Кроме того, 24 февраля 2020 года дальнейшие исследования показывают, что наиболее вероятным объяснением затемнения звезды может быть поглощение «крупнозернистой околозвездной пыли ». 26 февраля 2020 года астрономы сообщили о большом количестве оксида титана (II) (TiO), одного из предшественников звездной пыли, в спектральных исследованиях, предполагая, что звезда может охлаждаться.

Звездная система

Бетельгейзе обычно считается отдельной изолированной звездой и убегающей звездой , которая в настоящее время не связана с каким-либо скоплением или областью звездообразования, хотя место ее рождения неясно.

Красной сверхгигантской звезде были предложены два спектроскопических спутника. Анализ поляризационных данных с 1968 по 1983 год показал наличие близкого спутника с периодической орбитой около 2,1 года, и, используя спекл-интерферометрию , команда пришла к выводу, что более близкий из двух спутников был расположен в точке. 0,06 ″ ± 0,01 ″ (≈9 а.е.) от главной звезды с позиционным углом 273 °, орбита, которая потенциально может поместить ее в хромосферу звезды . Более дальний товарищ был на 0,51 ″ ± 0,01 ″ (≈77 а.е.) с позиционным углом 278 °. Дальнейшие исследования не нашли доказательств существования этих спутников или активно опровергли их существование, но никогда полностью не исключалась возможность того, что близкий спутник внесет свой вклад в общий поток. Интерферометрия с высоким разрешением Бетельгейзе и ее окрестностей, выходящая далеко за рамки технологий 1980-х и 1990-х годов, не обнаружила никаких спутников.

Измерения расстояний

Параллакс — это видимое изменение положения объекта, измеряемое в угловых секундах, вызванное изменением положения наблюдателя этого объекта. Когда Земля вращается вокруг Солнца, видно, что каждая звезда смещается на долю угловой секунды, что вместе с базовой линией, обеспечиваемой орбитой Земли, дает расстояние до этой звезды. С момента первого успешного измерения параллакса Фридрихом Бесселем в 1838 году астрономы были озадачены видимым расстоянием до Бетельгейзе. Знание расстояния до звезды повышает точность других параметров звезды, таких как светимость, которая в сочетании с угловым диаметром может использоваться для расчета физического радиуса и эффективной температуры ; светимость и изотопное содержание также могут быть использованы для оценки возраста и массы звезды .

В 1920 году, когда были выполнены первые интерферометрические исследования диаметра звезды, предполагаемый параллакс был равен 0,0180 ″ . Это приравнивается к расстоянию 56 шт. Или примерно 180 св. Лет , что дает не только неточный радиус звезды, но и все остальные звездные характеристики. С тех пор ведутся постоянные работы по измерению расстояния до Бетельгейзе, предполагаемые расстояния до 400 шт или около 1300 св . Лет .

Перед публикацией каталога Hipparcos (1997) было два противоречивых измерения параллакса Бетельгейзе. Первый, в 1991 году, дал параллакс 9,8 ± 4,7 мсек. Дуги , что дает расстояние примерно 102 шт или 330 св . Лет . Второй был Каталог исходных данных Hipparcos (1993) с тригонометрическим параллаксом 5 ± 4 мсек. Дуги , расстояние 200 шт или 650 св . Лет . Учитывая эту неопределенность, исследователи использовали широкий диапазон оценок расстояний, что привело к значительным расхождениям в расчетах атрибутов звезды.

Результаты миссии Hipparcos были опубликованы в 1997 году. Измеренный параллакс Бетельгейзе был 7,63 ± 1,64 мсек. Дуги , что соответствует расстоянию примерно 131 шт или 427 св. Лет и имела меньшую ошибку, чем предыдущие измерения. Однако более поздняя оценка измерений параллакса Hipparcos для переменных звезд, таких как Бетельгейзе, показала, что неопределенность этих измерений была недооценена. В 2007 г. улучшился показатель Было вычислено 6,55 ± 0,83 , следовательно, гораздо более жесткий коэффициент ошибки, дающий расстояние примерно 152 ± 20 шт или 520 ± 73 лет .

В 2008 году с помощью Very Large Array (VLA), произвел радио решение 5,07 ± 1,10 мсек. Дуги , что соответствует расстоянию 197 ± 45 шт или 643 ± 146 св . Лет . Как отмечает исследователь Харпер: «Пересмотренный параллакс Hipparcos приводит к большему расстоянию ( 152 ± 20 шт ), чем оригинал; однако астрометрическое решение все еще требует значительного космического шума 2,4 мсек. дуги. Учитывая эти результаты, становится ясно, что данные Hipparcos все еще содержат систематические ошибки неизвестного происхождения «. Хотя радиоданные также имеют систематические ошибки, решение Harper объединяет наборы данных в надежде уменьшить такие ошибки. Обновленный результат дальнейших наблюдений с ALMA а е-Мерлин дает параллакс 4,51 ± 0,8 мсек. Дуги и расстояние 222 +34
−48 ПК или 724 +111
−156 лы.

В 2020 году новые данные наблюдений космического сканера выброса солнечной массы на борту спутника Кориолиса и три различных метода моделирования позволили получить уточненный параллакс 5,95 +0,58
-0,85 mas, солнечный радиус 764 +116
−62 R _☉ , а расстояние 168 +27
−15 ПК или 548 +88
−49 ly, что, если быть точным, означало бы, что Бетельгейзе почти на 25% меньше и на 25% ближе к Земле, чем считалось ранее.

Хотя текущая миссия Европейского космического агентства Gaia не ожидала хороших результатов для звезд ярче, чем предел насыщения приблизительно V = 6 инструментов миссии, фактическая работа показала хорошие результаты на объектах с звездной величиной +3. Принудительные наблюдения более ярких звезд означают, что окончательные результаты должны быть доступны для всех ярких звезд, а параллакс для Бетельгейзе будет опубликован на порядок точнее, чем доступно в настоящее время. В Gaia Data Release 2 нет данных о Бетельгейзе .

Изменчивость

Бетельгейзе классифицируется как полурегулярная переменная звезда , что указывает на то, что в изменениях яркости заметна некоторая периодичность, но амплитуды могут меняться, циклы могут иметь разную длину, и могут быть остановки или периоды нерегулярности. Помещен в подгруппу SRc; это пульсирующие красные сверхгиганты с амплитудами около одной звездной величины и периодами от десятков до сотен дней.

Бетельгейзе обычно показывает только небольшие изменения яркости около звездной величины +0,5, хотя в крайних случаях яркость может достигать 0,05 звездной величины, а яркости — +1,6 звездной величины. Бетельгейзе внесена в Общий каталог переменных звезд с возможным периодом в 2335 дней. Более подробный анализ показал, что основной период составляет около 400 дней, короткий период — 185 дней и более длительный вторичный период — около 2100 дней. Самая низкая достоверно зарегистрированная звездная величина в V-диапазоне, равная +1,614, была зарегистрирована в феврале 2020 года.

Радиальные пульсации красных сверхгигантов хорошо смоделированы и показывают, что периоды в несколько сотен дней обычно связаны с пульсациями основного тона и первого обертона . Линии в спектре Бетельгейзе показывают доплеровские сдвиги, указывающие на изменения лучевой скорости , очень грубо соответствующие изменениям яркости. Это демонстрирует природу пульсаций по размеру, хотя соответствующие температурные и спектральные вариации четко не видны. Вариации диаметра Бетельгейзе также были измерены напрямую. Были обнаружены первые 185- дневные пульсации обертона , и соотношение основного и обертонного периодов дает ценную информацию о внутренней структуре звезды и ее возрасте.

Источник длительных вторичных периодов неизвестен, но их нельзя объяснить радиальными пульсациями . Интерферометрические наблюдения Бетельгейзе показали, что горячие точки создаются массивными конвекционными ячейками, составляющими значительную часть диаметра звезды и каждая из которых излучает 5–10% всего света звезды. Одна теория, объясняющая длинные вторичные периоды, заключается в том, что они вызваны эволюцией таких клеток в сочетании с вращением звезды. Другие теории включают тесные бинарные взаимодействия, хромосферную магнитную активность, влияющую на потерю массы, или нерадиальные пульсации, такие как g-моды .

Помимо дискретных доминирующих периодов, наблюдаются стохастические вариации малой амплитуды . Предполагается, что это происходит из-за грануляции , аналогичного тому же воздействию на солнце, но в гораздо большем масштабе.

Диаметр

13 декабря 1920 года Бетельгейзе стала первой звездой за пределами Солнечной системы, у которой был измерен угловой размер ее фотосферы. Хотя интерферометрия все еще находилась в зачаточном состоянии, эксперимент оказался успешным. Исследователи, используя однородную модель диска, определили, что диаметр Бетельгейзе составлял 0,047 ″ , хотя звездный диск, вероятно, был на 17% больше из-за потемнения к краю , что привело к оценке его углового диаметра примерно в 0,055 дюйма. С тех пор другие исследования дали угловые диаметры в диапазоне от 0,042 до 0,069 дюйма . Объединение этих данных с историческими оценками расстояния от 180 до 815 св. Лет дает прогнозируемый радиус звездного диска от 1,2 до 8.9 AU . Используя для сравнения Солнечную систему, орбита Марса составляет около 1,5 а.е. , Церера в поясе астероидов 2.7 а.е. , Юпитер 5,5 а.е. — поэтому, если предположить, что Бетельгейзе занимает место Солнца, его фотосфера может простираться за пределы орбиты Юпитера, не совсем достигнув Сатурна на 9,5 AU .

Точный диаметр определить сложно по нескольким причинам:

1. Бетельгейзе — пульсирующая звезда, поэтому ее диаметр меняется со временем;
2. У звезды нет определяемого «края», поскольку затемнение к краю приводит к тому, что оптическое излучение изменяется по цвету и уменьшается по мере удаления от центра;
3. Бетельгейзе окружена околозвездной оболочкой, состоящей из материи, выброшенной из звезды — вещества, которое поглощает и излучает свет, что затрудняет определение фотосферы звезды;
4. Измерения могут проводиться на различных длинах волн в пределах электромагнитного спектра, а разница в заявленных диаметрах может достигать 30–35%, однако сравнение одного открытия с другим затруднено, поскольку видимый размер звезды различается в зависимости от используемой длины волны. Исследования показали, что измеренный угловой диаметр значительно больше в ультрафиолетовых длинах волн, уменьшается в видимом диапазоне до минимума в ближнем инфракрасном и снова увеличивается в среднем инфракрасном спектре;
5. Мерцание атмосферы ограничивает разрешающую способность наземных телескопов, поскольку турбулентность ухудшает угловое разрешение.

Обычно сообщаемые радиусы больших холодных звезд — это радиусы Росселанда , определяемые как радиус фотосферы на определенной оптической глубине в две трети. Это соответствует радиусу, рассчитанному по эффективной температуре и болометрической светимости. Радиус Росселанда отличается от радиусов, измеренных напрямую, с поправками на потемнение к краю и длину волны наблюдения. Например, измеренный угловой диаметр 55,6 мсек на квадратный дюйм будет соответствовать среднему диаметру Росселанда 56,2 мсек, в то время как дальнейшие поправки на существование окружающих пылевых и газовых оболочек дадут диаметр 41,9 мас .

Чтобы преодолеть эти проблемы, исследователи использовали различные решения. Астрономическая интерферометрия, впервые задуманная Ипполитом Физо в 1868 году, была основополагающей концепцией, которая позволила значительно улучшить современную телескопию и привела к созданию интерферометра Майкельсона в 1880-х годах и первым успешным измерениям Бетельгейзе. Подобно тому, как человеческое восприятие глубины увеличивается, когда два глаза вместо одного воспринимают объект, Физо предложил наблюдать звезды через два отверстия вместо одного, чтобы получить интерференцию , которая предоставит информацию о пространственном распределении интенсивности звезды. Наука развивалась быстро, и теперь для получения пятнистых изображений используются многоапертурные интерферометры , которые синтезируются с использованием анализа Фурье для создания портрета с высоким разрешением. Именно эта методология определила горячие точки на Бетельгейзе в 1990-х годах. Другие технологические прорывы включают в себя адаптивную оптику , космические обсерватории, такие как Hipparcos, Hubble и Spitzer , и астрономический многолучевой рекомбинатор (AMBER) , который объединяет лучи трех телескопов одновременно, что позволяет исследователям достичь пространственного разрешения в миллисекундах .

Наблюдения в разных областях электромагнитного спектра — видимом, ближнем инфракрасном ( NIR ), среднем инфракрасном (MIR) или радио — дают очень разные угловые измерения. В 1996 году у Бетельгейзе был показан единый диск 56,6 ± 1,0 мсек . В 2000 году команда Лаборатории космических наук измерила диаметр 54,7 ± 0,3 мсек. Дуги , игнорируя любой возможный вклад горячих точек, которые менее заметны в средней инфракрасной области. Также был включен теоретический допуск на потемнение конечностей, в результате чего диаметр 55,2 ± 0,5 мсек . Ранняя оценка соответствует радиусу примерно 5,6 AU или 1200 R _☉ , исходя из расстояния Харпера 2008 г. 197,0 ± 45 пк , что примерно соответствует размеру орбиты Юпитера 5.5 AU .

В 2004 году группа астрономов, работающих в ближнем инфракрасном диапазоне, объявила, что более точные фотосферные измерения были 43,33 ± 0,04 мс . Исследование также представило объяснение того, почему разные длины волн от видимого до среднего инфракрасного дают разные диаметры: звезда видна через толстую, теплую протяженную атмосферу. На коротких волнах (видимый спектр) атмосфера рассеивает свет, тем самым немного увеличивая диаметр звезды. В ближнем инфракрасном диапазоне длин волн (диапазоны K и L ) рассеяние незначительно, поэтому классическая фотосфера может быть видна прямо; в средней инфракрасной области рассеяние снова увеличивается, вызывая тепловое излучение теплой атмосферы, чтобы увеличить видимый диаметр.

Исследования IOTA и VLTI, опубликованные в 2009 году, убедительно подтвердили идею пылевых оболочек и молекулярной оболочки (MOLsphere) вокруг Бетельгейзе и дали диаметры от 42,57 до 44,28 мсек. Дуги при сравнительно незначительной погрешности. В 2011 году третья оценка в ближнем инфракрасном диапазоне, подтверждающая цифры 2009 года, на этот раз показывает диаметр затемненного к краю диска 42,49 ± 0,06 мс . Фотосферный диаметр в ближнем инфракрасном диапазоне 43,33 мсек. Дуги на расстоянии Hipparcos 152 ± 20 шт. Составляет около 3.4 АС или 730 R _☉ . В статье 2014 года угловой диаметр 42,28 мсек. Дуги (эквивалентно Равномерный диск 41.01 мсек ) с использованием наблюдений в диапазонах H и K, выполненных с помощью прибора VLTI AMBER.

В 2009 году было объявлено, что радиус Бетельгейзе сократился с 1993 по 2009 год на 15%, при этом угловое измерение в 2008 году было равно 47,0 мас . В отличие от большинства более ранних работ, в этом исследовании использовались измерения на одной конкретной длине волны за 15 лет. Уменьшение видимого размера Бетельгейзе соответствует диапазону значений между 56,0 ± 0,1 мсек. Дуги в 1993 г. 47,0 ± 0,1 мсек. Дуги в 2008 г. — сокращение почти на 0,9 АС в 15 лет . Наблюдаемое сокращение обычно считается изменением только части протяженной атмосферы вокруг Бетельгейзе, и наблюдения на других длинах волн показали увеличение диаметра за аналогичный период.

Последние модели Бетельгейзе имеют фотосферный угловой диаметр около 43 мсек , с несколькими снарядами до 50- 60 мс . Предполагая расстояние 197 пк , это означает, что диаметр звезды 887 ± 203 R _☉ .

Когда-то считавшаяся имеющей самый большой угловой диаметр среди всех звезд на небе после Солнца , Бетельгейзе утратила это различие в 1997 году, когда группа астрономов измерила диаметр R Doradus 57,0 ± 0,5 мсек. Дуги , хотя R Doradus намного ближе к Земле примерно на 200 световых лет имеет линейный диаметр примерно в три раза меньше диаметра Бетельгейзе.

Физические характеристики

1. МеркурийЭмили Левеск, сравнение размеров Бетельгейзе, Mu Cephei , KY Cygni и V354 Cephei .

Бетельгейзе — очень большая яркая, но холодная звезда, классифицированная как красный сверхгигант M1-2 Ia-ab . Буква «M» в этом обозначении означает, что это красная звезда, принадлежащая к спектральному классу M и, следовательно, имеющая относительно низкую фотосферную температуру; суффикс класса светимости «Ia-ab» указывает на то, что это сверхгигант промежуточной светимости, со свойствами, находящимися между нормальным сверхгигантом и светящимся сверхгигантом. С 1943 года спектр Бетельгейзе служил одной из стабильных опорных точек, по которым классифицируются другие звезды.

Неопределенность температуры поверхности, диаметр и расстояние звезды делает его трудно добиться точного измерения светимости Бетельгейзе, но исследования с 2012 цитат светимости около 126,000 L _☉ , предполагая , что расстояние 200 шт . Исследования с момента отчета 2001 эффективных температур в диапазоне от 3,250 до 3,690 K . Ранее сообщалось о значениях вне этого диапазона, и большая часть отклонений считается реальной из-за пульсаций в атмосфере. Звезда также является медленным вращателем, и последняя зарегистрированная скорость была 5,45 км / с — намного медленнее, чем Антарес, имеющий скорость вращения 20 км / с . Период вращения зависит от размера Бетельгейзе и ориентации на Землю, но было рассчитано, что 36 лет, чтобы повернуться вокруг своей оси, наклоненной на угол около 60 ° к Земле.

В 2004 году астрономы, используя компьютерное моделирование, предположили, что даже если Бетельгейзе не вращается, она может проявлять крупномасштабную магнитную активность в своей протяженной атмосфере, фактор, при котором даже умеренно сильные поля могут иметь существенное влияние на звездную пыль, ветер и потерю массы. характеристики. Серия спектрополяриметрических наблюдений, проведенных в 2010 г. на телескопе Бернара Лио в обсерватории Пик-дю-Миди, выявила наличие слабого магнитного поля на поверхности Бетельгейзе, что позволяет предположить, что гигантские конвективные движения сверхгигантских звезд могут вызвать начало небольшого -масштабный динамо-эффект .

Масса

У Бетельгейзе нет известных орбитальных спутников, поэтому ее массу нельзя вычислить этим прямым методом. Современные оценки масс от теоретического моделирования были получены значения 9.5-21 М _☉ , со значениями 5 М _☉ -30 М _☉ от старых исследований. Было подсчитано, что Бетельгейзе начала свою жизнь как звезда 15–20 M _☉ , исходя из солнечной светимости 90 000–150 000. Новый метод определения массы сверхгиганта был предложен в 2011 году, выступая за текущую звездную массу 11,6 M _☉ с верхним пределом 16,6 и нижняя частью 7,7 М _☉ , на основе наблюдений профиля интенсивности звезды с узкой Н-группой интерферометрии и используя фотосферное измерение примерно 4.3 AU или 955 ± 217 R _☉ . Модель установка на эволюционные треки дает текущую массу 19.4-19.7 M _☉ , от начальной массы 20 М _☉ .

Движение

В кинематике Бетельгейзе сложны. Возраст сверхгигантов класса M с начальной массой 20 M _☉ составляет примерно 10 миллионов лет. Исходя из текущего положения и движения, проекция назад во времени поместила бы Бетельгейзе вокруг На 290 парсеков дальше от галактической плоскости — невероятное местоположение, так как там нет области звездообразования . Более того, прогнозируемый путь Бетельгейзе, по-видимому, не пересекается с субассоциацией 25 Ori или гораздо более молодым скоплением туманности Ориона (ONC, также известным как Ori OB1d), особенно потому, что астрометрия с очень длинной базовой линией дает расстояние от Бетельгейзе до ONC между 389 а также 414 парсек . Следовательно, вполне вероятно, что Бетельгейзе не всегда имела свое текущее движение в пространстве, но время от времени меняла курс, возможно, в результате близлежащего взрыва звезды . Наблюдение космической обсерватории Гершеля в январе 2013 года показало, что звездные ветры разбиваются о окружающую межзвездную среду.

Наиболее вероятный сценарий звездообразования Бетельгейзе заключается в том, что это убегающая звезда из ассоциации Orion OB1 . Бетельгейзе, первоначально входившая в систему множественных множеств большой массы в пределах Ori OB1a, вероятно, образовалась около 10–12 миллионов лет назад, но быстро эволюционировала из-за своей большой массы. В 2015 году Х. Боуи и Дж. Алвес предположили, что Бетельгейзе может вместо этого быть членом недавно обнаруженной ассоциации Taurion OB .

Околозвездная динамика

На поздней стадии звездной эволюции массивные звезды, такие как Бетельгейзе, демонстрируют высокие темпы потери массы , возможно, до одной M _☉ каждый 10 000 лет , в результате чего сложная околозвездная среда находится в постоянном движении. В статье 2009 года потеря звездной массы была названа «ключом к пониманию эволюции Вселенной с самых ранних космологических времен до нынешней эпохи, а также формирования планет и самой жизни». Однако физический механизм не совсем понятен. Когда Мартин Шварцшильд впервые предложил свою теорию огромных конвекционных ячеек, он утверждал, что это вероятная причина потери массы у эволюционировавших сверхгигантов, таких как Бетельгейзе. Недавняя работа подтвердила эту гипотезу, но все еще остаются неясности относительно структуры их конвекции, механизма их потери массы, способа образования пыли в их протяженной атмосфере и условий, которые ускоряют их драматический финал в виде сверхновой типа II. В 2001 году Грэм Харпер оценил звездный ветер в 0,03 M _☉ каждые 10 000 лет назад , но исследования, проведенные с 2009 года, предоставили доказательства эпизодической потери массы, что делает любые общие цифры Бетельгейзе неопределенными. Текущие наблюдения показывают, что такая звезда, как Бетельгейзе, может провести часть своей жизни как красный сверхгигант , но затем пересечь диаграмму ЧСС, снова пройти через короткую фазу желтого сверхгиганта, а затем взорваться как синий сверхгигант или звезда Вольфа-Райе. .

Возможно, астрономы близки к разгадке этой загадки. Они заметили большой газовый шлейф, простирающийся по крайней мере в шесть раз по сравнению с радиусом звезды, что указывает на то, что Бетельгейзе не рассеивает вещество равномерно во всех направлениях. Присутствие плюма означает, что сферическая симметрия фотосферы звезды, часто наблюдаемая в инфракрасном диапазоне, не сохраняется в ее ближайшем окружении. Сообщалось об асимметрии звездного диска на разных длинах волн. Однако из-за усовершенствованных возможностей адаптивной оптики NACO на VLT эти асимметрии стали очевидными. Двумя механизмами, которые могли вызвать такую ​​асимметричную потерю массы, были крупномасштабные конвекционные ячейки или полярная потеря массы, возможно, из-за вращения. При более глубоком исследовании с помощью AMBER ESO было обнаружено, что газ в расширенной атмосфере сверхгиганта энергично движется вверх и вниз, создавая пузыри размером с сам сверхгигант, что привело его команду к выводу, что такое звездное потрясение стоит за массивным выбросом плюма, наблюдаемым Кервеллой.

Асимметричные ракушки

В дополнение к фотосфере были идентифицированы шесть других компонентов атмосферы Бетельгейзе. Они представляют собой молекулярную среду, иначе известную как MOLsphere, газовая оболочка, хромосфера, пылевое окружение и две внешние оболочки (S1 и S2), состоящие из окиси углерода (CO). Известно, что некоторые из этих элементов асимметричны, а другие перекрываются.

При радиусе звезды около 0,45 (

2– 3 а.е. ) над фотосферой может лежать молекулярный слой, известный как MOLsphere или молекулярная среда. Исследования показывают, что он состоит из водяного пара и окиси углерода с эффективной температурой около 1 500 ± 500 К . Водяной пар был первоначально обнаружен в спектре сверхгиганта в 1960-х годах в рамках двух проектов Stratoscope, но на протяжении десятилетий игнорировался. MOL-сфера может также содержать SiO и Al ₂ O _{3 —} молекулы, которые могут объяснить образование пылевых частиц.

Асимметричная газовая оболочка, еще одна более холодная область, простирается на несколько радиусов (

10–10 см). 40 а.е. ) из фотосферы. Он обогащен кислородом и особенно азотом по сравнению с углеродом. Эти аномалии состава, вероятно, вызваны загрязнением CNO- обработанным материалом изнутри Бетельгейзе.

Снимки, сделанные радиотелескопом в 1998 г., подтверждают, что у Бетельгейзе очень сложная атмосфера с температурой 3450 ± 850 К , аналогично тому, что было зарегистрировано на поверхности звезды, но намного ниже, чем окружающий газ в той же области. Изображения VLA также показывают, что этот газ с более низкой температурой постепенно охлаждается по мере расширения наружу. Это неожиданно, но оказалось, что это самая изобильная составляющая атмосферы Бетельгейзе. «Это меняет наше базовое представление об атмосфере красных сверхгигантов», — пояснил Джереми Лим, руководитель группы. «Вместо того, чтобы атмосфера звезды равномерно расширялась из-за газа, нагретого до высоких температур у ее поверхности, теперь кажется, что несколько гигантских конвекционных ячеек выталкивают газ с поверхности звезды в ее атмосферу». Это та же самая область, в которой, как полагают, существует обнаруженный Кервеллой в 2009 году яркий шлейф, возможно, содержащий углерод и азот и простирающийся по крайней мере на шесть радиусов фотосфер в юго-западном направлении звезды.

Хромосферы непосредственно визуализировали с помощью объектной камеры Faint на борту космического телескопа Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На снимках также была обнаружена яркая область в юго-западном квадранте диска. Средний радиус хромосферы в 1996 г. был примерно в 2,2 раза больше оптического диска (

10 AU ) и, как сообщалось, имел температуру не выше 5500 K . Однако в 2004 году наблюдения с помощью STIS, высокоточного спектрометра Хаббла, указали на существование теплой хромосферной плазмы по крайней мере в одной угловой секунде от звезды. На расстоянии 197 пк , размер хромосферы может достигать 200 AU . Наблюдения окончательно продемонстрировали, что теплая хромосферная плазма пространственно перекрывается и сосуществует с холодным газом в газовой оболочке Бетельгейзе, а также с пылью в ее околозвездных пылевых оболочках.

Первое заявление о пылевой оболочке, окружающей Бетельгейзе, было выдвинуто в 1977 году, когда было отмечено, что пылевые оболочки вокруг зрелых звезд часто испускают большое количество излучения, превышающее фотосферный вклад. Используя гетеродинную интерферометрию , был сделан вывод, что красный сверхгигант излучает большую часть своего избыточного излучения с позиций за пределами 12 звездных радиусов или примерно на расстоянии от пояса Койпера от 50 до 60 а.е., что зависит от предполагаемого радиуса звезды. С тех пор исследования этой пылевой оболочки на разных длинах волн дали совершенно разные результаты. Исследования 1990-х годов оценили внутренний радиус пылевой оболочки от 0,5 до 1,0 угловой секунды , или от 100 до 200 AU . Эти исследования показывают, что пыльная среда вокруг Бетельгейзе не статична. В 1994 году сообщалось, что в Бетельгейзе происходит спорадическое образование пыли на протяжении десятилетий, за которым следует простоя. В 1997 году были отмечены значительные изменения в морфологии пылевой оболочки за один год, что свидетельствует о том, что оболочка асимметрично освещена полем звездного излучения, на которое сильно влияет существование фотосферных горячих точек. Отчет 1984 года о гигантской асимметричной пылевой оболочке 1 шт. ( 206 265 а.е. ) не было подтверждено недавними исследованиями, хотя в другом, опубликованном в том же году, говорится, что были обнаружены три пылевые оболочки, простирающиеся на четыре световых года с одной стороны от распадающейся звезды, что свидетельствует о том, что Бетельгейзе сбрасывает свои внешние слои при движении.

Хотя точный размер двух внешних оболочек CO остается неуловимым, предварительные оценки показывают, что длина одной оболочки составляет примерно от 1,5 до 4,0 угловых секунд, а другая — до 7,0 угловых секунд. Предполагая, что орбита Юпитера Радиус звезды равен 5,5 а.е. , внутренняя оболочка будет простираться примерно на 50-150 звездных радиусов (от

300 до 800 а.е. ) с внешним до 250 звездных радиусов (

1,400 AU ). Гелиопауза Солнца оценивается примерно в 100 а.е., поэтому размер этой внешней оболочки почти в четырнадцать раз превышает размер Солнечной системы.

Сверхзвуковой носовой удар

Бетельгейзе сверхзвук путешествует через межзвездную среду со скоростью 30 км / с (т.е.

6.3 AU / a ) создание толчка от лука . Ударная волна создается не звездой, а ее мощным звездным ветром, поскольку она выбрасывает огромное количество газа в межзвездную среду со скоростью 17 км / с , нагревая материал, окружающий звезду, делая ее видимой в инфракрасном свете. Поскольку Бетельгейзе такая яркая, только в 1997 году была впервые получена фотография ударной волны. Предполагается, что структура кометы имеет ширину не менее одного парсека, исходя из предположения, что расстояние до нее составляет 643 световых года.

Гидродинамическое моделирование головной ударной волны, проведенное в 2012 году, показывает, что он очень молодой — менее 30 000 лет, что предполагает две возможности: что Бетельгейзе только недавно переместилась в область межзвездной среды с другими свойствами, или что Бетельгейзе претерпела значительные преобразования, в результате чего измененный звездный ветер. В статье 2012 года было высказано предположение, что это явление было вызвано переходом Бетельгейзе от синего сверхгиганта (BSG) к красному сверхгиганту (RSG). Есть свидетельства того, что на поздней стадии эволюции такой звезды, как Бетельгейзе, такие звезды «могут претерпевать быстрые переходы от красного к синему и наоборот на диаграмме Герцшпрунга-Рассела с соответствующими быстрыми изменениями звездных ветров и ударных волн». Более того, если будущие исследования подтвердят эту гипотезу, может оказаться, что Бетельгейзе путешествовала около 200000 а.е. в качестве красного сверхгиганта, рассеявшего столько же 3 M _☉ вдоль его траектории.

Фазы жизни

Бетельгейзе — красный сверхгигант, который произошел от звезды главной последовательности O-типа . Его ядро ​​в конечном итоге схлопнется, произведя взрыв сверхновой и оставив после себя компактный остаток . Детали зависят от точной начальной массы и других физических свойств этой звезды главной последовательности.

Основная последовательность

Первоначальную массу Бетельгейзе можно оценить только путем тестирования различных моделей звездной эволюции на предмет соответствия ее текущим наблюдаемым свойствам. Неизвестность как моделей, так и текущих свойств означает, что существует значительная неопределенность в отношении первоначального внешнего вида Бетельгейзе, но ее масса обычно оценивается в диапазоне 10–25 M _☉ , а современные модели находят значения 15–20 M. _☉ . Можно разумно предположить, что его химический состав состоял примерно из 70% водорода, 28% гелия и 2,4% тяжелых элементов, что немного более богато металлами, чем Солнце, но в остальном похоже. Начальная скорость вращения более неопределенная, но модели с начальной скоростью вращения от низкой до умеренной дают наилучшее соответствие текущим свойствам Бетельгейзе. Эта версия главной последовательности Бетельгейзе была бы горячей светящейся звездой со спектральным классом, таким как O9V.

_Звезде 15 M _☉ потребуется от 11,5 до 15 миллионов лет, чтобы достичь стадии красного сверхгиганта, причем более быстро вращающимся звездам потребуется больше всего времени. Быстро вращающиеся 20 M _☉ звезды принять 9,3 миллиона лет , чтобы достичь красный сверхгигант стадии, в то время как 20 M _☉ звезды с медленным вращением взять только 8,1 миллиона лет. Это лучшие оценки текущего возраста Бетельгейзе, поскольку время с момента своего нулевого возраста главной последовательности этапа оценивается в 8,0-8,5 млн лет как 20 M _☉ звезда, без вращения.

После истощения активной зоны водородом

Время, проведенное Бетельгейзе в качестве красного сверхгиганта, можно оценить, сравнив темпы потери массы с наблюдаемым околозвездным веществом, а также содержание тяжелых элементов на поверхности. Оценки колеблются от 20 000 до 140 000 лет. Бетельгейзе, похоже, претерпевает короткие периоды сильной потери массы и является убегающей звездой, быстро движущейся в космосе, поэтому сравнение ее текущей потери массы с общей потерянной массой затруднительно. Поверхность Бетельгейзе показывает усиление азота, относительно низкие уровни углерода и высокую долю 13 C по сравнению с 12 C , что указывает на звезду, которая испытала первую драгу . Однако первая драгировка происходит вскоре после того, как звезда достигает фазы красного сверхгиганта, и это означает лишь то, что Бетельгейзе была красным сверхгигантом по крайней мере несколько тысяч лет. Лучшее предсказание состоит в том, что Бетельгейзе уже провела около 40 000 лет как красный сверхгигант, покинув главную последовательность, возможно, миллион лет назад.

Текущая масса может быть оценена с помощью эволюционных моделей по начальной массе и ожидаемой потерянной на данный момент массе. Для Бетельгейзе, общая масса потерянного не по прогнозам, будет не больше , чем около одной М _☉ , давая текущую массу 19.4-19.7 M _☉ , значительно выше , чем предполагалось , с помощью других средств , таких как пульсационных свойств или потемнения к краю моделей.

Все звезды более массивные , чем около 10 M _☉ , как ожидается , до конца своей жизни , когда их коллапсов, как правило , производит взрыв сверхновой. Примерно до 15 M _☉ сверхновая типа II-P всегда рождается из стадии красных сверхгигантов. Более массивные звезды могут терять массу достаточно быстро, чтобы эволюционировать в сторону более высоких температур, прежде чем их ядра могут схлопнуться, особенно для вращающихся звезд и моделей с особенно высокими темпами потери массы. Эти звезды могут производить сверхновые типа II-L или типа IIb от желтых или голубых сверхгигантов или сверхновые типа Ib / c от звезд Вольфа-Райе. Модели вращающихся звезд 20 M _☉ предсказывают пекулярную сверхновую типа II, подобную SN 1987A, от голубого сверхгиганта- прародителя. С другой стороны, невращающиеся модели 20 M _☉ предсказывают сверхновую типа II-P от прародителя красного сверхгиганта.

Время до взрыва Бетельгейзе зависит от предсказанных начальных условий и от оценки времени, уже проведенного красным сверхгигантом. Полное время жизнь от начала красного сверхгиганта фазы коллапса ядра варьирует от примерно 300000 лет для вращающихся 25 M _☉ звезд, 550000 лет для вращающихся 20 М _☉ звезд, и до миллиона лет на невращающиеся 15 M _☉ звезда. Учитывая расчетное время, прошедшее с того момента, как Бетельгейзе стала красным сверхгигантом, оценки оставшегося срока его жизни варьируются от «наилучшего предположения» до менее 100 000 лет для невращающейся модели 20 M _☉ до гораздо большего времени для вращающихся моделей или звезд с меньшей массой. Предполагаемое место рождения Бетельгейзе в ассоциации Orion OB1 — это местонахождение нескольких предыдущих сверхновых. Считается, что убегающие звезды могут быть вызваны сверхновыми, и есть веские доказательства того, что OB-звезды μ Columbae , AE Aurigae и 53 Arietis возникли в результате таких взрывов в Ori OB1 2,2, 2,7 и 4,9 миллиона лет назад.

Типичная сверхновая типа II-P испускает 2 × 10 46 Дж из нейтрино и производит взрыв с кинетической энергией 2 × 10 44 Дж . Как видно с Земли, Бетельгейзе как сверхновая типа IIP будет иметь максимальную видимую звездную величину где-то в диапазоне от -8 до -12. Это было бы легко увидеть при дневном свете с возможной яркостью до значительной части полной луны , хотя, вероятно, не превышающей ее. Этот тип сверхновой будет оставаться примерно постоянной яркости в течение 2–3 месяцев, прежде чем быстро потускнеть. Видимый свет образуется в основном в результате радиоактивного распада кобальта и сохраняет свою яркость за счет увеличения прозрачности охлаждающего водорода, испускаемого сверхновой.

Из-за недоразумений, вызванных публикацией в 2009 году 15% -ного сжатия звезды, по-видимому, ее внешней атмосферы, Бетельгейзе часто становилась предметом пугающих историй и слухов, предполагающих, что она взорвется в течение года, что приводит к преувеличенным заявлениям о последствиях такого мероприятие. Время и распространенность этих слухов были связаны с более широкими заблуждениями в астрономии, особенно с предсказаниями конца света, относящимися к календарю майя . Бетельгейзе вряд ли вызовет гамма-всплеск и находится недостаточно близко, чтобы его рентгеновские лучи , ультрафиолетовое излучение или выброшенный материал оказали значительное влияние на Землю . После того, как Бетельгейзе потускнело в декабре 2019 года, в научных и основных средствах массовой информации появились сообщения, которые снова включали предположения о том, что звезда может стать сверхновой — даже несмотря на научные исследования, согласно которым сверхновая не ожидается в ближайшие 100000 лет. Некоторые агентства сообщили о такой слабой величине, как +1,3, как о необычном и интересном явлении, например, в журналах Astronomy , National Geographic и Смитсоновском институте . Некоторые основные средства массовой информации, такие как The Washington Post , ABC News в Австралии и Popular Science , сообщали, что сверхновая возможна, но маловероятна, в то время как другие СМИ описывали сверхновую как реальную возможность. CNN , например, выбрал заголовок «Гигантская красная звезда ведет себя странно, и ученые думают, что она вот-вот взорвется», в то время как New York Post объявила Бетельгейзе «из-за взрывной сверхновой». Фил Плейт снова написал, чтобы исправить то, что он называет «Плохой астрономией», отметив, что недавнее поведение Бетельгейзе «[что] необычно . не является беспрецедентным. Кроме того, оно, вероятно, не будет взрывоопасным в течение долгого-долгого времени. » Деннис Овербай из The New York Times, кажется, согласен с тем, чтобы написать: «Бетельгейзе вот-вот взорвется? Вероятно, нет, но астрономы весело думают об этом».

После возможной сверхновой останется небольшой плотный остаток — нейтронная звезда или черная дыра . У Бетельгейзе нет ядра, достаточно массивного для черной дыры, поэтому остаток, по прогнозам, будет нейтронной звездой примерно 1,5 M _☉ .

Этнологические атрибуты

Правописание и произношение

Бетельгейзе также пишется как Betelgeux, а по- немецки — Beteigeuze (по словам Боде ). Бетельге и Бетельгейзе использовались до начала 20 века, когда написание Бетельгейзе стало универсальным. Консенсус относительно его произношения слабый и столь же разнообразен, как и его написание:

В -urz произношение попытка придающего французских еи звук; они работают только с r- отбрасывающими акцентами.

Источник