Направо към съдържанието

Бетелгейзе

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Бетелгейзе
Звезда
Позицията на Бетелгейзе всъзвездиетоОрион
Общи данни
Ректасцензия05h55m10,30536s
Деклинация+07° 24′ 25.4304″
Разстояние700ly(220pc)
Видима зв. величина(V)+0,5 (0,0 – 1,6)
СъзвездиеОрион
Астрометрия
Радиална скорост(Rv)+21,91 km/s
Видимо движение на звездите(μ)RA: 26,42 ± 0,25masвгод.
Dec: 9,60 ± 0,12masвгод.
Паралакс(π)4,51 ± 0,80mas
Абсолютна звездна величина(V)−5,85
Характеристики
Спектрален класM1–M2 Ia–ab
Цветови индекс(B − V)+1,85
Цветови индекс(U − B)+2,06
Физически характеристики
Маса11,6+5.0
−3.9M☉
Радиус955 ± 217R☉
Възраст8,0 – 8,5 млн.год.
Повърхностна темп.3590K
Светимост(LS)90 000–150 000L☉
Металичност+0,05 dex
Повърхностнагравитация−0,5 cgs
БетелгейзевОбщомедия

Бѐтелгейзе(α Orioni,Алфа отОрион) е червенсвръхгигант,намиращ се на около 650светлинни годиниот Земята. Бетелгейзе е обикновенодесетата по яркостзвезда на нощното небе.

Спектралният класна Бетелгейзе е M2Iab. Радиусът ѝ е около 1180 пъти по-голям от този наСлънцето,има до 18 пъти по-голямамасаот него, асветимосттаѝ е 140 000 пъти по-голяма от слънчевата. Възрастта на Бетелгейзе се оценява на около 8 – 8,5 милиона години. Бетелгейзе е първата звезда, чиито размери са били изчислени. Ако бъде поставена в центъра наСлънчевата система,Бетелгейзе би обхванала орбитите наМеркурий,Венера,Земята,МарсиЮпитер.

Бетелгейзе се намира в късен стадий от своятаеволюция.Водородътв недрата ѝ е изчерпан и се образуват по-тежки елементи. От повърхността ѝ изтича материя, поради което около самата звезда се е образувала газово-прахова обвивка с размери, надминаващи стотици пъти размерите на самата звезда. Възможно е Бетелгейзе вече да е избухнала катосвръхнова,но светлината от това събитие още да не е достигнала до нас.

Номенклатура

[редактиране|редактиране на кода]

Йохан Байердава иметоα Orionisна звездата през 1603 г. Традиционното имеБетелгейзепроизхожда отарабскотоإبط الجوزاءIbṭ al-Jauzā,означаващо „подмишницата на Орион “, или يد الجوزاءYad al-Jauzā,значещо „ръката на Орион “.

Наблюдение

[редактиране|редактиране на кода]

Поради отличителния си оранжево-червен цвят и местоположение в Орион, Бетелгейзе се забелязва лесно с невъоръжено око в нощното небе. Това е една от трите звезди, съставящиастеризмаЗимния триъгълник.Освен това тя представлява центъра наЗимния кръг.В началото на януари всяка година тя може да се види как изгрява от изток малко след залез Слънце. Между средата на септември и средата на март тя се вижда от всяко населено място на Земята. През май (при умерените северни географски ширини) или през юни (при умерените южни географски ширини) червеният свръхгигант може да се види за кратко на западния хоризонт след залез Слънце, а след няколко месеца се появява отново на източния хоризонт преди изгрев Слънце. През юни-юли тя е невидима с невъоръжено око, освен по пладне вантарктическитерегиони между 70° и 80°.

Бетелгейзе епроменлива звезда,чиятовидима величинаварира от 0,0 до +1,6.[1]В дадени периоди задминаваРигел,ставайки шестата най-ярка звезда в небето, а при определени условия е по-ярка и отКапела.Когато е най-бледа, Бетелгейзе може да бъде задмината отДенебиБекрукс(и двете леко променливи), ставайки двадесетата най-ярка звезда в небето.[2]

Звездата има B–Vцветови индексот 1,85. Фотосферата ѝ има обширна атмосфера, която проявява силни емисионни линии, вместо абсорбционни такива – явление, което се появява, когато звездата се обградена от дебела газова обвивка. Тази газова атмосфера се движи навътре и навън спрямо Бетелгейзе, в зависимост от колебанията във фотосферата. Само около 13% от енергията на излъчване на звездата е във видимия диапазон. Ако човешките очи бяха чувствителни към всички дължини на вълната, тогава Бетелгейзе щеше да изглежда като най-ярката звезда в нощното небе.[2]

Различни каталози изброяват до девет бледи придружителя на Бетелгейзе. Те са на разстояние от 1 до 4 аркминути и са все с видима величина над 10.[3][4]

През декември 2019 г. астрономи докладват, че яркостта на звездата е намаляла драстично, което може да е индикатор, че тя е в последния етап на еволюцията си.[5][6]Данни от 22 февруари 2020 г., обаче, сочат, че Бетелгейзе е спряла да потъмнява и вероятно възвръща яркостта си.[7]Изследвания от 24 февруари 2020 г. не намират разлика в инфрачервения диапазон спрямо предходните 50 години, което ще рече, че предстоящото сриване на ядрото е слабо вероятно.[8]

По принцип Бетелгейзе се счита за единична бягаща звезда, която не е свързана с определен куп или област на звездообразуване, макар родното ѝ място все още да не е определено.[9]

През 2008 г.Very Large Arrayизмервапаралаксот 5,07 ± 1,10 милиарксекунди, което се равнява на разстояние до звездата 643 ± 146 светлинни години (197 ± 45 парсека).[10]Покрай по-нататъшните наблюдения наAtacama Large Millimeter Arrayрезултатите са обновени до паралакс от 4,51 ± 0,8 милиарксекунди и разстояние от 222+34
−48парсека.[11]

Бетелгейзе се класифицира катополуправилна променлива звезда,което ще рече, че известна периодичност е видима в яркостта ѝ, но амплитудите могат да варират, циклите имат различна дълготрайност и са възможни периоди на нередовност. Звездата обикновено се поставя в подгрупата SRc, включваща пулсиращи червени свръхгиганти с амплитуда около 1 величина и периоди от десетки до стотици дни.[12]Радиалните пулсации са червените свръхгиганти са добре моделирани и показват, че периоди от няколкостотин дни обикновено се дължат нанормалнаили първаобертоновапулсация.[13]Линиите в спектъра на звездата показватДоплерово отместване,което свидетелства за промени врадиалната скорост,които грубо съответстват на промените в яркостта. Все пак, съответстващи температурни или спектрални изменения не са категорично засечени.[14]Източникът на продължителните вторични периоди не е известен, но те не могат да бъдат обяснени с радиални пулсации.[15]Интерферометричните наблюдения на Бетелгейзе показват горещи петна, за които се смята, че са образувани от огромни клетки на конвекция. Те представляват значителна част от площта на звездата, като всяка от тях излъчва по 5 – 10% от общата светлина на звездата.[16][17]Освен дискретните преобладаващи периоди, стохастични вариации с малка амплитуда също са наблюдавани.

Последните модели на Бетелгейзе приемат фотосферичен ъглов диаметър от около 43 милиарксекунди, като външните слоеве достигат до 50 – 60 милиарксекунди.[18]Ако разстоянието до звездата се приеме за 197 парсека, то звездният ѝ радиус следва да е около 887 ± 203R☉.[19]До 1997 г. се е считало, че Бетелгейзе има най-големият ъглов диаметър от всички звезди в небето след Слънцето, но впоследствие губи това си отличие в полза наR Златна рибка.[20]

Физични характеристики

[редактиране|редактиране на кода]
Бетелгейзе (горе вляво) на фона на молекулярния облак Орион
Снимки на Бетелгейзе, направени през януари 2019 г. и през декември 2019 г., показващи промените в яркостта и формата на звездата
Бетелгейзе с обичайната си величина (вляво) и по време на необичайно дълбокия минимум в началото на 2020 г. (вдясно)

Бетелгейзе е много голяма и светима, но хладна звезда отспектрален класM1-2 Ia-ab. Това я правичервен свръхгигантс относително нискафотосферичнатемпература и средна светимост, между тази на нормален свръхгигант и на светим свръхгигант. От 1943 г. спектърът на Бетелгейзе служи като опорна точка, спрямо която се класифицират други звезди.[21]

Съмненията относноповърхностната температурана звездата, диаметърът ѝ и разстоянието до нея затрудняват извършването на прецизно измерване на светимостта ѝ, но изследване от 2020 г. поставят светимостта ѝ около 126 000L☉при разстояние 200парсека.[22]Изследванията след 2001 г. докладват ефективна температура от 3250 до 3690K.Стойности извън тези граници са докладвани в миналото, като за голяма част от вариациите се счита, че са верни и се дължат на пулсации в звездната атмосфера.[19]Звездата има бавно въртене, като последно скоростта ѝ е отчетена като 5 km/s.[23]На Бетелгейзе са нужни около 8,4 години, за да се завърти около оста си.[19]

През 2004 г. астрономите, използвайки компютърни симулации, спекулират, че дори ако Бетелгейзе не се върти, тя може да проявява мащабна магнитна активност във външните слоеве на атмосферата си – фактор, при който дори умерено силните полета биха могли да окажат значително влияние върху звездния прах, звездния вятър и загубите на масата на звездата.[24]Поредица спектрополариметрични наблюдения от 2010 г. разкриват наличието на слабомагнитно полена повърхността на Бетелгейзе, което предполага, че гигантските конвективни движения на свръхгигантските звезди са способни да задействат динамо ефект в малък мащаб.[25]

Бетелгейзе няма открити орбитални придружители, така че масата ѝ не може да се изчисли чрез тях. Съвременните оценки на масата ѝ от теоретичните модели дават стойности от 9,5 до 21M☉.[26]Изчислено е, че Бетелгейзе е започнала живота си като звезда с маса 15 – 20M☉.[27]Нов метод за определяне на масите на свръхгигантите, предложен през 2011 г., поставя текущата маса на звездата на 11,6M☉,с горна граница от 16,6M☉и долна граница от 7,7M☉,съдейки по наблюденията на профила на интензитета на звездата и използвайки фотосферично измерване от грубо 955R☉.[26]Моделите, подходящи спрямо еволюционния път на звездата, дават сегашна маса от 19,4 – 19,7M☉от първоначална маса 20M☉.[19]

Кинематикатана Бетелгейзе е сложна. Ако се започне от текущата ѝ позиция и се проектира движението ѝ назад във времето, това ще я отведе на 290 парсека по-надалеч от галактичната равнина – слабо вероятно местоположение, тъй като там няма регион на активнозвездообразуване.Освен това проектираният маршрут на Бетелгейзе не пресича субасоциацията25 Orionis.Следователно, силно вероятно е Бетелгейзе в миналото да е имала различно движение в Космоса, което впоследствие се е променило, вероятно след избухване на близкасвръхнова.[10][28]През януари 2013 г. наблюденията на космическата обсерваторияХершелразкриват, че звездните ветрове се разбиват в околнатамеждузведна среда.[29]

Най-вероятният сценарий за образуването на Бетелгейзе е, че това е звезда беглец от асоциацията Орион OB1. Първоначално е била член на множествена система в голяма маса и вероятно се е образувала преди 10 – 12 милиона години, но е еволюирала бързо вследствие голямата си маса.[10]

Както много млади звезди в Орион, чиято маса е по-голяма от 10M☉,Бетелгейзе ще изразходи горивото си бързо и няма да съществува дълго време. Надиаграмата на Херцшпрунг-РъселБетелгейзе е излязла отглавната последователности е набъбнала до червен свръхгигант. Макар още млада, тя е изчерпалаводородав ядрото си, което е накарало ядрото да се свие под въздействието на гравитацията в по-горещо и по-плътно състояние. В резултат на товахелияте започнал да се синтезира въввъглеродикислород,при което се е запалила водородна обвивка около ядрото. Тази обвивка и свиващото се ядро карат външния слой да се разшири и охлади. Масата ѝ е такава, че накрая звездата ще започна да синтезира по-тежки елементи, катонеон,магнезий,силицийдожелязо.По това време тя ще претърпи колапс и ще се взриви, вероятно всвръхнова тип II.[30][31]

През късния етап отзвездната си еволюция,масивните звезди като Бетелгейзе имат висок темп на загуба на маса, вероятно до една слънчева маса на всеки10 000години, което води до сложна околозвездна среда, която е в постоянен поток. Все пак физичният механизъм все още не е добре изучен.[32]КогатоМартин Шварцшилдпърви предлага теорията си, включваща огромни конвекционни клетки, той твърди, че вероятно те предизвикват загубата на маса при еволюиралите свръхгиганти като Бетелгейзе.[33]Скорошните изследвания подкрепят тази хипотеза, макар все още да съществуват неясноти относно структурата на конвекцията им, механизма на загуба на маса, начина на образуване на прах във външната атмосфера и условията, които предвещават драматичния им край като свръхнова тип II.[32]Съвременните наблюдения подсказват, че звезда като Бетелгейзе може да прекара част от живота си като червен свръхгигант, но след това да се превърне отново в жълт свръхгигант и след това да се взриви като син свръхгигант илизвезда на Волф-Райе.[34]Все пак астрономите може би са близо до това да разрешат тази мистерия. Забелязана е голяма струя от газ, разпростираща се на голямо разстояние, което сочи, че Бетелгейзе не изхвърля материя равномерно във всички посоки.[23]Наличието на тази струя внушава, че сферичната симетрия на звездната фотосфера не се запазва в нейно близко съседство. Асиметрии в звездния диск са намерени на различни дължини на вълната, благодарение на усъвършенстваните възможности наVery Large Telescope.Двата механизма, които биха могли да причинят такава асиметрична загуба на маса, са мащабни клетки на конвекция или полярна загуба на маса, вероятно вследствие на въртенето.[23]

Освен фотосферата са идентифицирани още шест други компонента на атмосферата на Бетелгейзе. Те представляват: молекулярна среда, газова обвивка, хромосфера, прахова среда и две външни обвивки (S1 и S2), съставени отвъглероден оксид.Някои от тези елементи са асиметрични, докато други се препокриват.[16]

Бетелгейзе пътува съссвръхзвукова скоростпрез междузведната среда, с 30 km/s, което създава ударна вълна.[35]Тази вълна не се създава от звездата, а от мощния ѝ звезден вятър, изхвърлящ огромно количества газ в междузвездната среда със скорост 17 km/s, нагрявайки материята около звездата и правейки я видима в инфрачервения диапазон.[36]Тъй като звездата е толкова ярка, нейната ударна вълна е открита чак през 1997 г.Кометнатаструктура е широка поне един парсек.[37]Хидродинамични симулации на ударната вълна, направени през 2012 г., сочат, че тя е много млада – на по-малко от30 000години, което говори за две възможности: Бетелгейзе е навлязла в област от междузвездното пространство с различни свойства или е претърпяла значителна трансформация на звездния си вятър.[38]

Източници

[редактиране|редактиране на кода]
  1. ↑Alpha Orionis// Посетен на 20 февруари 2020.
  2. ↑абBurnham, Robert.Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume 2.New York, Courier Dover Publications, 1978.ISBN 978-0-486-23568-4.с.1290.
  3. ↑CCDM (Catalog of Components of Double & Multiple stars (Dommanget+ 2002)// VizieR. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетен на 22 август 2010.
  4. ↑Mason, Brian D. и др.The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog//The Astronomical Journal122 (6). 2001. DOI:10.1086/323920.с. 3466.
  5. ↑ATel #13341 – The Fainting of the Nearby Red Supergiant Betelgeuse// The Astronomer's Telegram. 8 декември 2019. Посетен на 27 декември 2019.
  6. ↑Drake, Nadia.A giant star is acting strange, and astronomers are buzzing – 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.// National Geographic Society. 26 декември 2019. Посетен на 26 декември 2019.
  7. ↑ATel #13512 – The Fall and Rise in Brightness of Betelgeuse// The Astronomer's Telegram. 22 февруари 2020. Посетен на 22 февруари 2020.
  8. ↑Gehrz, R.D.ATel #13518 – Betelgeuse remains steadfast in the infrared// The Astronomer's Telegram. 24 февруари 2020. Посетен на 24 февруари 2020.
  9. ↑Van Loon, J. Th. Betelgeuse and the Red Supergiants //Betelgeuse Workshop 2012. Edited by P. Kervella60. 2013. DOI:10.1051/eas/1360036.с. 307 – 316.
  10. ↑абвA New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications //The Astronomical Journal135 (4). април 2008. DOI:10.1088/0004-6256/135/4/1430.с. 1430 – 40.
  11. ↑Harper, G. M. и др.An Updated 2017 Astrometric Solution for Betelgeuse//The Astronomical Journal154 (1). 2017. DOI:10.3847/1538-3881/aa6ff9.с. 11.
  12. ↑Samus, N. N. и др. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007 – 2013) //VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S1. 2009. с. B/gcvs.
  13. ↑Guo, J. H. и др. Evolution and Pulsation of Red Supergiants at Different Metallicities //The Astrophysical Journal565 (1). 2002. DOI:10.1086/324295.с. 559 – 570.
  14. ↑Goldberg, L. The variability of alpha Orionis //Astronomical Society of the Pacific96. 1984. DOI:10.1086/131347.с. 366.
  15. ↑Kiss, L. L. и др. Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise //Monthly Notices of the Royal Astronomical Society372 (4). 2006. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x.с. 1721 – 1734.
  16. ↑абHaubois, X. и др. Imaging the Spotty Surface of Betelgeuse in the H Band //Astronomy & Astrophysics508 (2). 2009. DOI:10.1051/0004-6361/200912927.с. 923 – 32.
  17. ↑Montargès, M. и др. The close circumstellar environment of Betelgeuse. IV. VLTI/PIONIER interferometric monitoring of the photosphere //Astronomy & Astrophysics588. 2016. DOI:10.1051/0004-6361/201527028.с. A130.
  18. ↑Kervella, Pierre и др. The close circumstellar environment of Betelgeuse. V. Rotation velocity and molecular envelope properties from ALMA //Astronomy and Astrophysics609. 2018. DOI:10.1051/0004-6361/201731761.с. A67.
  19. ↑абвгDolan, Michelle M. и др. Evolutionary Tracks for Betelgeuse //The Astrophysical Journal819 (1). 2017. DOI:10.3847/0004-637X/819/1/7.с. 7.
  20. ↑Bedding, T. R. и др. The Angular Diameter of R Doradus: a Nearby Mira-like Star //Monthly Notices of the Royal Astronomical Society286 (4). 1997. DOI:10.1093/mnras/286.4.957.с. 957 – 62.
  21. ↑Garrison, R. F.Anchor Points for the MK System of Spectral Classification//Bulletin of the American Astronomical Society25. 1993. с. 1319. Архивиран оторигиналана 2019-06-25. Посетен на 4 февруари 2012.
  22. ↑Le Bertre, T. и др. Discovery of a detached H I gas shell surrounding α Orionis //Monthly Notices of the Royal Astronomical Society422 (4). 2012. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.20853.x.с. 3433.
  23. ↑абвKervella, P. и др. The Close Circumstellar Environment of Betelgeuse. Adaptive Optics Spectro-imaging in the Near-IR with VLT/NACO //Astronomy and Astrophysics504 (1). септември 2009. DOI:10.1051/0004-6361/200912521.с. 115 – 25.
  24. ↑Dorch, S. B. F.Magnetic Activity in Late-type Giant Stars: Numerical MHD Simulations of Non-linear Dynamo Action in Betelgeuse//Astronomy & Astrophysics423 (3). 2004. DOI:10.1051/0004-6361:20040435.с. 1101 – 1107.
  25. ↑The Magnetic Field of Betelgeuse: a Local Dynamo from Giant Convection Cells? //Astronomy & Astrophysics516. 2010. DOI:10.1051/0004-6361/201014925.с. L2.
  26. ↑абWeighing Betelgeuse: Measuring the Mass of α Orionis from Stellar Limb-darkening // 9th Pacific Rim Conference on Stellar Astrophysics. Proceedings of a conference held at Lijiang, China in 14 – 20 April 2011. ASP Conference Series. Т. 451. декември 2011. с. 117.
  27. ↑Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova Progenitors: Spatially Resolved 4.6 μm CO Emission Around VY CMa and Betelgeuse //The Astronomical Journal137 (3). март 2009. DOI:10.1088/0004-6256/137/3/3558.с. 3558 – 3573.
  28. ↑Reynolds, R. J. и др. 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 Journal229. 1979. DOI:10.1086/157028.с. 942.
  29. ↑Decin, L. и др. 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 & Astrophysics548. 2012. DOI:10.1051/0004-6361/201219792.с. A113.
  30. ↑SolStation.Betelgeuse; Release No.: 04 – 03// Sol Company. Архивиран оторигиналана 2016-12-20. Посетен на 20 юли 2010.
  31. ↑Kaler, James B.Betelgeuse (Alpha Orionis)// Stars website. University of Illinois. Посетен на 19 юли 2009.
  32. ↑абKervella, P. и др. The close circumstellar environment of Betelgeuse //Astronomy & Astrophysics531. 2011. DOI:10.1051/0004-6361/201116962.с. A117.
  33. ↑Schwarzschild, Martin. On the Scale of Photospheric Convection in Red Giants and Supergiants //Astrophysical Journal195 (1). 1975. DOI:10.1086/153313.с. 137 – 44.
  34. ↑Levesque, E. M. The Physical Properties of Red Supergiants // Hot and Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution ASP Conference Series. Т. 425. юни 2010. с. 103.
  35. ↑Lamers, Henny J. G. L. M.Introduction to Stellar Winds.Cambridge, UK, Cambridge University Press, юни 1999.ISBN 978-0-521-59565-0.
  36. ↑Akari Infrared Space Telescope: Latest Science Highlights// European Space Agency, 19 ноември 2008. Архивиран оторигиналана 17 февруари 2011. Посетен на 25 юни 2012.
  37. ↑A Parsec-Size Bow Shock around Betelgeuse //Astronomical Journal114. 1997. DOI:10.1086/118517.с. 837 – 40.
  38. ↑Newton, Elizabeth.This Star Lives in Exciting Times, or, How Did Betelgeuse Make that Funny Shape?// Astrobites, 26 април 2012. Архивиран оторигиналана 30 април 2012. Посетен на 25 юни 2012.
Взето от „https://bg.wikipedia.org/w/index.php?title=Бетелгейзе&oldid=12250111“.