Betelgeuse - Betelgeuse
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| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| constelação | Orion |
| Pronúncia | / B ɛ t əl dʒ u z , b i t əl -, - dʒ u s / |
| Ascensão certa | 05 h 55 m 10,30536 s |
| Declinação | + 07 ° 24 ′ 25,4304 ″ |
| Características | |
| Estágio evolucionário | Supergigante vermelha |
| Tipo espectral | M1 – M2 Ia – ab |
| Magnitude aparente ( V ) | 0,50 (0,0-1,6) |
| Magnitude aparente ( J ) | -3,00 |
| Magnitude aparente ( K ) | -4,05 |
| Índice de cor U − B | +2,06 |
| Índice de cor B − V | +1,85 |
| Tipo de variável | SRc |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +21,91 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: 26,42 ± 0,25 mas / ano Dec .: 9,60 ± 0,12 mas / ano |
| Paralaxe (π) |
5,95+0,58 −0,85 mas |
| Distância |
548+90 −49 ly (168,1+27,5 −14,9 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | -5,85 |
| Detalhes | |
| Massa | 16,5-19 M ☉ |
| Raio |
764+116 −62–1.021 R ☉ |
| Luminosidade |
126.000+83.000 −50.000 (90.000 -150.000 ) L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | -0,5 cgs |
| Temperatura | 3.600 ± 200 K |
| Metalicidade [Fe / H] | +0,05 dex |
| Rotação | 36 ± 8 anos |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | 5,47 ± 0,25 km / s |
| Era | 8,0-8,5 Myr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
Coordenadas : 
05 h 55 m 10,3053 s , + 07 ° 24 ′ 25,426 ″
Betelgeuse é geralmente a décima estrela mais brilhante no céu noturno e, depois de Rigel , a segunda mais brilhante na constelação de Orion . É uma estrela variável semirregular distintamente avermelhada cuja magnitude aparente , variando entre +0,0 e +1,6, tem o maior alcance exibido por qualquer estrela de primeira magnitude . Em comprimentos de onda do infravermelho próximo, Betelgeuse é a estrela mais brilhante no céu noturno. Sua designação Bayer é α Orionis , latinizado para Alpha Orionis e abreviado para Alpha Ori ou α Ori .
Classificada como uma supergigante vermelha do tipo espectral M1-2, Betelgeuse é uma das maiores estrelas visíveis a olho nu . Se estivesse no centro de nosso Sistema Solar , sua superfície estaria além do cinturão de asteróides e envolveria as órbitas de Mercúrio , Vênus , Terra e Marte . No entanto, existem várias estrelas maiores da Via Láctea , incluindo supergigantes como Mu Cephei eo peculiar hypergiant , VY Canis Majoris . Os cálculos da massa de Betelgeuse variam de um pouco menos de dez a um pouco mais de vinte vezes a do Sol . Por várias razões , sua distância tem sido bastante difícil de medir; as melhores estimativas atuais estão na ordem de 500-600 anos-luz do Sol - uma incerteza comparativamente ampla para uma estrela relativamente próxima. Sua magnitude absoluta é de cerca de -6. Com menos de 10 milhões de anos, Betelgeuse evoluiu rapidamente por causa de sua grande massa e espera-se que sua evolução termine com uma explosão de supernova , provavelmente dentro de 100.000 anos. Tendo sido ejetada de seu local de nascimento na Associação Orion OB1 - que inclui as estrelas no Cinturão de Orion - esta estrela em fuga foi observada movendo-se através do meio interestelar a uma velocidade de30 km / s , criando um choque de arco com mais de quatro anos-luz de largura.
Em 1920, Betelgeuse se tornou a primeira estrela extrasolar cujo tamanho angular da fotosfera foi medido. Estudos subsequentes relataram um diâmetro angular (ou seja, tamanho aparente) variando de 0,042 a 0,056 segundos de arco ; essa gama de determinações é atribuída à não esfericidade, escurecimento do membro , pulsações e aparência variada em diferentes comprimentos de onda . Ele também é cercado por um envelope assimétrico complexo, cerca de 250 vezes o tamanho da estrela, causado pela perda de massa da própria estrela. O diâmetro angular observado na Terra de Betelgeuse é excedido apenas pelos de R Doradus e do Sol.
A partir de outubro de 2019, Betelgeuse começou a diminuir visivelmente e, em meados de fevereiro de 2020, seu brilho caiu por um fator de aproximadamente 3, de magnitude 0,5 para 1,7. Em 22 de fevereiro de 2020, Betelgeuse parou de escurecer e começou a clarear novamente. As observações infravermelhas não encontraram nenhuma mudança significativa no brilho nos últimos 50 anos, sugerindo que o escurecimento se deve a uma mudança na extinção ao invés de uma mudança subjacente na luminosidade da estrela. Estudos posteriores sugeriram que a oclusão de " poeira circunstelar de grãos grandes " pode ser a explicação mais provável para o escurecimento da estrela.
Nomenclatura
α Orionis (latinizado para Alpha Orionis ) é a designação da estrela dada por Johann Bayer em 1603.
O nome tradicional Betelgeuse é derivado do árabe يد الجوزاء Yad al-Jauzā ' "a mão de al-Jauzā' [ou seja, Orion]". Em inglês, existem quatro pronúncias comuns para este nome, dependendo se o primeiro e é pronunciado curto ou longo e se o s é pronunciado "s" ou "z":
A última pronúncia foi popularizada por soar como "suco de besouro".
Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um Grupo de Trabalho em Nomes de Estrelas (WGSN) para catalogar e padronizar nomes próprios para estrelas. O primeiro boletim da WGSN de julho de 2016 incluía uma tabela dos dois primeiros lotes de nomes aprovados pela WGSN, que incluíam Betelgeuse para esta estrela. Ele agora está inserido no Catálogo de Nomes de Estrelas da IAU.
História de observação
Betelgeuse e sua coloração vermelha são observadas desde a antiguidade ; o astrônomo clássica Ptolomeu descreveu sua cor como ὑπόκιρρος ( hypókirrhos ), um termo que mais tarde foi descrita por um tradutor de Ulugh Beg 's Zij-i Sultani como rubedo , Latin para 'ruddiness'. No século XIX, antes dos sistemas modernos de classificação estelar , Angelo Secchi incluiu Betelgeuse como um dos protótipos de suas estrelas de Classe III (laranja a vermelho). Em contraste, três séculos antes de Ptolomeu, os astrônomos chineses observaram que Betelgeuse tinha uma cor amarela ; se exata, tal observação poderia sugerir que a estrela estava em uma fase supergigante amarela por volta do início da era cristã, uma possibilidade dada a pesquisa atual sobre o complexo ambiente circunstelar dessas estrelas.
Descobertas nascentes
Grupos aborígines no sul da Austrália compartilharam contos orais sobre o brilho variável de Betelgeuse por pelo menos 1.000 anos.
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A variação no brilho de Betelgeuse foi descrita em 1836 por Sir John Herschel , quando ele publicou suas observações em Outlines of Astronomy . De 1836 a 1840, ele notou mudanças significativas na magnitude quando Betelgeuse ofuscou Rigel em outubro de 1837 e novamente em novembro de 1839. Seguiu-se um período quiescente de 10 anos; então, em 1849, Herschel notou outro ciclo curto de variabilidade, que atingiu o pico em 1852. Observadores posteriores registraram máximos excepcionalmente altos com um intervalo de anos, mas apenas pequenas variações de 1957 a 1967. Os registros da American Association of Variable Star Observers (AAVSO ) mostram um brilho máximo de 0,2 em 1933 e 1942, e um mínimo de 1,2, observado em 1927 e 1941. Essa variabilidade no brilho pode explicar por que Johann Bayer , com a publicação de seu Uranometria em 1603, designou a estrela alfa , pois provavelmente rivalizou com o normalmente mais brilhante Rigel ( beta ). Das latitudes árticas, a cor vermelha de Betelgeuse e sua localização mais alta no céu do que Rigel significava que os Inuit a consideravam mais brilhante, e um nome local era Ulluriajjuaq "estrela grande".
Em 1920, Albert Michelson e Francis Pease montaram um interferômetro de 6 metros na frente do telescópio de 2,5 metros no Observatório Mount Wilson . Ajudado por John Anderson , o trio mediu o diâmetro angular de Betelgeuse em 0,047 ″ , um valor que resultou em um diâmetro de3,84 × 10 8 km (2,58 AU ) com base no valor de paralaxe de0,018 ″ . No entanto, o escurecimento do membro e os erros de medição resultaram em incerteza sobre a precisão dessas medições.
As décadas de 1950 e 1960 viram dois desenvolvimentos que afetariam a teoria da convecção estelar em supergigantes vermelhas: os projetos do Stratoscope e a publicação de Structure and Evolution of the Stars em 1958 , principalmente o trabalho de Martin Schwarzschild e seu colega da Universidade de Princeton , Richard Härm. Este livro disseminou ideias sobre como aplicar tecnologias de computador para criar modelos estelares, enquanto os projetos do Estratoscópio, ao levar telescópios em balão acima da turbulência da Terra , produziram algumas das melhores imagens de grânulos solares e manchas solares já vistas, confirmando a existência de convecção na atmosfera solar.
Avanços em imagens
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Na década de 1970, os astrônomos viram alguns avanços importantes na tecnologia de imagens astronômicas, começando com a invenção da interferometria speckle , de Antoine Labeyrie , um processo que reduziu significativamente o efeito de embaçamento causado pela visão astronômica . Ele aumentou a resolução óptica dos telescópios terrestres , permitindo medições mais precisas da fotosfera de Betelgeuse. Com melhorias na telescopia infravermelha no topo do Monte Wilson , Monte Locke e Mauna Kea no Havaí, os astrofísicos começaram a perscrutar as complexas conchas circunstelares que cercam a supergigante, fazendo com que suspeitem da presença de enormes bolhas de gás resultantes da convecção. Mas não foi até o final dos anos 1980 e início dos anos 1990, quando Betelgeuse se tornou um alvo regular para a interferometria de mascaramento de abertura , que os avanços ocorreram em imagens de luz visível e infravermelho . Lançada por John E. Baldwin e colegas do Cavendish Astrophysics Group , a nova técnica empregava uma pequena máscara com vários orifícios no plano da pupila do telescópio, convertendo a abertura em um arranjo interferométrico ad hoc. A técnica contribuiu com algumas das medições mais precisas de Betelgeuse ao revelar pontos brilhantes na fotosfera da estrela. Estas foram as primeiras imagens ópticas e infravermelhas de um disco estelar diferente do Sol , tiradas primeiro de interferômetros terrestres e depois de observações de alta resolução do telescópio COAST . As "manchas brilhantes" ou "pontos quentes" observados com esses instrumentos pareciam corroborar uma teoria apresentada por Schwarzschild décadas antes de células de convecção massivas dominando a superfície estelar.
Em 1995, o telescópio Hubble da fraco objecto Câmara capturada uma imagem de raios ultravioleta , com uma resolução superior à obtida por terrestres interferómetros-primeira imagem convencional-telescópio (ou '-imagem directa' na terminologia NASA) do disco de outra estrela. Como a luz ultravioleta é absorvida pela atmosfera da Terra , as observações nesses comprimentos de onda são melhor realizadas por telescópios espaciais . Como as fotos anteriores, esta imagem continha uma mancha brilhante indicando uma região no quadrante sudoeste2.000 K mais quente que a superfície estelar. Os espectros ultravioleta subsequentes obtidos com o espectrógrafo de alta resolução Goddard sugeriram que o ponto quente era um dos pólos de rotação de Betelgeuse. Isso daria ao eixo de rotação uma inclinação de cerca de 20 ° em relação à direção da Terra e um ângulo de posição do norte celeste de cerca de 55 °.
Estudos dos anos 2000
Em um estudo publicado em dezembro de 2000, o diâmetro da estrela foi medido com o Infrared Spatial Interferometer (ISI) em comprimentos de onda do infravermelho médio, produzindo uma estimativa de membros escurecidos de55,2 ± 0,5 mas - um número totalmente consistente com as descobertas de Michelson oitenta anos antes. No momento da sua publicação, a paralaxe estimada da missão Hipparcos era7,63 ± 1,64 mas , produzindo um raio estimado para Betelgeuse de3,6 AU . No entanto, um estudo interferométrico infravermelho publicado em 2009 anunciou que a estrela havia encolhido 15% desde 1993 em uma taxa crescente, sem uma diminuição significativa em magnitude. Observações subsequentes sugerem que a aparente contração pode ser devido à atividade da casca na atmosfera estendida da estrela.
Além do diâmetro da estrela, surgiram questões sobre a complexa dinâmica da atmosfera estendida de Betelgeuse. A massa que compõe as galáxias é reciclada conforme as estrelas são formadas e destruídas , e as supergigantes vermelhas são os principais contribuintes, mas o processo pelo qual a massa é perdida permanece um mistério. Com os avanços nas metodologias interferométricas, os astrônomos podem estar perto de resolver esse enigma. Em julho de 2009, imagens divulgadas pelo European Southern Observatory , obtidas pelo Very Large Telescope Interferometer (VLTI), mostraram uma vasta pluma de gás se estendendo30 UA da estrela para a atmosfera circundante. Esta ejeção em massa foi igual à distância entre o Sol e Netuno e é um dos vários eventos que ocorrem na atmosfera circundante de Betelgeuse. Os astrônomos identificaram pelo menos seis conchas ao redor de Betelgeuse. Resolver o mistério da perda de massa nos estágios finais da evolução de uma estrela pode revelar os fatores que precipitam as mortes explosivas desses gigantes estelares.
Desvanecimento de 2019-20
Uma estrela variável semirregular pulsante , Betelgeuse está sujeita a vários ciclos de brilho crescente e decrescente devido a mudanças em seu tamanho e temperatura. Os astrônomos que primeiro notaram o escurecimento de Betelgeuse, os astrônomos da Villanova University Richard Wasatonic e Edward Guinan , e o amador Thomas Calderwood, teorizam que uma coincidência de um mínimo de ciclo de luz normal de 5,9 anos e um período de 425 dias mais profundo do que o normal são os fatores principais fatores. Outras possíveis causas hipotetizadas no final de 2019 foram uma erupção de gás ou poeira, ou flutuações no brilho da superfície da estrela.
Em agosto de 2020, estudos extensos e de longo prazo de Betelgeuse, principalmente usando observações ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble , sugerem que o escurecimento inesperado foi provavelmente causado por uma imensa quantidade de material superquente ejetado para o espaço. O material resfriou e formou uma nuvem de poeira que bloqueou a luz das estrelas vinda de cerca de um quarto da superfície de Betelgeuse. O Hubble capturou sinais de material denso e aquecido movendo-se pela atmosfera da estrela em setembro, outubro e novembro antes de vários telescópios observando o escurecimento mais acentuado em dezembro e nos primeiros meses de 2020.
Em janeiro de 2020, Betelgeuse havia escurecido por um fator de aproximadamente 2,5 de magnitude 0,5 a 1,5, e relatado ainda mais fraco em fevereiro no The Astronomer's Telegram em um mínimo recorde de +1.614, observando que a estrela é atualmente a "menos luminosa e mais fria" nos 25 anos de seus estudos e também calculando uma diminuição no raio. A revista Astronomy descreveu isso como um "escurecimento bizarro", e especulações populares inferiram que isso poderia indicar uma supernova iminente . Isso derrubou Betelgeuse de uma das 10 estrelas mais brilhantes do céu para fora das 20 primeiras, visivelmente mais escura do que sua vizinha Aldebaran . Os principais relatos da mídia discutiram especulações de que Betelgeuse pode estar prestes a explodir como uma supernova, mas os astrônomos observam que a supernova deve ocorrer aproximadamente nos próximos 100.000 anos e, portanto, é improvável que seja iminente.
Em 17 de fevereiro de 2020, o brilho de Betelgeuse permaneceu constante por cerca de 10 dias, e a estrela mostrou sinais de rebright. Em 22 de fevereiro de 2020, Betelgeuse pode ter parado de escurecer completamente, praticamente encerrando o episódio de escurecimento atual. Em 24 de fevereiro de 2020, nenhuma mudança significativa no infravermelho nos últimos 50 anos foi detectada; isso parecia não ter relação com o desbotamento visual recente e sugeria que um colapso iminente do núcleo pode ser improvável. Também em 24 de fevereiro de 2020, estudos adicionais sugeriram que a oclusão de " poeira circunstelar de grãos grandes " pode ser a explicação mais provável para o escurecimento da estrela. Um estudo que usa observações em comprimentos de onda submilimétricos exclui contribuições significativas da absorção de poeira. Em vez disso, grandes manchas estelares parecem ser a causa do escurecimento. Estudos de acompanhamento, relatados em 31 de março de 2020 no The Astronomer's Telegram , encontraram um rápido aumento no brilho de Betelgeuse.
Betelgeuse é quase inobservável do solo entre maio e agosto porque está muito perto do sol. Antes de entrar em sua conjunção de 2020 com o Sol, Betelgeuse atingiu um brilho de +0,4. Observações com a espaçonave STEREO-A feitas em junho e julho de 2020 mostraram que a estrela havia diminuído 0,5 desde a última observação baseada em solo em abril. Isso é surpreendente, porque um máximo era esperado para agosto / setembro de 2020, e o próximo mínimo deveria ocorrer por volta de abril de 2021. No entanto, o brilho de Betelgeuse é conhecido por variar irregularmente, tornando as previsões difíceis. O desbotamento pode indicar que outro evento de escurecimento pode ocorrer muito antes do esperado. Em 30 de agosto de 2020, os astrônomos relataram a detecção de uma segunda nuvem de poeira emitida por Betelgeuse, e associada ao escurecimento substancial recente (um mínimo secundário em 3 de agosto) na luminosidade da estrela. Em junho de 2021, a poeira foi explicada como possivelmente causada por uma mancha fria em sua fotosfera e em agosto um segundo grupo independente confirmou esses resultados. Acredita-se que a poeira tenha resultado do resfriamento do gás ejetado da estrela.
Observação
Como resultado de sua distinta cor laranja-avermelhada e posição dentro de Orion, Betelgeuse é fácil de detectar a olho nu no céu noturno. É uma das três estrelas que compõem o asterismo do Triângulo de Inverno e marca o centro do Hexágono de Inverno . No início de janeiro de cada ano, ela pode ser vista subindo no leste logo após o pôr do sol. Entre meados de setembro a meados de março (melhor em meados de dezembro), é visível para praticamente todas as regiões habitadas do globo, exceto na Antártica em latitudes ao sul de 82 °. Em maio (latitudes moderadas do norte) ou junho (latitudes do sul), a supergigante vermelha pode ser vista brevemente no horizonte oeste após o pôr do sol, reaparecendo novamente alguns meses depois no horizonte leste, antes do nascer do sol. No período intermediário (junho-julho), é invisível a olho nu (visível apenas com um telescópio à luz do dia), exceto por volta do meio-dia nas regiões da Antártica entre 70 ° e 80 ° de latitude sul (durante a noite polar , quando o Sol está abaixo do horizonte).
Betelgeuse é uma estrela variável cuja magnitude visual varia entre 0,0 e +1,6. Há períodos em que ultrapassa Rigel para se tornar a sexta estrela mais brilhante e, ocasionalmente, torna-se ainda mais brilhante que Capella . Em seu ponto mais fraco, Betelgeuse pode ficar atrás de Deneb e Beta Crucis , ambos ligeiramente variáveis, para ser a estrela vigésima mais brilhante.
Betelgeuse tem um índice de cor B – V de 1,85 - um número que aponta para sua "vermelhidão" pronunciada. A fotosfera tem uma atmosfera estendida , que exibe fortes linhas de emissão em vez de absorção , um fenômeno que ocorre quando uma estrela é cercada por um envelope gasoso espesso (ao invés de ionizado). Esta extensa atmosfera gasosa foi observada movendo-se para perto e para longe de Betelgeuse, dependendo das flutuações na fotosfera. Betelgeuse é a fonte de infravermelho próximo mais brilhante no céu, com uma magnitude de banda J de -2,99; apenas cerca de 13% da energia radiante da estrela é emitida como luz visível. Se os olhos humanos fossem sensíveis à radiação em todos os comprimentos de onda, Betelgeuse apareceria como a estrela mais brilhante no céu noturno.
Vários catálogos listam até nove fracos companheiros visuais de Betelgeuse. Eles estão a distâncias de cerca de um a quatro minutos de arco e todos são mais fracos do que a magnitude 10.
Em dezembro de 2019, astrônomos relataram que o brilho da estrela havia diminuído significativamente e que, portanto, ela pode estar nos últimos estágios de sua evolução . Estudos relatados mais recentemente, em 22 de fevereiro de 2020, sugerem que Betelgeuse pode ter parado de escurecer e pode agora estar começando a clarear novamente, quase terminando o atual episódio de escurecimento. Estudos adicionais da estrela, relatados em 24 de fevereiro de 2020, não encontraram nenhuma mudança significativa no infravermelho nos últimos 50 anos e parece não ter relação com o desbotamento visual recente, sugerindo que um colapso iminente do núcleo pode ser improvável. Além disso, em 24 de fevereiro de 2020, estudos adicionais sugerem que a oclusão de " poeira circunstelar de grãos grandes " pode ser a explicação mais provável para o escurecimento da estrela. Em 26 de fevereiro de 2020, astrônomos relataram grandes quantidades de óxido de titânio (II) (TiO), um dos precursores de poeira da estrela, em estudos espectrais, sugerindo que a estrela pode estar esfriando.
Sistema estelar
Betelgeuse é geralmente considerada uma única estrela isolada e uma estrela em fuga , atualmente não associada a nenhum aglomerado ou região de formação de estrelas, embora seu local de nascimento não seja claro.
Dois companheiros espectroscópicos foram propostos para a estrela supergigante vermelha. A análise dos dados de polarização de 1968 a 1983 indicou um companheiro próximo com uma órbita periódica de cerca de 2,1 anos, e usando a interferometria speckle , a equipe concluiu que o mais próximo dos dois companheiros estava localizado em0,06 ″ ± 0,01 ″ (≈9 UA) da estrela principal com um ângulo de posição de 273 °, uma órbita que potencialmente o colocaria dentro da cromosfera da estrela . O companheiro mais distante estava em0,51 ″ ± 0,01 ″ (≈77 UA) com um ângulo de posição de 278 °. Estudos posteriores não encontraram evidências para esses companheiros ou refutaram ativamente sua existência, mas a possibilidade de um companheiro próximo contribuir para o fluxo geral nunca foi totalmente descartada. A interferometria de alta resolução de Betelgeuse e seus arredores, muito além da tecnologia das décadas de 1980 e 1990, não detectou nenhum companheiro.
Medidas de distância
Paralaxe é a mudança aparente da posição de um objeto, medida em segundos de arco, causada pela mudança de posição do observador desse objeto. À medida que a Terra orbita o Sol, cada estrela muda por uma fração de segundo de arco, medida que, combinada com a linha de base fornecida pela órbita da Terra, dá a distância até aquela estrela. Desde a primeira medição de paralaxe bem-sucedida por Friedrich Bessel em 1838, os astrônomos ficaram intrigados com a distância aparente de Betelgeuse. O conhecimento da distância da estrela melhora a precisão de outros parâmetros estelares, como a luminosidade que, quando combinada com um diâmetro angular, pode ser usada para calcular o raio físico e a temperatura efetiva ; luminosidade e abundância isotópica também podem ser usadas para estimar a idade e massa estelar .
Em 1920, quando os primeiros estudos interferométricos foram realizados no diâmetro da estrela, a paralaxe assumida era 0,0180 ″ . Isso equivalia a uma distância de56 pc ou aproximadamente180 ly , produzindo não apenas um raio impreciso para a estrela, mas todas as outras características estelares. Desde então, tem havido um trabalho em andamento para medir a distância de Betelgeuse, com distâncias propostas tão altas quanto400 pc ou cerca1.300 anos .
Antes da publicação do Catálogo Hipparcos (1997), havia duas medições de paralaxe conflitantes para Betelgeuse. O primeiro, em 1991, deu uma paralaxe de9,8 ± 4,7 mas , resultando em uma distância de aproximadamente102 pc ou330 ly . O segundo foi o Catálogo de Insumos Hipparcos (1993) com uma paralaxe trigonométrica de5 ± 4 mas , uma distância de200 pc ou650 ly . Dada essa incerteza, os pesquisadores estavam adotando uma ampla gama de estimativas de distância, levando a variações significativas no cálculo dos atributos da estrela.
Os resultados da missão Hipparcos foram divulgados em 1997. A paralaxe medida de Betelgeuse foi 7,63 ± 1,64 mas , o que equivale a uma distância de aproximadamente131 pc ou427 ly , e teve um erro relatado menor do que as medições anteriores. No entanto, uma avaliação posterior das medições de paralaxe de Hipparcos para estrelas variáveis como Betelgeuse descobriu que a incerteza dessas medições havia sido subestimada. Em 2007, uma figura melhorada de6,55 ± 0,83 foi calculado, portanto, um fator de erro muito mais estreito produzindo uma distância de aproximadamente152 ± 20 pc ou500 ± 65 anos .
Em 2008, usando o Very Large Array (VLA), produziu uma solução de rádio de5,07 ± 1,10 mas , igualando uma distância de197 ± 45 pc ou643 ± 146 al . Como o pesquisador Harper aponta: "A paralaxe de Hipparcos revisada leva a uma distância maior (152 ± 20 pc ) do que o original; no entanto, a solução astrométrica ainda requer um ruído cósmico significativo de 2,4 mas. Diante desses resultados, fica claro que os dados do Hipparcos ainda contêm erros sistemáticos de origem desconhecida. "Embora os dados de rádio também tenham erros sistemáticos, a solução Harper combina os conjuntos de dados na esperança de mitigar tais erros. Um resultado atualizado de observações posteriores com o ALMA e e-Merlin dá uma paralaxe de4,51 ± 0,8 mas e uma distância de222+34
−48 pc ou 724+111
−156 ly.
Em 2020, novos dados observacionais do Solar Mass Ejection Imager, baseado no espaço, a bordo do satélite Coriolis e três técnicas de modelagem diferentes produziram uma paralaxe refinada de5,95+0,58
−0,85 mas, um raio solar de 764+116
−62 R ☉ , e uma distância de168,127,5
-14,4 pc ou 548+90
−49 ly, o que, se preciso, significaria que Betelgeuse é quase 25% menor e 25% mais perto da Terra do que se pensava anteriormente.
Embora não se esperasse que a atual missão Gaia da Agência Espacial Européia produzisse bons resultados para estrelas mais brilhantes do que o limite de saturação de aproximadamente V = 6 dos instrumentos da missão, a operação real mostrou bom desempenho em objetos de magnitude +3. Observações forçadas de estrelas mais brilhantes significam que os resultados finais devem estar disponíveis para todas as estrelas brilhantes e uma paralaxe para Betelgeuse será publicada em uma ordem de magnitude mais precisa do que atualmente disponível. Não há dados sobre Betelgeuse no Gaia Data Release 2 .
Variabilidade
Betelgeuse é classificada como uma estrela variável semiregular , indicando que alguma periodicidade é perceptível nas mudanças de brilho, mas as amplitudes podem variar, os ciclos podem ter comprimentos diferentes e pode haver paralisações ou períodos de irregularidade. É colocado no subgrupo SRc; essas são supergigantes vermelhas pulsantes com amplitudes em torno de uma magnitude e períodos de dezenas a centenas de dias.
Betelgeuse normalmente mostra apenas pequenas mudanças de brilho próximas à magnitude +0,5, embora em seus extremos possa se tornar tão brilhante quanto a magnitude 0,0 ou tão fraco quanto a magnitude +1,6. Betelgeuse está listada no Catálogo Geral de Estrelas Variáveis com um período possível de 2.335 dias. Análises mais detalhadas mostraram um período principal próximo a 400 dias, um período curto de 185 dias e um período secundário mais longo em torno de 2.100 dias. A menor magnitude da banda V registrada de forma confiável de +1.614 foi relatada em fevereiro de 2020.
As pulsações radiais de supergigantes vermelhas são bem modeladas e mostram que períodos de algumas centenas de dias são normalmente devidos à pulsação fundamental e de primeiro tom . As linhas no espectro de Betelgeuse mostram mudanças doppler indicando mudanças de velocidade radial que correspondem, aproximadamente, às mudanças de brilho. Isso demonstra a natureza das pulsações em tamanho, embora a temperatura correspondente e as variações espectrais não sejam vistas claramente. Variações no diâmetro de Betelgeuse também foram medidas diretamente. As primeiras pulsações harmônicas de 185 dias foram observadas, e a relação entre os períodos fundamental e harmônico fornece informações valiosas sobre a estrutura interna da estrela e sua idade.
A fonte dos longos períodos secundários é desconhecida, mas eles não podem ser explicados por pulsações radiais . As observações interferométricas de Betelgeuse mostraram hotspots que se acredita serem criados por células de convecção massivas, uma fração significativa do diâmetro da estrela e cada uma emitindo 5–10% da luz total da estrela. Uma teoria para explicar os longos períodos secundários é que eles são causados pela evolução dessas células combinada com a rotação da estrela. Outras teorias incluem interações binárias próximas, atividade magnética cromosférica influenciando a perda de massa ou pulsações não radiais, como os modos g .
Além dos períodos dominantes discretos, variações estocásticas de pequena amplitude são vistas. Propõe-se que isso se deva à granulação , semelhante ao mesmo efeito sobre o sol, mas em uma escala muito maior.
Diâmetro
Em 13 de dezembro de 1920, Betelgeuse se tornou a primeira estrela fora do Sistema Solar a ter o tamanho angular de sua fotosfera medido. Embora a interferometria ainda estivesse em sua infância, o experimento foi um sucesso. Os pesquisadores, usando um modelo de disco uniforme, determinaram que Betelgeuse tinha um diâmetro de0,047 " , embora o disco estelar fosse provavelmente 17% maior devido ao escurecimento do membro , resultando em uma estimativa para seu diâmetro angular de cerca de 0,055". Desde então, outros estudos produziram diâmetros angulares que variam de 0,042 a0,069 ″ . Combinando esses dados com estimativas de distância histórica de 180 a815 ly produz um raio projetado do disco estelar de qualquer lugar de 1,2 a8.9 AU . Usando o Sistema Solar para comparação, a órbita de Marte é sobre1,5 UA , Ceres no cinturão de asteróides 2.7 AU , Júpiter 5.5 UA - portanto, supondo que Betelgeuse ocupe o lugar do Sol, sua fotosfera pode se estender além da órbita de Júpiter , não alcançando exatamente Saturno em9,5 AU .
O diâmetro preciso tem sido difícil de definir por vários motivos:
- Betelgeuse é uma estrela pulsante, então seu diâmetro muda com o tempo;
- A estrela não tem "borda" definível, pois o escurecimento dos membros faz com que as emissões ópticas variem em cor e diminuam quanto mais uma se estende para fora do centro;
- Betelgeuse é cercada por um envelope circunstelar composto de matéria ejetada da estrela - matéria que absorve e emite luz - tornando difícil definir a fotosfera da estrela;
- As medições podem ser feitas em comprimentos de onda variados dentro do espectro eletromagnético e a diferença nos diâmetros relatados pode ser de até 30-35%, mas comparar um achado com o outro é difícil, pois o tamanho aparente da estrela difere dependendo do comprimento de onda usado. Estudos têm mostrado que o diâmetro angular medido é consideravelmente maior nos comprimentos de onda ultravioleta, diminui do visível para um mínimo no infravermelho próximo e aumenta novamente no espectro do infravermelho médio;
- A cintilação atmosférica limita a resolução obtida de telescópios terrestres, uma vez que a turbulência degrada a resolução angular.
Os raios geralmente relatados de grandes estrelas frias são os raios de Rosseland , definidos como o raio da fotosfera a uma profundidade óptica específica de dois terços. Isso corresponde ao raio calculado a partir da temperatura efetiva e da luminosidade bolométrica. O raio de Rosseland difere dos raios medidos diretamente, com correções para escurecimento do membro e o comprimento de onda de observação. Por exemplo, um diâmetro angular medido de 55,6 mas corresponderia a um diâmetro médio de Rosseland de 56,2 mas, enquanto outras correções para a existência de poeira circundante e conchas de gás dariam um diâmetro de41,9 mas .
Para superar esses desafios, os pesquisadores empregaram várias soluções. A interferometria astronômica, concebida pela primeira vez por Hippolyte Fizeau em 1868, foi o conceito seminal que permitiu grandes melhorias na telescopia moderna e levou à criação do interferômetro de Michelson na década de 1880, e à primeira medição bem-sucedida de Betelgeuse. Assim como a percepção de profundidade humana aumenta quando dois olhos em vez de um percebem um objeto, Fizeau propôs a observação de estrelas através de duas aberturas em vez de uma para obter interferências que forneceriam informações sobre a distribuição de intensidade espacial da estrela. A ciência evoluiu rapidamente e os interferômetros de abertura múltipla agora são usados para capturar imagens pontilhadas , que são sintetizadas usando a análise de Fourier para produzir um retrato de alta resolução. Foi essa metodologia que identificou os hotspots em Betelgeuse na década de 1990. Outros avanços tecnológicos incluem óptica adaptativa , observatórios espaciais como Hipparcos, Hubble e Spitzer , e o Astronomical Multi-BEam Recombiner (AMBER) , que combina os feixes de três telescópios simultaneamente, permitindo aos pesquisadores atingir resolução espacial de miliarcsegundos .
As observações em diferentes regiões do espectro eletromagnético - o visível, infravermelho próximo ( NIR ), infravermelho médio (MIR) ou rádio - produzem medições angulares muito diferentes. Em 1996, Betelgeuse mostrou ter um disco uniforme de56,6 ± 1,0 mas . Em 2000, uma equipe do Laboratório de Ciências Espaciais mediu um diâmetro de54,7 ± 0,3 mas , ignorando qualquer possível contribuição de hotspots, que são menos perceptíveis no infravermelho médio. Também foi incluída uma tolerância teórica para o escurecimento do membro, resultando em um diâmetro de55,2 ± 0,5 mas . A estimativa anterior equivale a um raio de aproximadamente5,6 AU ou 1.200 R ☉ , assumindo a distância Harpista de 2008 de197,0 ± 45 pc , uma figura aproximadamente do tamanho da órbita de Júpiter5.5 AU .
Em 2004, uma equipe de astrônomos trabalhando no infravermelho próximo anunciou que a medição mais precisa da fotosférica era 43,33 ± 0,04 mas . O estudo também apresentou uma explicação de por que comprimentos de onda variados, do visível ao infravermelho médio, produzem diâmetros diferentes: a estrela é vista através de uma atmosfera espessa e quente estendida. Em comprimentos de onda curtos (o espectro visível), a atmosfera espalha a luz, aumentando ligeiramente o diâmetro da estrela. Em comprimentos de onda do infravermelho próximo ( bandas K e L ), o espalhamento é insignificante, então a fotosfera clássica pode ser vista diretamente; no infravermelho médio o espalhamento aumenta mais uma vez, fazendo com que a emissão térmica da atmosfera quente aumente o diâmetro aparente.
Estudos com o IOTA e VLTI publicados em 2009 trouxeram forte apoio à ideia de camadas de poeira e uma camada molecular (MOLsphere) em torno de Betelgeuse, e produziram diâmetros variando de 42,57 a44,28 mas com margens de erro relativamente insignificantes. Em 2011, uma terceira estimativa no infravermelho próximo corroborando os números de 2009, desta vez mostrando um diâmetro de disco escurecido de membro de42,49 ± 0,06 mas . O diâmetro fotosférico do infravermelho próximo de43,33 mas à distância de Hipparcos de152 ± 20 pc equivale a cerca de3,4 AU ou 730 R ☉ . Um artigo de 2014 deriva um diâmetro angular de42,28 mas (equivalente a um41.01 disco uniforme mas ) usando observações das bandas H e K feitas com o instrumento VLTI AMBER.
Em 2009, foi anunciado que o raio de Betelgeuse havia encolhido de 1993 a 2009 em 15%, com a medição angular de 2008 igual a 47,0 mas . Ao contrário da maioria dos trabalhos anteriores, este estudo usou medições em um comprimento de onda específico ao longo de 15 anos. A diminuição do tamanho aparente de Betelgeuse equivale a uma gama de valores entre56,0 ± 0,1 mas visto em 1993 para47,0 ± 0,1 mas visto em 2008 - uma contração de quase0,9 AU em15 anos . A contração observada é geralmente considerada uma variação em apenas uma porção da atmosfera estendida ao redor de Betelgeuse, e observações em outros comprimentos de onda mostraram um aumento no diâmetro em um período semelhante.
Os modelos mais recentes de Betelgeuse adotam um diâmetro angular fotosférico de cerca de 43 mas , com várias conchas até 50-60 mas . Supondo uma distância de197 pc , isso significa um diâmetro estelar de887 ± 203 R ☉ .
Uma vez considerada como tendo o maior diâmetro angular de qualquer estrela no céu depois do Sol , Betelgeuse perdeu essa distinção em 1997, quando um grupo de astrônomos mediu R Doradus com um diâmetro de57,0 ± 0,5 mas , embora R Doradus, estando muito mais perto da Terra por volta de200 al , tem um diâmetro linear de aproximadamente um terço do de Betelgeuse.
Características físicas
Betelgeuse é uma estrela muito grande, luminosa, mas fria, classificada como uma supergigante vermelha M1-2 Ia-ab . A letra "M" nesta designação significa que é uma estrela vermelha pertencente à classe espectral M e, portanto, tem uma temperatura fotosférica relativamente baixa; a classe de luminosidade do sufixo "Ia-ab" indica que é uma supergigante de luminosidade intermediária, com propriedades intermediárias entre uma supergigante normal e uma supergigante luminosa. Desde 1943, o espectro de Betelgeuse tem servido como um dos pontos de ancoragem estáveis pelos quais outras estrelas são classificadas.
A incerteza na temperatura, diâmetro e distância da superfície da estrela torna difícil obter uma medição precisa da luminosidade de Betelgeuse, mas pesquisas de 2012 citam uma luminosidade de cerca de 126.000 L ☉ , assumindo uma distância de200 pc . Estudos desde relatório de 2001 as temperaturas eficazes que variam de 3.250 a 3.690 K . Valores fora dessa faixa foram relatados anteriormente, e muitas das variações são consideradas reais, devido às pulsações na atmosfera. A estrela também gira lentamente e a velocidade mais recente registrada foi5,45 km / s - muito mais lento do que Antares, que tem uma velocidade de rotação de20 km / s . O período de rotação depende do tamanho e da orientação de Betelgeuse em relação à Terra, mas foi calculado para levar36 anos para girar em torno de seu eixo, inclinado em um ângulo de60 ° para a Terra.
Em 2004, astrônomos, usando simulações de computador, especularam que mesmo se Betelgeuse não estivesse girando, poderia exibir atividade magnética em grande escala em sua atmosfera estendida, um fator em que até campos moderadamente fortes poderiam ter uma influência significativa sobre a poeira, o vento e a perda de massa da estrela. propriedades. Uma série de observações espectropolarimétricas obtidas em 2010 com o Telescópio Bernard Lyot no Observatório Pic du Midi revelou a presença de um campo magnético fraco na superfície de Betelgeuse, sugerindo que os movimentos convectivos gigantes de estrelas supergigantes são capazes de desencadear o aparecimento de um pequeno Efeito de dínamo em escala .
Massa
Betelgeuse não tem companheiros orbitais conhecidos, então sua massa não pode ser calculada por esse método direto. As estimativas de massa modernas de modelagem teórica produziram valores de 9,5–21 M ☉ , com valores de 5 M ☉ –30 M ☉ de estudos mais antigos. Foi calculado que Betelgeuse começou sua vida como uma estrela de 15–20 M ☉ , com base em uma luminosidade solar de 90.000–150.000. Um novo método para determinar a massa da supergigante foi proposto em 2011, defendendo uma massa estelar atual de 11,6 M ☉ com um limite superior de 16,6 e inferior de 7,7 M ☉ , com base em observações do perfil de intensidade da estrela a partir de interferometria de banda H estreita e usando uma medição fotosférica de aproximadamente4.3 AU ou955 ± 217 R ☉ . O ajuste do modelo aos rastros evolutivos dá uma massa atual de 19,4–19,7 M ☉ , de uma massa inicial de 20 M ☉ .
Movimento
A cinemática de Betelgeuse é complexa. A idade das supergigantes da Classe M com massa inicial de 20 M ☉ é de aproximadamente 10 milhões de anos. Partindo de sua posição atual e movimento, uma projeção de volta no tempo colocaria Betelgeuse ao redor290 parsecs mais longe do plano galáctico - uma localização improvável, já que não há região de formação estelar lá. Além disso, a via projetada de Betelgeuse não parece se cruzar com a subassociação 25 Ori ou com o muito mais jovem Orion Nebula Cluster (ONC, também conhecido como Ori OB1d), particularmente porque a astrometria Very Long Baseline Array fornece uma distância de Betelgeuse para o ONC entre 389 e 414 parsecs . Consequentemente, é provável que Betelgeuse nem sempre teve seu movimento atual através do espaço, mas mudou de curso em um momento ou outro, possivelmente o resultado de uma explosão estelar próxima . Uma observação do Observatório Espacial Herschel em janeiro de 2013 revelou que os ventos da estrela estão batendo contra o meio interestelar circundante.
O cenário de formação de estrelas mais provável para Betelgeuse é que ela seja uma estrela em fuga da Associação Orion OB1 . Originalmente membro de um sistema múltiplo de alta massa dentro de Ori OB1a, Betelgeuse foi provavelmente formado há cerca de 10–12 milhões de anos, mas evoluiu rapidamente devido à sua alta massa. Em 2015, H. Bouy e J. Alves sugeriram que Betelgeuse pudesse, em vez disso, ser membro da recém-descoberta associação Taurion OB .
Dinâmica circunstelar
Na fase final da evolução estelar , estrelas massivas como Betelgeuse exibem altas taxas de perda de massa , possivelmente até um M ☉ cada10.000 anos , resultando em um ambiente circunstelar complexo que está constantemente em fluxo. Em um artigo de 2009, a perda de massa estelar foi citada como a "chave para compreender a evolução do universo desde os primeiros tempos cosmológicos até a época atual, e da formação do planeta e da própria vida". No entanto, o mecanismo físico não é bem compreendido. Quando Martin Schwarzschild propôs pela primeira vez sua teoria de enormes células de convecção, ele argumentou que era a causa provável da perda de massa em supergigantes evoluídos como Betelgeuse. Trabalhos recentes corroboraram essa hipótese, mas ainda há incertezas sobre a estrutura de sua convecção, o mecanismo de sua perda de massa, a forma como a poeira se forma em sua atmosfera estendida e as condições que precipitam seu final dramático como uma supernova do tipo II. Em 2001, Graham Harper estimou um vento estelar em 0,03 M ☉ a cada10.000 anos , mas a pesquisa desde 2009 forneceu evidências de perda de massa episódica tornando qualquer valor total para Betelgeuse incerto. As observações atuais sugerem que uma estrela como Betelgeuse pode passar uma parte de sua vida como uma supergigante vermelha , mas depois cruzar de volta no diagrama HR, passar mais uma vez por uma breve fase supergigante amarela e explodir como uma supergigante azul ou estrela Wolf-Rayet .
Os astrônomos podem estar perto de resolver esse mistério. Eles notaram uma grande nuvem de gás estendendo-se pelo menos seis vezes seu raio estelar, indicando que Betelgeuse não está espalhando matéria uniformemente em todas as direções. A presença da pluma implica que a simetria esférica da fotosfera da estrela, freqüentemente observada no infravermelho, não é preservada em seu ambiente próximo. Assimetrias no disco estelar foram relatadas em diferentes comprimentos de onda. No entanto, devido às capacidades refinadas da óptica adaptativa NACO no VLT, essas assimetrias entraram em foco. Os dois mecanismos que poderiam causar essa perda de massa assimétrica, eram células de convecção em grande escala ou perda de massa polar, possivelmente devido à rotação. Sondando mais profundamente com o AMBER do ESO, o gás na atmosfera estendida da supergigante foi observado movendo-se vigorosamente para cima e para baixo, criando bolhas tão grandes quanto a própria supergigante, levando sua equipe a concluir que tal agitação estelar está por trás da ejeção maciça da pluma observada por Kervella.
Conchas assimétricas
Além da fotosfera, seis outros componentes da atmosfera de Betelgeuse foram identificados. Eles são um ambiente molecular também conhecido como MOLsphere, um envelope gasoso, uma cromosfera, um ambiente de poeira e duas camadas externas (S1 e S2) compostas de monóxido de carbono (CO). Alguns desses elementos são conhecidos por serem assimétricos, enquanto outros se sobrepõem.
Em cerca de 0,45 raios estelares (~ 2–3 UA ) acima da fotosfera, pode haver uma camada molecular conhecida como MOLsfera ou ambiente molecular. Estudos mostram que ele é composto de vapor de água e monóxido de carbono com uma temperatura efetiva de cerca de1.500 ± 500 K . O vapor de água foi detectado originalmente no espectro da supergigante na década de 1960 com os dois projetos do Estratoscópio, mas foi ignorado por décadas. A MOLsphere também pode conter SiO e Al 2 O 3 - moléculas que poderiam explicar a formação de partículas de poeira.
O envelope gasoso assimétrico, outra região mais fria, se estende por vários raios (~ 10-40 AU ) da fotosfera. É enriquecido em oxigênio e especialmente em nitrogênio em relação ao carbono. Essas anomalias de composição são provavelmente causadas por contaminação por material processado com CNO do interior de Betelgeuse.
Imagens de radiotelescópio tiradas em 1998 confirmam que Betelgeuse tem uma atmosfera altamente complexa, com uma temperatura de 3.450 ± 850 K , semelhante ao registrado na superfície da estrela, mas muito menor do que o gás circundante na mesma região. As imagens do VLA também mostram que esse gás de temperatura mais baixa esfria progressivamente à medida que se estende para fora. Embora inesperado, acaba sendo o constituinte mais abundante da atmosfera de Betelgeuse. "Isso altera nosso conhecimento básico sobre as atmosferas de estrelas supergigantes vermelhas", explicou Jeremy Lim, o líder da equipe. "Em vez de a atmosfera da estrela se expandir uniformemente devido ao gás aquecido a altas temperaturas perto de sua superfície, agora parece que várias células gigantes de convecção propelem gás da superfície da estrela para a atmosfera." Esta é a mesma região em que a descoberta de Kervella em 2009 de uma pluma brilhante, possivelmente contendo carbono e nitrogênio e se estendendo por pelo menos seis raios fotoféricos na direção sudoeste da estrela, acredita-se que exista.
A cromosfera foi capturada diretamente pela Faint Object Camera a bordo do Telescópio Espacial Hubble em comprimentos de onda ultravioleta. As imagens também revelaram uma área brilhante no quadrante sudoeste do disco. O raio médio da cromosfera em 1996 era cerca de 2,2 vezes o disco óptico (~10 UA ) e foi relatado ter uma temperatura não superior a5.500 K . No entanto, em 2004 as observações com o STIS, o espectrômetro de alta precisão do Hubble, apontou para a existência de plasma cromosférico quente a pelo menos um segundo de arco de distância da estrela. À distância de197 pc , o tamanho da cromosfera pode ser de até200 UA . As observações demonstraram conclusivamente que o plasma cromosférico quente se sobrepõe espacialmente e coexiste com o gás frio no envelope gasoso de Betelgeuse, bem como com a poeira em suas cascas de poeira circunstelar.
A primeira afirmação de uma camada de poeira ao redor de Betelgeuse foi apresentada em 1977, quando foi notado que as camadas de poeira ao redor de estrelas maduras freqüentemente emitiam grandes quantidades de radiação em excesso da contribuição fotosférica. Usando interferometria heteródina , concluiu-se que a supergigante vermelha emite a maior parte de seu excesso de radiação de posições além de 12 raios estelares ou aproximadamente a distância do cinturão de Kuiper em 50 a 60 UA, que depende do raio estelar assumido. Desde então, estudos foram feitos sobre esse envelope de poeira em vários comprimentos de onda, produzindo resultados decididamente diferentes. Estudos da década de 1990 estimaram o raio interno da camada de poeira em qualquer lugar de 0,5 a1,0 segundos de arco ou 100 a200 UA . Esses estudos apontam que o ambiente de poeira em torno de Betelgeuse não é estático. Em 1994, foi relatado que Betelgeuse passa por uma produção esporádica de poeira por décadas, seguida por inatividade. Em 1997, mudanças significativas na morfologia da camada de poeira em um ano foram observadas, sugerindo que a camada é iluminada de forma assimétrica por um campo de radiação estelar fortemente afetado pela existência de hotspots fotosféricos. O relatório de 1984 de uma concha gigante de poeira assimétrica1 pc (206,265 UA ) não foi corroborado por estudos recentes, embora outro publicado no mesmo ano disse que três cascas de poeira foram encontradas estendendo-se quatro anos-luz de um lado da estrela em decomposição, sugerindo que Betelgeuse perde suas camadas externas conforme se move.
Embora o tamanho exato das duas camadas externas de CO permaneça indescritível, estimativas preliminares sugerem que uma camada se estende de cerca de 1,5 a 4,0 segundos de arco e a outra se expande até 7,0 segundos de arco. Assumindo a órbita de Júpiter de5,5 AU como o raio da estrela, a casca interna se estenderia cerca de 50 a 150 raios estelares (~ 300 a800 UA ) com o externo até 250 raios estelares (~1.400 AU ). A heliopausa do Sol é estimada em cerca de 100 UA, então o tamanho dessa camada externa seria quase quatorze vezes o tamanho do Sistema Solar.
Choque de arco supersônico
Betelgeuse está viajando supersonicamente através do meio interestelar a uma velocidade de 30 km / s (ou seja, ~6.3 AU / a ) criando um choque de arco . O choque não é criado pela estrela, mas por seu poderoso vento estelar , que ejeta grandes quantidades de gás no meio interestelar a uma velocidade de17 km / s , aquecendo o material ao redor da estrela, tornando-o visível na luz infravermelha. Como Betelgeuse é tão brilhante, foi apenas em 1997 que o amortecedor de arco foi fotografado pela primeira vez. A estrutura cometária é estimada em pelo menos um parsec de largura, assumindo uma distância de 643 anos-luz.
Simulações hidrodinâmicas do arco de choque feitas em 2012 indicam que é muito jovem - menos de 30.000 anos - sugerindo duas possibilidades: que Betelgeuse se mudou para uma região do meio interestelar com propriedades diferentes apenas recentemente ou que Betelgeuse passou por uma transformação significativa produzindo um vento estelar alterado. Um artigo de 2012 propôs que esse fenômeno foi causado pela transição de Betelgeuse de uma supergigante azul (BSG) para uma supergigante vermelha (RSG). Há evidências de que no estágio evolutivo tardio de uma estrela como Betelgeuse, tais estrelas "podem sofrer transições rápidas de vermelho para azul e vice-versa no diagrama de Hertzsprung-Russell, com mudanças rápidas em seus ventos estelares e choques de proa". Além disso, se pesquisas futuras confirmarem esta hipótese, Betelgeuse pode provar ter viajado perto de 200.000 UA como uma supergigante vermelha espalhando tanto quanto3 M ☉ ao longo de sua trajetória.
Fases da vida
Betelgeuse é uma supergigante vermelha que evoluiu de uma estrela tipo O da sequência principal . Seu núcleo eventualmente entrará em colapso, produzindo uma explosão de supernova e deixando para trás um remanescente compacto . Os detalhes dependem da massa inicial exata e de outras propriedades físicas dessa estrela da sequência principal.
Sequência principal
A massa inicial de Betelgeuse só pode ser estimada testando diferentes modelos evolutivos estelares para coincidir com suas propriedades observadas atualmente. As incógnitas dos modelos e das propriedades atuais significam que há uma incerteza considerável na aparência inicial de Betelgeuse, mas sua massa geralmente é estimada em cerca de 10–25 M ☉ , com modelos modernos encontrando valores de 15–20 M ☉ . Pode-se razoavelmente presumir que sua composição química tenha sido em torno de 70% de hidrogênio, 28% de hélio e 2,4% de elementos pesados, um pouco mais ricos em metais do que o Sol, mas de outra forma semelhantes. A taxa de rotação inicial é mais incerta, mas os modelos com taxas de rotação inicial lentas a moderadas produzem as melhores correspondências com as propriedades atuais de Betelgeuse. Essa versão da sequência principal de Betelgeuse teria sido uma estrela luminosa quente com um tipo espectral como O9V.
Uma estrela de 15 M ☉ levaria entre 11,5 e 15 milhões de anos para atingir o estágio de supergigante vermelha, com estrelas de rotação mais rápida levando mais tempo. Estrelas 20 M ☉ em rotação rápida levam 9,3 milhões de anos para atingir o estágio supergigante vermelho, enquanto estrelas 20 M ☉ com rotação lenta levam apenas 8,1 milhões de anos. Estas são as melhores estimativas da idade atual de Betelgeuse, já que o tempo desde seu estágio de sequência principal de idade zero é estimado em 8,0-8,5 milhões de anos como uma estrela de 20 M ☉ sem rotação.
Após a exaustão do hidrogênio do núcleo
O tempo que Betelgeuse passou como uma supergigante vermelha pode ser estimado comparando as taxas de perda de massa com o material circunstelar observado, bem como a abundância de elementos pesados na superfície. As estimativas variam de 20.000 anos a um máximo de 140.000 anos. Betelgeuse parece passar por curtos períodos de perda de massa pesada e é uma estrela em fuga movendo-se rapidamente pelo espaço, então as comparações de sua perda de massa atual com a massa perdida total são difíceis. A superfície de Betelgeuse mostra aumento de nitrogênio, níveis relativamente baixos de carbono e uma alta proporção de 13 C em relação a 12 C , todos indicativos de uma estrela que experimentou a primeira dragagem . No entanto, a primeira dragagem ocorre logo depois que uma estrela atinge a fase supergigante vermelha e isso significa apenas que Betelgeuse é uma supergigante vermelha há pelo menos alguns milhares de anos. A melhor previsão é que Betelgeuse já passou cerca de 40.000 anos como uma supergigante vermelha, tendo deixado a sequência principal há talvez um milhão de anos.
A massa atual pode ser estimada a partir de modelos evolutivos a partir da massa inicial e da massa esperada perdida até o momento. Para Betelgeuse, a massa total perdida é prevista em não mais do que cerca de um M ☉ , dando uma massa atual de 19,4–19,7 M ☉ , consideravelmente maior do que a estimada por outros meios, como propriedades pulsacionais ou modelos de escurecimento de membros.
Espera-se que todas as estrelas com mais massa do que cerca de 10 M ☉ acabem com suas vidas quando seus núcleos entrem em colapso, normalmente produzindo uma explosão de supernova. Até cerca de 15 M ☉ , uma supernova do tipo II-P é sempre produzida a partir do estágio supergigante vermelho. Estrelas mais massivas podem perder massa com rapidez suficiente para evoluir para temperaturas mais altas antes que seus núcleos entrem em colapso, especialmente para estrelas giratórias e modelos com taxas de perda de massa especialmente altas. Essas estrelas podem produzir supernovas do tipo II-L ou IIb de supergigantes amarelas ou azuis, ou supernovas do tipo Ib / c de estrelas Wolf-Rayet. Modelos de estrelas em rotação 20 M ☉ predizem uma supernova peculiar do tipo II semelhante a SN 1987A de um progenitor supergigante azul . Por outro lado, os modelos não rotativos 20 M ☉ predizem uma supernova do tipo II-P a partir de um progenitor supergigante vermelho.
O tempo até a explosão de Betelgeuse depende das condições iniciais previstas e da estimativa do tempo já gasto como uma supergigante vermelha. A vida útil total desde o início da fase supergigante vermelha até o colapso do núcleo varia de cerca de 300.000 anos para uma estrela rotativa de 25 M ☉ , 550.000 anos para uma estrela rotativa de 20 M ☉ e até um milhão de anos para uma estrela não rotativa de 15 M ☉ estrela. Dado o tempo estimado desde que Betelgeuse se tornou uma supergigante vermelha, as estimativas de sua vida útil restante variam de uma "melhor estimativa" de menos de 100.000 anos para um modelo não rotativo 20 M ☉ a muito mais longo para modelos rotativos ou estrelas de massa inferior. O local de nascimento suspeito de Betelgeuse na Associação Orion OB1 é a localização de várias supernovas anteriores. Acredita-se que estrelas em fuga podem ser causadas por supernovas, e há fortes evidências de que estrelas OB μ Columbae , AE Aurigae e 53 Arietis se originaram de tais explosões em Ori OB1 2.2, 2.7 e 4.9 milhões de anos atrás.
Uma supernova tipo II-P típica emite 2 × 10 46 J de neutrinos e produz uma explosão com uma energia cinética de2 × 10 44 J . Visto da Terra, Betelgeuse como uma supernova do tipo IIP teria um pico de magnitude aparente em algum lugar na faixa de −8 a −12. Isso seria facilmente visível à luz do dia, com um brilho possível até uma fração significativa da lua cheia , embora provavelmente não excedesse. Este tipo de supernova permaneceria com brilho aproximadamente constante por 2-3 meses antes de escurecer rapidamente. A luz visível é produzida principalmente pela decadência radioativa do cobalto , e mantém seu brilho devido à crescente transparência do hidrogênio resfriado ejetado pela supernova.
Devido a mal-entendidos causados pela publicação de 2009 da contração de 15% da estrela, aparentemente de sua atmosfera externa, Betelgeuse tem sido frequentemente o assunto de histórias assustadoras e rumores sugerindo que ela explodirá dentro de um ano, levando a afirmações exageradas sobre as consequências de tal um evento. O momento e a prevalência desses rumores têm sido associados a equívocos mais amplos da astronomia, particularmente às previsões do fim do mundo relacionadas ao calendário maia . É improvável que Betelgeuse produza uma explosão de raios gama e não está perto o suficiente para que seus raios X , radiação ultravioleta ou material ejetado causem efeitos significativos na Terra . Após o escurecimento de Betelgeuse em dezembro de 2019, apareceram relatos na ciência e na mídia convencional que novamente incluíam especulações de que a estrela poderia estar prestes a se tornar uma supernova - mesmo em face da pesquisa científica de que uma supernova não é esperada por talvez 100.000 anos. Alguns meios de comunicação relataram a magnitude tão fraca quanto +1,3 como um fenômeno incomum e interessante, como a revista Astronomy , a National Geographic e o Smithsonian . Alguns meios de comunicação tradicionais, como The Washington Post , ABC News na Austrália e Popular Science , relataram que uma supernova era possível, mas improvável, enquanto outros veículos retratavam uma supernova como uma possibilidade realista. A CNN , por exemplo, escolheu a manchete "Uma estrela vermelha gigante está agindo de forma estranha e os cientistas acham que pode estar prestes a explodir", enquanto o New York Post declarou Betelgeuse como "devido a uma supernova explosiva". Phil Plait escreveu novamente para corrigir o que ele chama de "Astronomia ruim", observando que o comportamento recente de Betelgeuse "[embora] incomum ... não é sem precedentes. Além disso, provavelmente não explodirá por muito, muito tempo. " Dennis Overbye, do The New York Times, parece concordar em escrever: "Betelgeuse está prestes a explodir? Provavelmente não, mas os astrônomos estão se divertindo pensando nisso."
Seguindo a eventual supernova, um pequeno remanescente denso será deixado para trás, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro . Betelgeuse não tem um núcleo massivo o suficiente para um buraco negro, então o remanescente está previsto para ser uma estrela de nêutrons de aproximadamente 1,5 M ☉ .
Atributos etnológicos
Ortografia e pronúncia
Betelgeuse também foi soletrado Betelgeux e, em alemão , Beteigeuze (de acordo com Bode ). Betelgeux e Betelgeuze foram usadas até o início do século 20, quando a grafia Betelgeuse se tornou universal. O consenso sobre sua pronúncia é fraco e tão variado quanto sua grafia:
- / B ɛ t əl dʒ u z / BET -əl-jooz -Dicionário de Inglês OxfordeRoyal Astronomical Society of Canada
- / B i t əl dʒ u z , - dʒ ɜː z / BETERRABA -əl-jooz, -jurz -Dicionário de Inglês Oxford
- / B i t əl dʒ u s / BETERRABA -əl-joos - (Canadian Oxford Dictionary,de Webster Collegiate Dictionary)
- / B ɛ t əl ɡ ɜr z / aposta-əl- GURZ - (Martha Evans Martin,A amigável estrelas)
As pronúncias -urz são tentativas de renderizar o som eu do francês ; eles só funcionam em acentos de queda de r .
Etimologia
Betelgeuse é frequentemente mal traduzido como "axila da central". Em seu trabalho de 1899 Star-Names and their Meanings , o naturalista amador americano Richard Hinckley Allen afirmou que a derivação era do ابط الجوزاء Ibṭ al-Jauzah , que ele afirmava ter degenerado em várias formas, incluindo Bed Elgueze , Beit Algueze , Bet El-gueze , Beteigeuze e mais, às formas Betelgeuse , Betelguese , Betelgueze e Betelgeux . A estrela foi nomeada Beldengeuze nas Tabelas Alfonsine , e o padre jesuíta italiano e astrônomo Giovanni Battista Riccioli a chamou de Bectelgeuze ou Bedalgeuze .
Paul Kunitzsch, Professor de Estudos Árabes na Universidade de Munique, refutou a derivação de Allen e, em vez disso, propôs que o nome completo é uma corruptela do árabe يد الجوزاء Yad al-Jauzā ', que significa "a Mão de al-Jauzā'" , ou seja , Orion . A má tradução européia para o latim medieval fez com que o primeiro caractere y ( ﻴ , com dois pontos embaixo) fosse mal interpretado como a b ( ﺒ , com apenas um ponto embaixo). Durante a Renascença , o nome da estrela foi escrito como بيت الجوزاء Bait al-Jauzā ' ("casa de Orion") ou بط الجوزاء Baţ al-Jauzā' , incorretamente considerado como significando "axila de Orion" (uma tradução verdadeira de "axila" seria ابط , transliterado como Ibţ ) . Isso levou à tradução moderna como Betelgeuse . Outros escritores aceitaram a explicação de Kunitzsch.
A última parte do nome, "-elgeuse", vem do árabe الجوزاء al-Jauzā ' , um nome árabe histórico da constelação de Orion , um nome feminino na antiga lenda árabe e de significado incerto. Porque جوز j-wz , a raiz de jauzā ' , significa "meio", al-Jauzā' significa aproximadamente "o Central". O nome árabe moderno para Orion é الجبار al-Jabbār ("o Gigante"), embora o uso de الجوزاء al-Jauzā ' no nome da estrela tenha continuado. O tradutor inglês do século 17, Edmund Chilmead, deu-lhe o nome de Ied Algeuze ("Mão de Orion"), de Christmannus . Outros nomes árabes registrados incluem Al Yad al Yamnā ("a mão direita"), Al Dhira ("o braço") e Al Mankib ("o ombro"), todos anexados a "do gigante", como منكب الجوزاء Mankib al Jauzā ' .
Outros nomes
Outros nomes para Betelgeuse incluíam Bašn persa "o Braço" e Klaria copta "um Armlet". Bahu era seu nome em sânscrito , como parte da compreensão hindu da constelação como um antílope ou veado correndo. Na astronomia chinesa tradicional , o nome de Betelgeuse é参 宿 四( Shēnxiùsì , a quarta estrela da constelação de três estrelas ), já que a constelação chinesa参 宿originalmente se referia às três estrelas no cinto de Órion . Esta constelação foi finalmente expandida para dez estrelas, mas o nome anterior permaneceu. No Japão, o clã Taira, ou Heike, adotou Betelgeuse e sua cor vermelha como símbolo, chamando a estrela de Heike-boshi , (平 家 星), enquanto o clã Minamoto, ou Genji, escolheu Rigel e sua cor branca. As duas famílias poderosas travaram uma guerra lendária na história japonesa, as estrelas vistas como se enfrentando e apenas separadas pelo Cinturão.
Na tradição taitiana, Betelgeuse era um dos pilares que sustentavam o céu, conhecido como Anâ-varu , o pilar onde se sentar. Também era chamada de Ta'urua-nui-o-Mere "Grande festa nos anseios dos pais". Um termo havaiano para isso era Kaulua-koko "estrela vermelha brilhante". O povo Lacandon da América Central o conhecia como chäk tulix "borboleta vermelha".
O escritor de astronomia Robert Burnham Jr. propôs o termo padparadaschah, que denota uma rara safira laranja na Índia, para a estrela.
Mitologia
Com a história da astronomia intimamente associada à mitologia e astrologia antes da revolução científica , a estrela vermelha, como o planeta Marte que deriva seu nome de um deus romano da guerra , foi intimamente associada ao arquétipo marcial da conquista por milênios e por extensão , o motivo da morte e renascimento. Outras culturas produziram diferentes mitos. Stephen R. Wilk propôs que a constelação de Órion poderia ter representado a figura mitológica grega Pélops , que teve um ombro artificial de marfim feito para ele, com Betelgeuse como o ombro, sua cor lembra o brilho amarelo avermelhado do marfim.
O povo aborígine do Grande Deserto de Vitória da Austrália do Sul incorporou Betelgeuse em suas tradições orais como o clube de Nyeeruna (Orion), que se enche de magia de fogo e se dissipa antes de retornar. Isso foi interpretado como uma demonstração de que os primeiros observadores aborígines estavam cientes das variações de brilho de Betelgeuse. O povo Wardaman do norte da Austrália conhecia a estrela como Ya-jungin "Owl Eyes Flicking", sua luz variável significando sua observação intermitente de cerimônias lideradas pelo Líder Canguru Vermelho Rigel. Na mitologia sul-africana, Betelgeuse era vista como um leão lançando um olhar predatório para as três zebras representadas pelo Cinturão de Órion .
Nas Américas, Betelgeuse significa um membro decepado de uma figura humana (Orion) - o Taulipang do Brasil conhece a constelação como Zililkawai, um herói cuja perna foi cortada por sua esposa, com a luz variável de Betelgeuse ligada ao corte de o membro. Da mesma forma, o povo Lakota da América do Norte o vê como um chefe cujo braço foi decepado.
Um nome sânscrito para Betelgeuse é ārdrā "o úmido", epônimo da mansão lunar Ardra na astrologia hindu . O Deus rigvédico das tempestades Rudra presidiu a estrela; esta associação foi ligada pelo entusiasta das estrelas do século 19, Richard Hinckley Allen, à natureza tempestuosa de Orion. As constelações no folclore macedônio representavam itens agrícolas e animais, refletindo o modo de vida de sua aldeia. Para eles, Betelgeuse era Orach "o lavrador", ao lado do resto de Orion, que representava um arado com bois. O surgimento de Betelgeuse por volta das 3 da manhã no final do verão e no outono significava que os homens da aldeia deveriam ir para os campos arar. Para os inuítes , o aparecimento de Betelgeuse e Bellatrix no alto do céu meridional após o pôr do sol marcava o início da primavera e o aumento dos dias no final de fevereiro e início de março. As duas estrelas eram conhecidas como Akuttujuuk "aquelas (duas) colocadas longe uma da outra", referindo-se à distância entre elas, principalmente a pessoas da Ilha de Baffin do Norte e da Península de Melville.
As localizações opostas de Orion e Scorpius , com suas estrelas variáveis vermelhas brilhantes correspondentes Betelgeuse e Antares , foram notadas por culturas antigas ao redor do mundo. A colocação de Orion e a ascensão de Scorpius significam a morte de Orion pelo escorpião. Na China, eles significam irmãos e rivais Shen e Shang. O Batak de Sumatra marcou seu Ano Novo com a primeira lua nova após o afundamento do Cinturão de Órion abaixo do horizonte, ponto no qual Betelgeuse permaneceu "como a cauda de um galo". As posições de Betelgeuse e Antares em extremos opostos do céu celestial foram consideradas significativas e suas constelações foram vistas como um par de escorpiões. Dias de escorpião marcados como noites em que ambas as constelações podiam ser vistas.
Na cultura popular
Como uma das estrelas mais brilhantes e conhecidas, Betelgeuse apareceu em muitas obras de ficção. O nome incomum da estrela inspirou o título do filme Beetlejuice de 1988 , referindo-se ao seu antagonista titular, e o roteirista Michael McDowell ficou impressionado com a quantidade de pessoas que fizeram a conexão. Na popular série de ficção científica O Guia do Mochileiro das Galáxias, de Douglas Adams , Ford Prefect era de "um pequeno planeta em algum lugar nas vizinhanças de Betelgeuse".
Dois navios da marinha americana receberam o nome da estrela, ambos navios da Segunda Guerra Mundial, o USS Betelgeuse (AKA-11) lançado em 1939 e o USS Betelgeuse (AK-260) lançado em 1944. Em 1979, um superpetroleiro francês chamado Betelgeuse foi atracado na Ilha Whiddy, descarregando óleo quando esta explodiu, matando 50 pessoas em um dos piores desastres da história da Irlanda.
A canção " Black and Blue Bird " da Dave Matthews Band faz referência à estrela. A canção "Far Out" do Blur, de seu álbum de 1994, Parklife, menciona Betelgeuse em suas letras.
O poema de Philip Larkin "The North Ship", encontrado na coleção de mesmo nome , faz referência à estrela na seção intitulada "Acima de 80 ° N", onde se lê:
“'Uma mulher tem dez garras,' /
Cantou o contramestre bêbado; / Mais longe que Betelgeuse, / Mais brilhante que Orion / Ou os planetas Vênus e Marte, / As chamas das estrelas no oceano; / 'Uma mulher tem dez garras,' /
Cantou o contramestre bêbado. "
Humbert Wolfe escreveu um poema sobre Betelgeuse, que foi musicado por Gustav Holst .
Tabela de estimativas de diâmetro angular
Esta tabela fornece uma lista não exaustiva de medições angulares realizadas desde 1920. Também está incluída uma coluna que fornece uma faixa atual de raios para cada estudo com base na estimativa de distância mais recente de Betelgeuse (Harper et al. ) De197 ± 45 pc .
| Artigo | Ano | Telescópio | # | Espectro | λ ( μm ) | ∅ ( mas ) | Radii @ 197 ± 45 pc |
Notas |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Michelson | 1920 | Mt. Wilson | 1 | Visível | 0,575 | 47,0 ± 4,7 | 3.2-6,3 AU | Membro escurecido + 17% = 55,0 |
| Bonneau | 1972 | Palomar | 8 | Visível | 0,422–0,719 | 52,0-69,0 | 3,6–9.2 AU | Correlação forte de ∅ com λ |
| Balega | 1978 | ESO | 3 | Visível | 0,405–0,715 | 45,0-67,0 | 3.1-8,6 UA | Sem correlação de ∅ com λ |
| 1979 | SAO | 4 | Visível | 0,575-0,773 | 50,0-62,0 | 3,5–8.0 AU | ||
| Buscher | 1989 | WHT | 4 | Visível | 0,633–0,710 | 54,0-61,0 | 4,0–7,9 AU | Assimetrias / pontos de acesso descobertos |
| Wilson | 1991 | WHT | 4 | Visível | 0,546–0,710 | 49,0-57,0 | 3,5–7,1 AU | Confirmação de pontos de acesso |
| Tuthill | 1993 | WHT | 8 | Visível | 0,633–0,710 | 43,5-54,2 | 3.2-7,0 AU | Estudo de pontos de acesso em 3 estrelas |
| 1992 | WHT | 1 | NIR | 0,902 | 42,6 ± 3,0 | 3,0–5,6 AU | ||
| Gilliland | 1995 | HST | UV | 0,24–0,27 | 104-112 | 10,3-11,1 | Diâmetros FWHM | |
| 0,265–0,295 | 92-100 | 9,1-9,8 | ||||||
| salsicha | 1999 | ISI | 2 | MIR ( banda N ) | 11,150 | 54,7 ± 0,3 | 4.1-6,7 AU | Membro escurecido = 55,2 ± 0,5 |
| Perrin | 1997 | IOTA | 7 | NIR ( banda K ) | 2.200 | 43,33 ± 0,04 | 3,3–5,2 AU | Bandas K e L ,Contraste de dados de 11,5 μm |
| Haubois | 2005 | IOTA | 6 | NIR ( banda H ) | 1.650 | 44,28 ± 0,15 | 3.4-5,4 AU | Diâmetro de Rosseland 45,03 ± 0,12 |
| Hernandez | 2006 | VLTI | 2 | NIR (banda K) | 2.099-2.198 | 42,57 ± 0,02 | 3.2-5,2 AU | Resultados AMBER de alta precisão. |
| Ohnaka | 2008 | VLTI | 3 | NIR (banda K) | 2.280-2.310 | 43,19 ± 0,03 | 3,3–5,2 AU | Membro escurecido 43,56 ± 0,06 |
| Townes | 1993 | ISI | 17 | MIR (banda N) | 11,150 | 56,00 ± 1,00 | 4,2-6,8 AU | Estudo sistemático envolvendo 17 medições no mesmo comprimento de onda de 1993 a 2009 |
| 2008 | ISI | MIR (banda N) | 11,150 | 47,00 ± 2,00 | 3,6–5,7 AU | |||
| 2009 | ISI | MIR (banda N) | 11,150 | 48,00 ± 1,00 | 3,6–5,8 AU | |||
| Ohnaka | 2011 | VLTI | 3 | NIR (banda K) | 2.280-2.310 | 42,05 ± 0,05 | 3.2-5,2 AU | Membro escurecido 42,49 ± 0,06 |
| Harper | 2008 | VLA | Também digno de nota, Harper et al. na conclusão de seu artigo, faça a seguinte observação: "Em certo sentido, a distância derivada de200 pc é um equilíbrio entre o131 pc (425 al ) Distância de Hipparcos e o rádio que tende para250 pc (815 ly ) " —então estabelecendo ±815 ly como a distância externa da estrela. | |||||
Veja também
Notas de rodapé
Referências
links externos
- Imagens de superfície de Betelgeuse com COAST e WHT Imagens interferométricas obtidas em diferentes comprimentos de onda.
- Infravermelho próximo, médio e distante Arquivado em 29 de abril de 2020 na página do Centro de Análise e Processamento de Infravermelho da Wayback Machine (IPAC) mostrando imagens em vários comprimentos de onda.
- Imagens APOD :
- Mars and Orion Over Monument Valley Skyscape mostrando o brilho relativo de Betelgeuse e Rigel.
- Orion: Vista de tirar o fôlego da cabeça aos pés do Complexo de Nuvem Molecular de Orion de Rogelio Bernal Andreo.
- The Spotty Surface of Betelgeuse Uma imagem reconstruída mostrando dois pontos de acesso, possivelmente células de convecção.
- Simulado Supergiant Star Freytag "Star in a Box" ilustrando a natureza dos "grânulos de monstro" de Betelgeuse.
- Por que as estrelas cintilam Imagem de Betelgeuse mostrando o efeito de cintilação atmosférica em um telescópio.
- Filme supergigante vermelho Simulação numérica de uma estrela supergigante vermelha como Betelgeuse.