Μετάβαση στο περιεχόμενο

Μπετελγκέζ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Συντεταγμένες: Sky map 05h 55m 10.3053s, +07° 24′ 25.426″

Μπετελγκέζ (α Ωρίωνος)
ΑστερισμόςΩρίων
Συντεταγμένες
(εποχή 2000.0):		α = 5h:55m:10s, δ = +07°.24΄.25΄΄[1]
Φαινόμενο μέγεθος0,42 (0,3-1,2 μεταβλητός)[1]
Φασματικός τύποςM2Iab[1]
Απόσταση από τη Γη643 ± 146 έτη φωτός[2]

Μπετελγκέζ (Betelgeuse) ή εξελληνισμένα Βετελγόζης είναι το ιδιαίτερο όνομα του ημικανονικά παλλόμενου υπεργίγαντα α του αστερισμού Ωρίωνος (alpha Orionis, α Ori).[1] Επίσης ο αστέρας φέρει το όνομα 58 Ωρίωνος (ονομασία κατά Τζον Φλάμστηντ).[1] Είναι το ένατο λαμπρότερο άστρο στον ουρανό και βρίσκεται σε απόσταση περίπου 640 ετών φωτός.[2] Αν και φέρει το γράμμα α, ο λαμπρότερος αστέρας του Ωρίωνα είναι ο Ρίγκελ και όχι ο Μπετελεγκέζ. Αποτελεί την επάνω δεξιά κορυφή του χειμερινού τριγώνου και το κέντρο του χειμερινού εξαγώνου.

Ο Μπετελγκέζ, που έχει χαρακτηριστεί ως ερυθρός υπεργίγαντας, είναι ένας από τους μεγαλύτερους και λαμπρότερους αστέρες του ουρανού. Η διάμετρός του είναι τόσο μεγάλη που αν βρισκόταν στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος, η επιφάνειά του θα έφτανε μέχρι την τροχιά του Δία, «καταπίνοντας» όλους τους εσωτερικούς πλανήτες. Η διάμετρός του είναι περίπου 1180 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου.[3] Το μέγεθός του μεταβάλλεται από 0,5 σε 1,4, η μεγαλύτερη μεταβλητότητα για αστέρα πρώτου μεγέθους.

Αν και ο Μπετελγκέζ έχει ηλικία μόνο 10 εκατομμυρίων ετών, η μεγάλη μάζα του έχει οδηγήσει στη γρήγορη εξέλιξή του και πιστεύεται ότι μέσα στις αμέσως επόμενες χιλιετίες θα εκραγεί ως υπερκαινοφανής αστέρας.

Ονομασία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το τελευταίο μέρος (-ελγκέζ) του ονόματος του Μπετελγκέζ προέρχεται από το αραβικό الجوزاء (al-Jauzā΄), που ήταν το ιστορικό όνομα του Ωρίωνα. Το όνομα προέρχεται από ένα αραβικό θρύλο και μεταφράζεται παραδοσιακά ως «ο Κεντρικός». Σχετικά με το πρώτο συνθετικό του ονόματος ο Allen προκρίνει τη λέξη إبط (Ibt), που σημαίνει μασχάλη. Μια εναλλακτική ετυμολόγηση είναι η Al Mankib al Jabbar = ο Ώμος του Γίγαντα, όνομα που αντιστοιχεί καλύτερα στη θέση του αστέρα στο σχήμα που δημιουργούν τα φωτεινότερα άστρα του αστερισμού. Από διάφορους Άραβες συγγραφείς περιγράφηκε επίσης ως al Dhira = ο βραχίονας και ως al Yad al Yamna = το δεξί χέρι, πάντοτε του Γίγαντα. Το όνομα Mirzam = ο Βρυχόμενος ή ο Αγγελιοφόρος, που αρχικώς οι Άραβες το χρησιμοποιούσαν για τον αστέρα γ Ωρίωνος, χρησιμοποιήθηκε επίσης για τον Βετελγόζη. Για τον λόγο αυτό ο Λαλάντ αναφέρει τον α Ωρίωνος ως Almerzamo nnagied.

Οι Sayce και Bosanquet ταυτίζουν τον αστέρα με τον μεσοποταμιακό Gula. Στην Ινδία ο Μπετελγκέζ μόνος του αποτελούσε τον τέταρτο σεληνιακό οίκο (nakshatra), τον Ardra (= Υγρό), που απεικονιζόταν ως πολύτιμο πετράδι μαζί με τον θεό της θύελλας, τον Ρούντρα. Στα σανσκριτικά κείμενα ο αστέρας αναφέρεται με το όνομα Bahu, που σημαίνει βραχίονας. Η ινδική σύλληψη του αστερισμού ωστόσο ήταν μια αντιλόπη ή άλογο που τρέχει, με τους αστέρες α, β, γ και κ να σημειώνουν τα πόδια και τον α ειδικότερα (τον Βετελγόζη) στη θέση του άνω μέρους του αριστερού μπροστινού ποδιού. Ισοδύναμη είναι και η ονομασία στους Πέρσες, Besn = βραχίονας, και στους Κόπτες: Klaria = μικρός βραχίονας.

Ως προς το όνομα του αστέρα στην αρχαία Ελλάδα, ο Γιόχαν Μπάγερ αναφέρει το γλήνεα από τον Άρατο, μόνο που στο πρωτότυπο κείμενο του αρχαίου ποιητή δεν αναφέρεται πουθενά αυτή η λέξη. Ο Χρυσοκόκκης αποκαλεί τον Βετελγόζη «ώμον διδύμων», υπονοώντας ίσως με τον όρο αυτό και ένα αστέρα που γειτνιάζει με τον αστερισμό Δίδυμοι, ο οποίος βρίσκεται πάνω από τον Ωρίωνα.

Σε νεότερα δυτικά κείμενα, μετά τo 1000 μ.X., το όνομα απαντάται παρεφθαρμένο ως Bed Elgueze, Beit Algueze, Bet El-geuze, Beteigeuze, κ.ά. μορφές μέχρι τη σημερινή, που επίσης απαντάται με παραλλαγές: Betelgeuse, Betelguese, Betelgueze, Betelgeux. Οι Αλφόνσειοι Πίνακες τον γράφουν ως Beldengenze, ενώ ο Ριτσιόλι Bectelgeuze και Bedalgeuze.

Ιστορία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Μπετελγκέζ και το κόκκινο χρώμα του έχουν σημειωθεί από την αρχαιότητα: ο κλασικός αστρονόμος Πτολεμαίος περιγράφει το χρώμα του ως υπόκιρρο. Σε αντίθεση, το ιστορικό αρχείο των Κινέζων αστρονόμων κατά τη διάρκεια του πρώτου αιώνα π.Χ. αναφέρουν ότι ο Μπετελγκέζ είχε ένα κίτρινο χρώμα.[4] Πριν από τα σύγχρονα συστήματα της αστρικής ταξινόμησης, ο Angelo Secchi είχε δημιουργήσει το δικό του σύστημα φασματικής ανάλυσης με τον Αντάρη και το Μπετελγκέζ ως τα πρότυπα για την κατηγορία ΙΙΙ (πορτοκαλί προς κόκκινα) αστέρων.[5]

Η ανακάλυψη του Χέρσελ

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η διακύμανση της φωτεινότητας του Μπετελγκέζ περιγράφηκε για πρώτη φορά το 1836 από τον Τζων Χέρσελ, όταν δημοσίευσε τις παρατηρήσεις του στο Outlines of Astronomy: σημείωσε την αύξηση της δραστηριότητας την περίοδο 1836 - 1840, ακολουθούμενη από επακόλουθη μείωση. Το 1849 αναφέρθηκε σε ένα μικρότερο κύκλο της μεταβλητότητας, που κορυφώθηκε το 1852. Μεταγενέστεροι παρατηρητές κατέγραψαν ασυνήθιστα υψηλά μέγιστα σε διάστημα αρκετών ετών, αλλά μόνο μικρές αποκλίσεις 1957 - 1967. Τα αρχεία της Αμερικανικής Ένωσης των Παρατηρητών Μεταβλητών Αστέρων (AAVSO) δείχνουν μέγιστο φαινόμενο μέγεθος (φωτεινότητα) της τάξης του 0,2 κατά τα έτη 1933 και 1942, με ελάχιστο πιο αμυδρό από το μέγεθος 1,2 και στα δύο 1927 και 1941.[6][7] Αυτή η μεταβλητότητα στη φωτεινότητα μπορεί να εξηγήσει γιατί ο Johann Bayer, με τη δημοσίευση της Uranometria του το 1603, έχει οριστεί ως άλφα καθώς μπορεί να είχε συναγωνιστεί τον συνήθως φωτεινότερο Ρίγκελ (βήτα).[8]

Το 1920, οι Άλμπερτ Μίκελσον και Φράνσις Πις τοποθέτησαν ένα συμβολόμετρο 6 μέτρων στην πρόσοψη του τηλεσκοπίου των 2,5 μέτρων στο Παρατηρητήριο του όρους Γουίλσον. Με τη βοήθεια του John Anderson, το τρίο μέτρησε τη γωνιακή διάμετρο του Μπετελγκέζ στα 0,047 ", έναν αριθμό ο οποίος οδήγησε σε διάμετρο της τάξης των 3,84 × 108 χλμ (240 εκατομμύρια μίλια ή 2,58 ΑΜ) με βάση την τότε τιμή της παράλλαξης των 0.018".[9] Υπήρχε, όμως, γνωστή αβεβαιότητα λόγω του μαυρίσματος των άκρων και λάθη στη μέτρηση - ένα κεντρικό θέμα που θα αποτελούσε το επίκεντρο της επιστημονικής έρευνας για σχεδόν έναν αιώνα. Αρχίζοντας με αυτή την πρώτη γωνιακή μέτρηση στα ορατά μήκη κύματος, οι ερευνητές έχουν διεξάγει πολλαπλές έρευνες που κυμαίνονται από το υπεριώδες μέχρι τα μέσα του υπέρυθρου με αμφισβητήσιμα αποτελέσματα.

Συγκάλυψη διαφράγματος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Κατά τη δεκαετία του 1970 είχαμε πολλές σημαντικές προόδους στη συμβολομετρία από το Εργαστήριο Διαστημικών Επιστημών του Berkeley που εργαζόταν στο υπέρυθρο και τον Antoine Labeyrie στο ορατό, όταν οι ερευνητές άρχισαν να συνδυάζουν εικόνες από πολλαπλά τηλεσκόπια. Ωστόσο μέχρι τα τέλη του 1980 και στις αρχές της δεκαετίας του 1990 δεν υπήρξε σημαντική πρόοδος μέχρι που ο Μπετελγκέζ έγινε τακτικός στόχος για τη συμβολομετρία συγκάλυψης διαφράγματος όταν σημαντικές ανακαλύψεις συνέβησαν στην απεικόνιση του ορατού φωτός και στο υπέρυθρο. Ώσπου μια καινοτόμος τεχνική από τον John E. Baldwin και άλλους συναδέλφους του Ομίλου Αστροφυσικής Cavendish άλλαξε τα δεδομένα. Η νέα τεχνική συνέβαλε σε μερικές από τις πιο ακριβείς μετρήσεις του Μπετελγκέζ μέχρι σήμερα, ενώ παράλληλα αποκάλυψε μια σειρά από φωτεινά σημεία στη φωτόσφαιρα του άστρου.[10][11][12] Αυτές ήταν οι πρώτες οπτικές και υπέρυθρες εικόνες ενός αστρικού δίσκου εκτός από τον Ήλιο, πρώτα από τα επίγεια συμβολόμετρα και αργότερα από υψηλότερης ανάλυσης παρατηρήσεις του τηλεσκοπίου COAST, με τα «φωτεινά μπαλώματα" ή "καυτά σημεία" ενδεχομένως επιβεβαιώνουν μια θεωρία που προτάθηκε από τον Schwarzschild δεκαετίες νωρίτερα σχετικά με μαζικά κύτταρα μεταφοράς θερμότητας που κυριαρχούν στην αστρική επιφάνεια.[13][14]

Πρόσφατες μελέτες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στην πρώτη δεκαετία του 21ου αιώνα σημειώθηκε μεγάλη πρόοδος σε πολλαπλά μέτωπα, το πιο κεντρικό από τα οποία είναι η απεικόνιση της φωτόσφαιρας του άστρου σε διαφορετικά μήκη κύματος και η μελέτη των πολύπλοκων περιαστρικών κελύφων του Μπετελγκέζ. Στην αυγή της χιλιετίας, ο Μπετελγκέζ μετρήθηκε στη μέση της υπέρυθρης ακτινοβολίας που χρησιμοποιεί το υπέρυθρο διαστημικό Συμβολόμετρο (ISI) και έδωσε ένα άκρο σκοτεινό με εκτίμηση της τάξης των 55,2 ± 0,5 milliarcseconds (MAS)-ένας αριθμός απόλυτα συνεπής με τα ευρήματα του Michelson ογδόντα χρόνια πριν.[9][15] Κατά το χρόνο της δημοσίευσής της, η εκτιμώμενη παράλλαξη από την αποστολή Hipparcos ήταν 7,63 ± 1,64 mas, παράγοντας μια ακτίνα για τον Μπετελγκέζ περίπου 3,6 AΜ. Ωστόσο, πολυάριθμες συμβολομετρικές μελέτες στο εγγύς υπέρυθρο έχουν εμφανιστεί από τότε από το Παρατηρητήριο Paranal στη Χιλή υποστηρίζοντας πιο μικρές διαμέτρους. Παρ 'όλα αυτά, στις 9 Ιουνίου 2009, ο βραβευμένος με Νόμπελ Charles Townes ανακοίνωσε ότι το αστέρι είχε συρρικνωθεί κατά 15% από το 1993 με αυξανόμενο ρυθμό. Παρουσίασε στοιχεία ότι ο ISI του Πανεπιστημίου του Berkeley στην κορυφή του βουνού Γουίλσον είχε παρατηρήσει 15 συναπτά έτη της αστρικής συστολή. Παρά την εμφανή μείωση του μεγέθους του Μπετελγκέζ, ο Townes και ο συνάδελφός του, ο Edward Wishnow, επεσήμανε ότι η ορατή φωτεινότητα του άστρου, ή το μέγεθος, το οποίο παρακολουθείται τακτικά από τα μέλη της AAVSO, δεν έχει δείξει καμία σημαντική εξασθένιση στο ίδιο χρονικό διάστημα. [16] Αυτό το εύρημα της μειούμενης ακτίνας σε συνδυασμό με μια σχετικά σταθερή ροή θέτει υπό αμφισβήτηση μερικές από τις θεμελιώδεις θεωρίες της αστρικής δομής.

Το νεφέλωμα γύρω από τον Μπετελγκέζ. Ο μικρός κόκκινος κύκλος αποτελεί την ορατή επιφάνεια του Μπετελγκέζ. Ο μαύρος κύκλος αποτελεί το λαμπρό μέρος που καλύφτηκε για να φωτογραφηθεί το αχνότερο νεφέλωμα.[17]

Σχετικά με όλη αυτή τη συζήτηση υπάρχουν πολλές έρευνες σχετικά με τη δυσνόητη δυναμική της επεκταμένης ατμόσφαιρας του Μπετελγκέζ. Εδώ και δεκαετίες οι αστρονόμοι έχουν καταλάβει ότι οι ερυθροί γίγαντες κυριαρχούν στην επιστροφή μάζας στο γαλαξία δημιουργώντας αδιαφανή εξωτερικά κελύφη, αλλά η πραγματική μηχανική αυτής της αστρικής απώλειας μάζας έχει παραμείνει ένα μυστήριο. Με τις πρόσφατες εξελίξεις στις συμβολομετρικές μεθοδολογίες, οι αστρονόμοι μπορούν να είναι κοντά στην επίλυση αυτού του αινίγματος. Τον Ιούλιο του 2009, εικόνες που διατίθενται από το Ευρωπαϊκό Νότιο Παρατηρητήριο, που λαμβάνονται από το έδαφος με βάση το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο Συμβολόμετρο (VLTI), έδειξαν τεράστια λοφία αερίου που εκτινάσσονται στην περιβάλλουσα ατμόσφαιρα σε αποστάσεις που προσεγγίζουν τις 30 ΑΜ.[18] Συγκρίσιμη με την απόσταση μεταξύ του Ήλιου και του Ποσειδώνα, αυτή η απώλεια μάζας είναι μία από τις πολλές δυναμικές που αναπτύσσονται στην περιβάλλουσα ατμόσφαιρα. Οι αστρονόμοι έχουν εντοπίσει τουλάχιστον 6 διαφορετικά κελύφη που περιβάλλουν τον Μπετελγκέζ. Καθώς ο αιώνας ξετυλίγεται, η επίλυση του μυστηρίου της μάζας απώλειας στα τελευταία στάδια της εξέλιξης ενός άστρου μπορεί να αποκαλύψει τους παράγοντες που οδηγούν ταχύτατα τους εκρηκτικούς θανάτους αυτών των αστρικών γιγάντων.[16]

Ορατότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Μπετελγκέζ είναι εύκολο να εντοπιστεί στο νυχτερινό ουρανό, καθώς είναι ορατός κοντά στη διάσημη ζώνη του Ωρίωνα και έχει ένα χαρακτηριστικό πορτοκαλί-κόκκινο χρώμα στο γυμνό μάτι. Στο Βόρειο Ημισφαίριο, αρχίζοντας από τον Ιανουάριο κάθε έτους, μπορεί να ειδωθεί στην ανατολή λίγο μετά το ηλιοβασίλεμα. Μέχρι τα μέσα Μαρτίου, το αστέρι βρίσκεται προς νότο στον βραδινό ουρανό και είναι ορατός σχεδόν σε κάθε κατοικημένη περιοχή του πλανήτη, με λίγους μόνο σκοτεινούς ερευνητικούς σταθμούς στην Ανταρκτική σε γεωγραφικά πλάτη νότια του 82 ° να αδυνατούν να το δουν. Στις μεγάλες πόλεις στο Νότιο Ημισφαίριο (π.χ., Σίδνεϊ, Μπουένος Άιρες και Κέιπ Τάουν), το αστέρι υψώνεται σχεδόν 49 ° πάνω από τον ορίζοντα. Μόλις φτάνει Μάιος, ο ερυθρός γίγαντας μπορεί να ειδωθεί, αλλά για λίγο στον δυτικό ορίζοντα, αμέσως μετά τη δύση του ήλιου.

Το φαινόμενο μέγεθος του α Ωρίωνα αναγράφεται στο Simbad στα 0,42, καθιστώντας κατά μέσο όρο το ένατο πιο λαμπρό αστέρι στην ουράνια σφαίρα, ακριβώς μπροστά από τον Αχερνάρ. Επειδή ο Μπετελγκέζ είναι ένα μεταβλητό αστέρι, η φωτεινότητα του οποίου κυμαίνεται μεταξύ 0,2 και 1,2, υπάρχουν περίοδοι που θα ξεπεράσει τον Προκύωνα για να γίνει το όγδοο πιο λαμπρό αστέρι. Στα αμυδρότερα του, θα πέσει πίσω από το Ντενέμπ ως το 19ο λαμπρότερο αστέρι και να ανταγωνίζεται με το Μιμόζα για την 20ή θέση.

Ο Μπετελγκέζ έχει ένα δείκτη χρώματος (Β-V) 1.85 - ένας αριθμός που δείχνει το προχωρημένο "κοκκίνισμα" αυτού του ουράνιου αντικειμένου. Η φωτόσφαιρα έχει μια εκτεταμένη ατμόσφαιρα, η οποία εμφανίζει ισχυρές γραμμές εκπομπής αντί για απορρόφησης, ένα φαινόμενο που συμβαίνει όταν ένα άστρο περιβάλλεται από ένα παχύ αέριο κάλυμμα. Αυτή η εκτεταμένη αέρια ατμόσφαιρα έχει παρατηρηθεί να κινείται τόσο μακριά από, αλλά και προς το Μπετελγκέζ, ανάλογα προφανώς με τις διακυμάνσεις της ακτινικής ταχύτητας στη φωτόσφαιρα. Μόνο περίπου το 13% της ενέργειας ακτινοβολίας του άστρου εκπέμπεται με τη μορφή του ορατού φωτός, με το μεγαλύτερο μέρος της ακτινοβολίας της, να εμφανίζεται στο υπέρυθρο. Αν τα μάτια μας ήταν ευαίσθητα στην ακτινοβολία σε όλα τα μήκη κύματος, ο Μπετελγκέζ θα εμφανιστεί ως το λαμπρότερο αστέρι στον ουρανό.[7]

Γωνιακό μέγεθος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις 13 Δεκεμβρίου 1920, ο Μπετελγκέζ έγινε το πρώτο αστέρι έξω από το ηλιακό μας σύστημα που έχει ποτέ μετρηθεί η διάμετρός του. Αν και η συμβολομετρία ήταν ακόμα στα σπάργανα, το πείραμα αποδείχθηκε επιτυχές και ο Μπετελγκέζ βρέθηκε να έχει ένα ενιαίο δίσκο των 0.047 δευτερόλεπτο του τόξου. Η γνώση των αστρονόμων σχετικά με τη συσκότιση του άκρου ήταν αξιοσημείωτη: εκτός από το σφάλμα της μέτρησης του 10%, η ομάδα κατέληξε στο συμπέρασμα ότι ο αστρικός δίσκος ήταν πιθανό 17% μεγαλύτερος, λόγω της μείωσης της έντασης του φωτός γύρω από τα άκρα-εξ ου και η γωνιακή διάμετρο περίπου 055 ".[19] Από τότε, έχουν γίνει άλλες έρευνες, οι οποίες έχουν δείξει γωνίες που κυμαίνονται 0,042 - 0,069 δευτερόλεπτο του τόξου.[15][20][21]

Το ζήτημα σήμερα είναι πιο μήκος φωτός (ορατό φως, εγγύς υπέρυθρο ή μέσο υπέρυθρο) παράγει την πιο ακριβή μέτρηση της γωνιακής ακτίνας. Η πιο διαδεδομένη λύση, φαίνεται, είναι αυτή που εκτελείται με το ISI στα μέσα της υπέρυθρης ακτινοβολίας από τους αστρονόμους από στο Διαστημικό Εργαστήριο Θετικών Επιστημών στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνιας Berkeley. Στην εποχή 2000, η ​​ομάδα, υπό την ηγεσία του John Weiner, δημοσίευσε ένα έγγραφο που δείχνει το Μπετελγκέζ με ένα ενιαίο δίσκο του 54,7 ± 0,3 mas, αγνοώντας κάθε πιθανή συνεισφορά καυτά σημεία, τα οποία είναι λιγότερο αισθητά στα μέσα της υπέρυθρης ακτινοβολίας.[15] Μια άλλη ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής τον Guy Perrin του Observatoire de Paris, παρουσίασε ένα έγγραφο το 2004, υποστηρίζοντας ότι το εγγύς υπέρυθρο μέγεθος του 43,33 ± 0,04 mas ήταν μια πιο ακριβής μέτρησης της φωτόσφαιρας. Πιο πρόσφατες μελέτες που έχουν γίνει στο εγγύς υπέρυθρο με το IOTA και VLTI έχουν φέρει ισχυρή υποστήριξη για την ανάλυση του Perrin δίνοντας διαμέτρους που κυμαίνονται μεταξύ 42,57 - 44,28 mas με πολύ μικρό περιθώριο λάθους.[22][23]

Εξαιτίας της εγγύτητάς του και της μεγάλης του διαμέτρου, ο Μπετελγκέζ έχει την τρίτη μεγαλύτερη ακτινική διάμετρο για άστρο μετά τον Ήλιο και το R Δόρατος, το οποίο πήρε τη θέση του Μπετελγκέζ το 1997.[24]

Χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η σύγχρονη Αστρονομία μας πληροφορεί ότι ο Μπετελγκέζ είναι ένας ερυθρός υπεργίγαντας. Η επιφανειακή θερμοκρασία του είναι 3.500 K,[25] ενώ η διάμετρός του 887 + 203 - 1,180 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής. Το μέσο απόλυτο μέγεθος του αστέρα είναι −6,05, που αντιστοιχεί σε πραγματική λαμπρότητα 105 χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από εκείνη του Ήλιου.[3] Η ταχύτητα περιστροφής του άστρου είναι 5 χλμ/δευτ, που σημαίνει με βάση τα δεδομένα που έχουμε στη διάθεσή μας ότι ο Μπετελγκέζ κάνει μια περιφορά γύρω από τον εαυτό του κάθε 25 με 32 χρόνια. Ο Μπετελγκέζ πάλλεται ημικανονικά περίπου κάθε 2.335 μέρες. Όχι μόνο είναι η φωτόσφαιρα τεράστια, αλλά το αστέρι περιβάλλεται από ένα τεράστιο και πολύπλοκο περιαστρικό περιβάλλον όπου το φως θα μπορούσε να πάρει πάνω από τρία χρόνια μόνο για να ξεφύγει, καθώς φτάνει σε απόσταση σχεδόν ενός παρσέκ από το άστρο.[26]

Η μάζα του Μπετελγκέζ εκτιμάται ότι είναι 5 με 30 φορές μεγαλύτερη της μάζας του Ήλιου, με πιο πιθανές τις τιμές μεταξύ 10 και 20, και ιδίως τις τιμές από 18 έως 20 ηλιακές μάζες. Αν τα στοιχεία για τη μάζα του Μπετελγκέζ είναι σωστά τότε θα εκραγεί ως υπερκαινοφανής αστέρας στις επόμενες χιλιετίες και τότε θα είναι η λαμπρότερη έκρηξη που θα έχει παρατηρηθεί με φαινόμενο μέγεθος -12, λαμπρότερη από το φεγγάρι και εύκολα ορατή και τη διάρκεια της ημέρας.

Μεταβλητότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ταξινομώντας τον ως ένα παλλόμενο μεταβλητό αστέρα με υπο-ταξινόμηση "SRC", οι ερευνητές έχουν προτείνει διάφορες υποθέσεις για να εξηγήσουν την εκρηκτική χορογραφία στο Μπετελγκέζ - ένα φαινόμενο το οποίο προκαλεί την ταλάντωση του απόλυτου μεγέθους από -5,27 μέχρι -6,27. Η τρέχουσα αντίληψή, της αστρικής δομής προτείνει ότι τα εξωτερικά στρώματα του υπεργίγαντα σταδιακά διαστέλλονται και συστέλλονται, με αποτέλεσμα η επιφάνεια (φωτόσφαιρα) να αυξάνεται και να μειώνεται εκ περιτροπής και η θερμοκρασία να ανεβαίνει και να πέφτει. Έτσι προκαλείται η μετρήσιμη αυξομείωση στη φωτεινότητα του άστρου μεταξύ του πιο σκοτεινού μέγεθος του 1.2, που φάνηκε ήδη από το 1927, και τη λάμψη του 0,2, που παρατηρήθηκε το 1933 και 1942. Ένας κόκκινος υπεργίγαντας όπως ο Μπετελγκέζ θα πάλλεται με αυτόν τον τρόπο επειδή η αστρική ατμόσφαιρά του είναι εγγενώς ασταθής. Καθώς συρρικνώνεται το αστέρι, απορροφά όλο και περισσότερη από την ενέργεια που περνά μέσα από αυτό, προκαλώντας την ατμόσφαιρα να ζεσταθεί και να επεκταθεί. Αντίθετα, καθώς το αστέρι επεκτείνεται, η ατμόσφαιρά του γίνεται λιγότερο πυκνή επιτρέποντας την ενέργεια για να ξεφύγει και η ατμόσφαιρα να κρυώσει, έτσι αρχίζοντας μια νέα φάση συστολής. Υπολογίζοντας τους παλμούς του άστρου και προσομοιάζοντας την περιοδικότητα του ήταν δύσκολο, καθώς φαίνεται ότι υπάρχουν πολλοί κύκλοι συμπεπλεγμένοι. Όπως αναφέρθηκε σε μελέτες από τους Stebbins και Sanford το 1930, υπάρχουν βραχυπρόθεσμες διακυμάνσεις των περίπου 150 με 300 ημερών που διαμορφώνουν μια κανονική κυκλική διακύμανση με περίοδο περίπου 5,7 χρόνια.[27]

Στην πραγματικότητα, ο υπεργίγαντας εμφανίζει σταθερά ακανόνιστες φωτομετρικές, πολωσιμετρικές και φασματοσκοπικές μεταβολές, γεγονός που υποδηλώνει τη σύνθετη δραστηριότητα στην επιφάνεια του άστρου και στην εκτεταμένη ατμόσφαιρά του. Σε έντονη αντίθεση με τα γιγαντιαία αστέρια που είναι συνήθως μεταβλητοί μακράς περιόδου με λογικές τακτικές περιόδους, οι ερυθροί γίγαντες είναι γενικά ημικανονικοί ή ακανόνιστοι με παλλόμενα χαρακτηριστικά. Σε ένα έγγραφο ορόσημο που δημοσιεύθηκε το 1975, ο Martin Schwarzschild απόδωσε αυτές τις διακυμάνσεις της φωτεινότητας στη μεταβαλλόμενη μορφή κοκκίδωσης που σχηματίζεται από μερικά γιγάντια κύτταρα μεταφοράς θερμότητας που καλύπτουν την επιφάνεια αυτών των αστεριών.[14][28]

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 «SIMBAD query result: BETELGEUSE -- Semi-regular pulsating Star». Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Ανακτήθηκε στις 20 Ιουνίου 2007. 
  2. ↑ 2,0 2,1 Graham M. Harper, Alexander Brown, and Edward F. Guinan, (2008, April). «A New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications» (PDF). The Astronomical Journal Vol. 135, Issue 4,: pp. 1430-1440. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430. Bibcode: 2008AJ....135.1430H. http://iopscience.iop.org/1538-3881/135/4/1430/pdf/aj_135_4_1430.pdf. Ανακτήθηκε στις 2010-07-10. 
  3. ↑ 3,0 3,1 Professor James B. (Jim) Kaler. «Betelgeuse (Alpha Orionis)». Stars website. University of Illinois. Ανακτήθηκε στις 19 Ιουλίου 2009. 
  4. ↑ «Ancient chinese suggest Betelgeuse is a young star». New Scientist 92 (1276): 238. October 22, 1981. http://books.google.com/books?id=L4NTyHivbV8C&pg=PA238. 
  5. ↑ Brück, H. A. (July 11–15, 1978). «P. Angelo Secchi, S. J. 1818–1878». Στο: M. F. McCarthy, A. G. D. Philip, and G. V. Coyne, επιμ. Spectral Classification of the Future, Proceedings of the IAU Colloq. 47. Vatican City, pp. 7–20. Bibcode: 1979RA......9....7B. 
  6. ↑ Davis, Kate (AAVSO Technical Assistant, Web) (2000). «Variable Star of the Month: Alpha Orionis». American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Ανακτήθηκε στις 10 Ιουλίου 2010.  Unknown parameter |month= ignored (βοήθεια)CS1 maint: Πολλαπλές ονομασίες: authors list (link) [νεκρός σύνδεσμος]
  7. ↑ 7,0 7,1 Burnham, Robert (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume 2. Νέα Υόρκη: Courier Dover Publications. σελ. 1290. ISBN 0486235688. 
  8. ↑ Kaler, James B. (2002). The Hundred Greatest Stars. Νέα Υόρκη: Copernicus Books. σελ. 33. ISBN 0-387-95436-8. 
  9. ↑ 9,0 9,1 Michelson, Albert Abraham; Pease, Francis G. (1921). «Measurement of the diameter of alpha Orionis with the interferometer» (PDF). Astrophysical Journal 53: 249–59. doi:10.1086/142603. Bibcode: 1921ApJ....53..249M. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-05_53_4/page/249. 
  10. ↑ Buscher, D. F.; Baldwin, J. E.; Warner, P. J.; Haniff, C. A. (1990). «Detection of a bright feature on the surface of Betelgeuse» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 245: 7. Bibcode: 1990MNRAS.245P...7B. 
  11. ↑ Wilson, R. W.; Dhillon, V. S.; Haniff, C. A. (1997). «The changing face of Betelgeuse» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 291: 819. Bibcode: 1997MNRAS.291..819W. 
  12. ↑ Burns, D.; Baldwin, J. E.; Boysen, R. C.; Haniff, C. A.; et al. (September 1997). «The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 290 (1): L11–L16. Bibcode: 1997MNRAS.290L..11B. 
  13. ↑ Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. (March 1997). «Hotspots on late-type supergiants» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 285 (3): pp. 529–539. Bibcode: 1997MNRAS.285..529T. 
  14. ↑ 14,0 14,1 Schwarzschild, Martin (1975). «On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants». Astrophysical Journal 195 (1): 137–44. doi:10.1086/153313. Bibcode: 1975ApJ...195..137S. 
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Weiner, J.; Danchi, W. C.; Hale, D. D. S.; McMahon, J. et al. (2000). «Precision Measurements of the Diameters of α Orionis and ο Ceti at 11 Microns» (PDF). The Astrophysical Journal 544 (2): 1097–1100. doi:10.1086/317264. Bibcode: 2000ApJ...544.1097W. http://iopscience.iop.org/0004-637X/544/2/1097/pdf/52233.web.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-06-23. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Sanders, Robert (2009). «Red giant star Betelgeuse mysteriously shrinking». UC Berkeley News. UC Berkeley. Ανακτήθηκε στις 18 Απριλίου 2010.  Unknown parameter |month= ignored (βοήθεια)
  17. ↑ «The Flames of Betelgeuse». ESO Photo Release. 23 June 2011. http://www.eso.org/public/news/eso1121/. Ανακτήθηκε στις 24 June 2011. 
  18. ↑ «Sharpest views of Betelgeuse reveal how supergiant stars lose mass». Press Releases. European Southern Observatory. 2009. Ανακτήθηκε στις 6 Σεπτεμβρίου 2010.  Unknown parameter |month= ignored (βοήθεια)
  19. ↑ Townes, C. H.; Wishnow, E. H.; Hale, D. D. S.; Walp, B. (2009). «A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse». The Astrophysical Journal Letters 697 (2): L127–28. doi:10.1088/0004-637X/697/2/L127. Bibcode: 2009ApJ...697L.127T. 
  20. ↑ Bonneau, D.; Labeyrie, A. (1973). «Speckle Interferometry: Color-Dependent Limb Darkening Evidenced on Alpha Orionis and Omicron Ceti». Astrophysical Journal 181: L1. doi:10.1086/181171. Bibcode: 1973ApJ...181L...1B. 
  21. ↑ Balega, Iu.; Blazit, A.; Bonneau, D.; Koechlin, L.; Labeyrie, A.; Foy, R.. (November 1982). «The angular diameter of Betelgeuse». Astronomy and Astrophysics 115 (2): 253–56. Bibcode: 1982A&A...115..253B. https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1982-11_115_2/page/253. 
  22. ↑ Accurate diameter measurement of Betelgeuse using the VLTI/AMBER instrument (November 2009). «Hernandez Utrera, O.; Chelli, A.». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) 37: 179–80. Bibcode: 2009RMxAC..37..179H. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-07-15. https://web.archive.org/web/20110715041557/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..37/PDF/RMxAC..37_ohernandez.pdf. Ανακτήθηκε στις 2011-07-26. 
  23. ↑ Haubois, X.; Perrin, G.; Lacour, S.; Verhoelst, T.; Meimon, S., et al. (December 2009). «Imaging the spotty surface of Betelgeuse in the Η band». Astronomy and Astrophysics 508 (2): 923–932. doi:10.1051/0004-6361/200912927. Bibcode: 2009A&A...508..923H. 
  24. ↑ Bedding TR, et al. (1997). «The angular diameter of R Doradus: a nearby Mira-like star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (4): 957–62. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..1021B. Ανακτήθηκε στις 2007-06-20. 
  25. ↑ Lobel, A.; Dupree, A. K. (2000, December). «Modeling the Variable Chromosphere of α Orionis» (PDF). The Astrophysical Journal, Volume 545, Issue 1,: pp. 454-474. doi:10.1086/317784. Bibcode: 2000ApJ...545..454L. http://iopscience.iop.org/0004-637X/545/1/454/pdf/51504.web.pdf. Ανακτήθηκε στις 2010-07-10. 
  26. ↑ Baud, B.; Waters, R.; de Vries, J.; van Albada, G. D., et al. (January 1984). «A Giant Asymmetric Dust Shell around Betelgeuse». Bulletin of the American Astronomical Society 16: 405. Bibcode: 1984BAAS...16..405B. 
  27. ↑ Goldberg, Leo (1984). «The variability of alpha Orionis». Publicatiosn of the Astronomical Society of the Pacific 96: 366–71. doi:10.1086/131347. Bibcode: 1984PASP...96..366G. 
  28. ↑ Freytag, B.; Steffen, M.; Dorch, B. (July 2002). «Spots on the surface of Betelgeuse – Results from new 3D stellar convection models». Astronomische Nachrichten 323 (3/4): 213–19. doi:10.1002/1521-3994(200208)323:3/4<213::AID-ASNA213>3.0.CO;2-H. Bibcode: 2002AN....323..213F. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  • Πολυμέσα σχετικά με το θέμα Betelgeuse στο Wikimedia Commons


Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Μπετελγκέζ&oldid=10743251"