Бетельгейзе (Альфа Ориона) — красная сверхгигантская звезда, расположенная в созвездии Ориона. Её радиус примерно в 764 раза превышает радиус Солнца. Она является одной из крупнейших звёзд, видимых невооружённым глазом. Сверхгигант находится на расстоянии примерно 548 световых лет от Земли. Звезда расположена на плече Ориона и является одной из самых узнаваемых звёзд на ночном небе.
Бетельгейзе, видимая звёздная величина которой колеблется от 0,0 до 1,6, обычно является второй по яркости звездой в созвездии Ориона и десятой по яркости звездой на небе. Большую часть времени она лишь немного тусклее Ахернара (Альфы Эридана) в созвездии Эридана и немного ярче Хадара (Беты Центавра) в Центавре. В инфракрасном свете Бетельгейзе ярче любой другой звезды на небе.
В конце 2019 — начале 2020 года Бетельгейзе пережила эпизод, известный как «Великое затемнение», во время которого она потускнела до исторического минимума. Это явление было объяснено исчезновением пыли и снижением эффективной температуры.
В 2024 году в ходе исследования было выдвинуто предположение о существовании невидимого спутника, похожего на Солнце, в качестве объяснения 6-летнего вторичного периода обращения сверхгиганта. Однако спутник не был обнаружен напрямую.
Несмотря на то, что Бетельгейзе всего от 8 до 8,5 миллионов лет, это массивная звезда, которая быстро эволюционировала и уже приближается к концу своего жизненного цикла. В относительно ближайшем будущем она станет сверхновой. Когда это произойдёт, она высвободит запас материала, необходимого для создания нового поколения звёзд.
Тип звезды
Бетельгейзе имеет звёздную классификацию M1-2 Ia–ab, что указывает на то, что это сверхгигантская звезда красного цвета. С 1943 года эта звезда служит спектральным стандартом для своего класса наряду с красным сверхгигантом Mu Цефея (который также приближается к концу своего жизненного цикла). Суффикс «Ia-ab» означает, что Бетельгейзе — сверхгигант средней светимости, занимающий промежуточное положение между нормальной и яркой сверхгигантской звездой.
Бетельгейзе начала свою жизнь как горячая звезда спектрального класса O менее 10 миллионов лет назад. Как и другие очень массивные звёзды, она эволюционировала очень быстро и потеряла около 18 или 19 солнечных масс вещества по сравнению с первоначальной массой. Она исчерпала запасы водорода в своём ядре, из-за чего ядро сжалось и стало более горячим и плотным, а внешние слои расширились.
Этот сверхгигант, вероятно, начал превращаться в красного гиганта около 40 000 лет назад. Сейчас считается, что в его ядре происходит синтез гелия в углерод и кислород, и он продолжит синтезировать элементы, проходя через неон, магний, кремний и, наконец, железо. В этот момент ядро звезды коллапсирует, вызвав сверхновую, которая, в сою очередь, будет видна даже при дневном свете и оставит после себя нейтронную звезду.
Звезда окружена обширной оболочкой из пыли и газа, выброшенных с её поверхности. Снимки, сделанные Очень большим телескопом Европейской южной обсерватории в июне 2011 года, показали, что туманность простирается примерно на 400 астрономических единиц в поперечнике.
Бетельгейзе, классифицируемая как пульсирующая полуправильная переменная звезда, демонстрирует колебания яркости из-за изменений своего размера и температуры. Её звёздная величина колеблется от 0,0 до 1,6, что является самым большим диапазоном среди звёзд первой величины.
Исследования звезды Бетельгейзе
В комплексном исследовании, опубликованном в «Астрофизическом журнале» в октябре 2020 года, изучались свойства звезды с использованием данных наблюдений и трёх методов моделирования. Исследование показало, что Бетельгейзе меньше и ближе, чем считалось ранее.
Учёные использовали модули для экспериментов в области ядерной астрофизики (MESA) для проведения эволюционных, астросейсмических и гидродинамических симуляций, а также для получения наиболее точных на сегодняшний день оценок параметров звезды Бетельгейзе. Симуляции показали, что звезда находится на ранней стадии сжигания гелия в ядре ветви красных сверхгигантов.
Исследователи определили, что радиус звезды в 764 раза больше радиуса Солнца (702–880 солнечных радиусов), а расстояние до неё составляет 548 световых лет (499–638 св. лет) при параллаксе 5,95 миллисекунды дуги. По их оценкам, масса звезды в 16,5–19 раз больше массы Солнца, что немного меньше большинства оценок, а светимость в 87 000 раз больше светимости Солнца.
Кроме того, учёные уточнили два известных периода пульсации звезды и обнаружили третий. Они определили основной период в 416 ± 24 дня и обнаружили ещё один период в 185 ± 14 дней. У звезды есть третий период пульсации в 2050 ± 460 дней, который ранее был обнаружен другими исследователями.
Исследование 2022 года, проведённое международной группой астрономов под руководством Марко Миттага из Гамбургского университета, показало, что светимость звезды составляет 65 000 солнечных светимостей, что значительно ниже предыдущих оценок. Исследователи обнаружили явное снижение эффективной температуры на 80 К в период с ноября 2019 года по февраль 2020 года, что совпало с минимумом видимой яркости во время Великого затемнения. В исследовании предполагается, что причиной затемнения является фотосфера сверхгиганта.
Размер
Предполагаемый радиус Бетельгейзе составляет 764 солнечных радиуса. Погрешность составляет от 702 до 880 солнечных радиусов. Это соответствует 531,5 миллионам километров, или 3,6 астрономическим единицам (расстояние от Земли до Солнца). Если поместить эту звезду в центр нашей Солнечной системы, она поглотит и Землю, и Марс.
Предыдущее исследование оценило радиус в 887 солнечных радиусов с погрешностью 203 R☉. При таком размере поверхность звезды приблизилась бы к орбите Юпитера (1064–1173 солнечных радиуса).
Точный диаметр звезды было трудно измерить, потому что Бетельгейзе — пульсирующая переменная звезда, и её радиус постоянно меняется. Кроме того, вокруг звезды существует околозвёздная оболочка из материала, образовавшегося в результате потери массы, что затрудняет измерения. В результате измерения, проведённые на разных длинах волн, различаются на 30–35%. Затемнение краёв ещё больше усложняет ситуацию: оптическое излучение меняет цвет и ослабевает по мере приближения к краю звезды, из-за чего его трудно определить.
Однако достижения в области технологий и методик — в основном в астрономической интерферометрии, — а также появление космических телескопов и обсерваторий («Гиппарх», «Хаббл» и «Спитцер») позволили изучать звезду разными способами и получить достоверные данные о её свойствах.
Продолжающиеся наблюдения за потерей массы звезды могут дать представление о том, что происходит на последних стадиях эволюции красного сверхгиганта, которые приводят к взрыву сверхновой.
Последующие наблюдения с помощью инфракрасного пространственного интерферометра Беркли (ISI) в период с 2006 по 2009 год, опубликованные в 2011 году, выявили сильную изменчивость размеров звезды, эффективной температуры её поверхности, а также местоположения и степени асимметрии. Полученные результаты могут указывать на формирующуюся оболочку из холодного, оптически плотного материала вблизи фотосферы звезды, которая мешала измерениям.
Изображения, показали сложную и асимметричную оболочку, окружающую звезду, с огромным ярким шлейфом газа, простирающимся примерно на шесть радиусов фотосферы звезды (около 30 астрономических единиц, или среднее расстояние от Солнца до Нептуна) в юго-западном квадранте. Группа астрономов, проводивших наблюдения, предположила, что шлейф может быть связан либо с вращением звезды, либо с наличием конвективной горячей точки на фотосфере.
Исследование, проведённое в 2022 году, показало, что снижение яркости во время Великого затемнения было слишком значительным, чтобы его можно было объяснить только понижением эффективной температуры. Авторы предположили, что радиус Бетельгейзе должен был уменьшиться примерно с 640 солнечных радиусов в ноябре 2019 года до примерно 500 солнечных радиусов в январе 2020 года.
Яркость звезды Бетельгейзе
Бетельгейзе обычно имеет звёздную величину 0,5 и лишь незначительно меняет яркость. Однако было замечено, что она может становиться ярче до звёздной величины 0,0 и тускнеть до звёздной величины +1,6. Период изменений, указанный для Бетельгейзе в Общем каталоге переменных звёзд (GCVS), составляет 2335 дней.
Бетельгейзе — полуправильная переменная звезда, относящаяся к подгруппе SRc, в которую также входят Mu Цефея (гранатовая звезда Гершеля), RW Лебедя, VX Стрельца и CE Тельца. Эти переменные — холодные светящиеся звёзды поздних спектральных классов, в основном пульсирующие красные сверхгиганты, которые демонстрируют колебания примерно на 1 звёздную величину в течение периодов от 30 дней до нескольких тысяч дней.
В подробном исследовании, опубликованном в октябре 2006 года, анализировались изменения яркости красных сверхгигантов с использованием данных, собранных Американской ассоциацией наблюдателей за переменными звёздами (AAVSO) за последнее столетие. Исследование показало, что Бетельгейзе демонстрирует два разных временных интервала изменений: медленный, длящийся несколько тысяч дней, и более быстрый, длящийся несколько сотен дней.
Во время наблюдений Бетельгейзе демонстрировал два различных периода: один — 388 ± 30 дней, а другой — 2050 ± 460 дней. Переменная красная сверхгигантская звезда TV Близнецов демонстрировала аналогичные периоды.
Считается, что более короткие периоды являются результатом фундаментальных и первых обертонных пульсаций, в то время как источник более длинных периодов неизвестен, но он не связан с радиальными пульсациями. Согласно различным теориям, более длинные периоды вызваны эволюцией массивных конвективных ячеек в сочетании с вращением звезды, взаимодействием с близко расположенной звездой-компаньоном, нерадиальными g-модами или магнитной активностью хромосферы.
Видимая звёздная величина Бетельгейзе колеблется от 0,0 до +1,6. Иногда эта звезда соперничает с Вегой (Альфа Лиры) и Капеллой (Альфа Возничего), пятой и шестой по яркости звёздами на небе, а иногда она слабее, чем Денеб (Альфа Лебедя) и Мимоза (Бета Южного Креста), 19-я и 20-я по яркости звёзды.
Если бы мы могли видеть во всех диапазонах длин волн, Бетельгейзе была бы самой яркой звездой на небе. Только 13% её энергии излучается в видимом свете, но она является самым ярким источником ближнего инфракрасного излучения на небе. Её звёздная величина в J-диапазоне составляет -2,99, что делает её ярче Антареса (-2,7), R Золотой Рыбы (-2,6), Арктура (-2,2) и Альдебарана (-2,1).
Наблюдение за Бетельгейзе
Изменчивость Бетельгейзе, вероятно, была известна ещё в древности, но первым, кто описал её, был английский астроном и математик сэр Джон Гершель в 1836 году. Гершель наблюдал за звездой с 1830-х по 1860-е годы и заметил, что её яркость значительно меняется. В 1830-х годах Бетельгейзе дважды затмевала Ригель — в октябре 1837 года и ноябре 1839 года, — а затем, после десятилетнего затишья, её яркость снова достигла пика в 1852 году. В декабре того же года Гершель описал сверхгигант как самую яркую звезду в северном полушарии.
Согласно данным Американской ассоциации наблюдателей за переменными звёздами (AAVSO), Бетельгейзе достигла максимальной яркости в 1933 и 1942 годах, достигнув 0,2 звёздной величины, а до Великого затемнения в 2019 и 2020 годах она была самой тусклой в 1927 и 1941 годах, опустившись до 1,2 звёздной величины.
В апреле 2023 года Бетельгейзе достигла максимальной яркости в 0,0, ненадолго обогнав Вегу и Капеллу и став пятой по яркости звездой на небе.
Изменчивость звезды, вероятно, стала причиной того, что немецкий астроном-уранограф Иоганн Байер присвоил ей греческую букву «Альфа» в своей «Уранометрии» (1603). В то время Бетельгейзе, возможно, была ярче Ригеля (Бета Ориона).
Большое затемнение (2019 – 2020)
В 2019 году яркость Бетельгейзе начала снижаться и достигла минимума, когда совпали низшие точки двух основных циклов пульсации (430 дней и 6 лет). Впервые снижение яркости было отмечено астрономами Ричардом Васатоником и Эдвардом Гинаном из Университета Вилланова в Пенсильвании. Они первыми предположили, что снижение яркости было вызвано одновременным минимумом 5,9-летнего светового цикла и более глубоким 425-дневным периодом. Другие астрономы предположили, что звезда тускнеет из-за изменений в яркости её поверхности или выброса пыли или газа.
Наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» в ультрафиолетовом диапазоне показали, что из звезды было выброшено огромное количество вещества, что привело к снижению яркости. По мере остывания вещество образовало облако пыли, которое закрыло свет примерно с четверти поверхности звезды. Облако плотного вещества было обнаружено «Хабблом» в сентябре, октябре и ноябре 2019 года.
В декабре 2019 года и в начале 2020 года несколько телескопов зафиксировали более выраженное угасание. Бетельгейзе из звезды первой величины превратилась в звезду второй величины, более тусклую, чем Альдебаран, Антарес, Кастор, Поллукс и Шаула.
К январю 2020 года яркость сверхгиганта уменьшилась с 0,5 до 1,5 звёздной величины — примерно в 2,5 раза — и продолжала снижаться. Астрономы сообщили о рекордном минимуме в 1,614 звёздной величины примерно 7–13 февраля. Это привело к распространённому предположению, что звезда вскоре станет сверхновой. Однако астрономы отметили, что сверхновая произойдёт в течение следующих 100 000 лет и что скорый коллапс ядра маловероятен.
Свет звезды перестал тускнеть к 17 февраля 2020 года. Сначала он оставался постоянным в течение 10 дней, а затем начал усиливаться. Эпизод с затуханием закончился 22 февраля.
В конце марта астрономы сообщили, что Бетельгейзе снова быстро набирает яркость, в среднем на 0,02 звёздной величины в день. Наблюдения были опубликованы в The Astronomer’s Telegram 31 марта, когда яркость звезды составляла 0,93 звёздной величины. Она возвращалась к своей нормальной яркости.
В апреле Бетельгейзе стала ярче на 0,4 звёздной величины, прежде чем войти в соединение с Солнцем, из-за чего она становится невидимой на пару месяцев каждый год. Супергигант наблюдался с помощью космического аппарата NASA Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO) во время соединения в июне и июле, и с апреля он потускнел на 0,5 звёздной величины. Это стало неожиданностью, потому что ожидалось, что звезда достигнет максимума в августе или сентябре.
В конце августа астрономы сообщили о втором выбросе пыли из Бетельгейзе, связанном с более поздним угасанием.
Субмиллиметровые наблюдения с помощью телескопа Джеймса Клерка Максвелла (JCMT) в обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях и в рамках эксперимента Atacama Pathfinder (APEX) в пустыне Атакама в Чили показали, что звезда также потускнела примерно на 20% на этих более длинных волнах, когда находилась в оптическом минимуме. Исследователи предположили, что потускнение может быть вызвано изменениями в фотосфере (крупными звёздными пятнами), а не поглощением пыли.
Доктор Фил Мэсси из обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе, штат Аризона, и доктор Эмили Левеск из Вашингтонского университета исключили звёздные пятна как причину, поскольку температура Бетельгейзе практически не менялась с 2003 года. Они предположили, что причиной ослабления яркости стали выбросы больших объёмов вещества с поверхности.
Наблюдения с помощью Очень большого телескопа Европейской южной обсерватории, опубликованные в Nature в июне 2021 года, показали, что южное полушарие звезды было в десять раз темнее обычного.
Исследование показало, что Бетельгейзе была частично скрыта пылевым облаком. Пылевое облако образовалось в результате снижения температуры на поверхности Бетельгейзе. Некоторое время назад из звезды было выброшено газовое облако. Когда участок поверхности остыл, снижение температуры превратило газ в твёрдую пыль. По сути, именно образование звёздной пыли привело к Великому затемнению Бетельгейзе.
Эмили Кэннон, исследователь из Лёвенского университета, объяснила, что та же самая пыль в конечном итоге может быть использована в качестве строительного материала для планет земной группы. Исследование подтвердило, что впечатляющий взрыв сверхновой пока не грозит.
В 2022 году группа исследователей под руководством доктора Андреа Дюпри из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики в Кембридже, штат Массачусетс, опубликовала исследование, которое показало, что Великое затемнение Бетельгейзе было вызвано корональным выбросом массы — огромным выбросом плазмы и сопутствующего магнитного поля из короны звезды (внешнего слоя её атмосферы).
Дюпри, который в 1996 году с помощью «Хаббла» обнаружил «горячие точки» на поверхности Бетельгейзе и получил первое прямое изображение звезды, отличной от Солнца, подсчитал, что во время вспышки Бетельгейзе потерял в два раза больше обычного вещества из своего южного региона со скоростью в 30 миллионов раз выше, чем у нашего Солнца.
С помощью визуальных и спектроскопических наблюдений за звездой учёные выяснили, что произошёл значительный выброс массы с поверхности, который распространился по расширенной атмосфере сверхгиганта. В результате выброса массы с поверхности звезды температура фотосферы понизилась, а плотность хромосферы уменьшилась. Период пульсации в 400 дней исчез из оптических и радиальных скоростей более чем на два года после этого события.
Астрономы объяснили, что ослабление яркости могло быть вызвано конвективным шлейфом. На поверхности звезды есть очень большие конвективные ячейки. В 2019 году её внешнее расширение продолжалось необычно долго и совпало с появлением необычайно большой конвективной ячейки. Горячая плазма поднималась из конвективной ячейки и проходила через атмосферу звезды в более холодные внешние слои, где при понижении температуры образовывалась пыль.
Наблюдаемое затемнение было результатом выброса значительной части поверхности Бетельгейзе, за которым последовало появление более холодного пятна, когда газ расширился, чтобы заполнить пустоту. Выброшенный и остывший материал в сочетании с более холодным пятном вызвал визуальное потускнение звезды.
Космический телескоп «Джеймс Уэбб» может зафиксировать вещество, выброшенное из Бетельгейзе, в инфракрасном свете, пока оно продолжает удаляться от звезды.
Случайные наблюдения, проведённые метеорологическим спутником Himawari-8 в период с 2017 по 2021 год, подтвердили, что резкое ослабление яркости было вызвано как снижением эффективной температуры, так и увеличением количества пыли. Охлаждение и образование пылевого облака почти в равной степени повлияли на ослабление яркости.
Японский метеорологический спутник снимал Бетельгейзе в нескольких диапазонах инфракрасного спектра примерно раз в 1,72 дня со своей геостационарной орбиты. Кривые блеска сверхгиганта в среднем инфракрасном диапазоне показали, что усиленное околозвёздное поглощение способствовало угасанию. Данные, полученные спутником, согласуются с популярной теорией о том, что Бетельгейзе выбросил горячий сгусток газа, который остыл, когда приблизился к более холодному участку сверхгиганта, а затем превратился в пыль. Пыль закрывала звезду, из-за чего её видимая яркость уменьшилась.
Данные, полученные со спутника «Химавари-8», также свидетельствуют о том, что за 10 месяцев до того, как Бетельгейзе начал тускнеть, в его атмосфере произошли изменения. Молекулы воды, которые обычно создают линии поглощения в спектре Бетельгейзе, вместо этого стали образовывать линии излучения, что указывает на то, что они были заряжены энергией.
В апреле 2023 года сообщалось, что сверхгигант сиял на 156% ярче обычного, достигнув звёздной величины 0,0, и демонстрировал колебания яркости с интервалом в 200 дней, в два раза быстрее, чем обычно. Он стал седьмой по яркости звездой на небе, обогнав Ахернар, Процион и своего соседа Ригель. Астрономы считают, что Бетельгейзе потребуется ещё от 5 до 10 лет, чтобы вернуться к своим обычным 400-дневным циклам.
Цвет
С индексом цвета B-V, равным 1,85, Бетельгейзе имеет ярко выраженный красный цвет. Звезда и её характерный красный цвет были описаны ещё в древности. Греко-римский астроном Птолемей во II веке н. э. в своей «Альмагесте» описал Бетельгейзе как «яркую красноватую звезду на правом плече».
Однако тремя столетиями ранее китайские астрономы упоминали жёлтый цвет звезды. Если их наблюдения были верны, это могло означать, что в то время Бетельгейзе был не красным сверхгигантом, а всё ещё находился на стадии жёлтого сверхгиганта звёздной эволюции.
В исследовании 2022 года, посвящённом эволюции цвета Бетельгейзе и Антареса, использовались исторические записи для создания 2000-летней хронологии эволюции сверхгигантов. Исследование показало, что Бетельгейзе менял цвет в историческом прошлом. Два тысячелетия назад он был жёлтым.
Изменение цвета указывает на то, что звезда, вероятно, находится менее чем в тысячелетии от нижней части ветви красных гигантов. Ученые использовали эволюционные треки, чтобы получить приблизительную массу в 14 масс Солнца и возраст около 14 миллионов лет. Это говорит о том, что срок существования Бетельгейзе в качестве сверхновой может быть немного больше общепринятых 100 000 лет.
Масса Бетельгейзе
Предполагаемая масса Бетельгейзе составляет от 14 до 19 солнечных масс. Звезда находится на поздней стадии своего жизненного цикла и, как и другие эволюционировавшие массивные звёзды, теряет массу с высокой скоростью, возможно, до 1 солнечной массы каждые 10 000 лет.
Бетельгейзе теряет массу неравномерно, что видно по большому шлейфу газа, простирающемуся на расстояние, в шесть или более раз превышающее радиус звезды. Предполагается, что неравномерная потеря массы вызвана либо очень большими конвекционными ячейками в фотосфере звезды, либо потерей массы вдоль полярных шлейфов, возможно, в результате вращения.
Современные оценки массы звезды находятся в диапазоне от 9,5 до 21 солнечной массы. Считается, что начальная масса звезды составляла от 15 до 20 солнечных масс, исходя из её предполагаемой светимости от 90 000 до 150 000 солнечных светимостей.
В 2011 году группа астрономов из Боннского университета, Университета Торонто и Университета Сан-Паулу рассчитала массу в 11,6 солнечных масс (с учётом погрешности в диапазоне от 7,7 до 16,6 солнечных масс), эффективную температуру 3590 ± 55 К, угловой диаметр 44,93 ± 0,15 миллисекунды дуги и радиус 955 ± 217 солнечных радиусов.
В 2016 году исследование, проведённое с использованием эволюционных моделей и расстояния в 197 ± 45 парсеков, позволило оценить массу протозвезды в 20 солнечных масс (17–25 солнечных масс), текущую массу в 19,4–19,7 солнечных масс, радиус в 887 ± 203 солнечных радиуса и возраст от 8 до 8,5 миллионов лет.
Звезда – спутник
Бетельгейзе долгое время считался одиночной звездой. Будучи блуждающей звездой, этот сверхгигант не связан ни с какими звёздными ассоциациями, скоплениями или звёздными питомниками.
Однако астрономы предполагали наличие спутников на протяжении десятилетий. В 1985 году они предположили наличие двух спектроскопических спутников на основе анализа данных о поляризации, полученных в период с 1968 по 1983 год. Спутники находились бы на расстоянии 0,06 и 0,51 угловой секунды, что соответствует физическому расстоянию в 9 и 77 астрономических единиц. Однако более поздние наблюдения, в том числе интерферометрия высокого разрешения, не выявили признаков близких спутников.
В 2024 году в исследовании было выдвинуто предположение, что существование компаньона с низкой массой является наиболее правдоподобным объяснением вторичного периода продолжительностью 2170 дней в кривой блеска сверхгиганта. Этот период примерно в пять раз превышает основной режим радиальных пульсаций Бетельгейзе (416 дней).
Авторами исследования стали Джаред А. Голдберг из Центра вычислительной астрофизики в Нью-Йорке, штат Нью-Йорк, Меридит Джойс из Университета Вайоминга и Ласло Молнар из Исследовательского центра астрономии и наук о Земле в Венгрии.
Кандидат на роль Альфы Ориона B имел бы массу 1,17 ± 0,7 массы Солнца и вращался бы вокруг сверхгиганта на расстоянии 1850 ± 70 радиусов Солнца. Присутствие компаньона, который воздействует на окружающую его пыль, было бы правдоподобным объяснением. Когда компаньон появлялся бы в поле зрения с Земли, он рассеивал бы облака, закрывающие Бетельгейзе, временно увеличивая его яркость.
Бетельгейзе — одна из многих долгопериодических переменных звёзд с длинным вторичным периодом. Наличие двойной звезды-компаньона является одной из возможных причин этих периодов, наряду с вращением, образованием пыли, конвекцией в гигантских ячейках и нерадиальными колебаниями. Однако причины длинных вторичных периодов до сих пор точно не установлены.
Расстояние до Бетельгейзе
Расстояние до Бетельгейзе составляет примерно 548 световых лет, с погрешностью от 499 до 638 световых лет. После Ригеля, самой яркой звезды Ориона, Бетельгейзе является самой удалённой из 10 самых ярких звёзд на небе.
Расстояние в 548 световых лет было получено в ходе исследования 2020 года, в котором эволюционное, астросейсмическое и гидродинамическое моделирование сочеталось с программным обеспечением «Модули для экспериментов в области звёздной астрофизики» (MESA). Авторы исследования использовали данные, собранные Американской ассоциацией наблюдателей за переменными звёздами (AAVSO), и фотометрию, полученную с помощью прибора для визуализации выбросов солнечной массы (SMEI) на борту космического аппарата «Кориолис».
Ранее считалось, что расстояние до Бетельгейзе составляет от 643 до 724 световых лет. С момента проведения первых измерений в 1920 году оценки расстояния до звезды достигали 1300 световых лет (400 парсеков), но более поздние исследования показывают, что звезда находится значительно ближе к нам.
Наблюдения, проведённые в 1920 году, дали значение около 180 световых лет (56 парсеков) с погрешностью параллакса 0,0180 угловых секунд. До публикации данных, собранных спутником Hipparcos в 1990-х годах, существовало два противоречащих друг другу значения параллакса звезды: 9,8 ± 4,7 миллисекунды дуги, что соответствовало расстоянию около 330 световых лет (102 парсека), и 5 ± 4 миллисекунды дуги, что соответствовало расстоянию 650 световых лет (200 парсеков).
В 1997 году были опубликованы данные с измеренным параллаксом Бетельгейзе, равным 7,63 ± 1,64 миллисекунды дуги, что позволило определить расстояние до звезды — около 430 световых лет (131 парсек). С учётом погрешности данных, собранных для переменных звёзд, это значение было пересчитано в 6,55 ± 0,83 миллисекунды дуги, что соответствует расстоянию в 520 ± 73 световых года (152 ± 20 парсеков).
Наблюдения в 2008 году дали значение 5,07 ± 1,10 миллисекунд дуги при расстоянии 643 ± 146 световых лет (197 ± 45 парсеков).
Более поздние наблюдения объединение радиопозиций с промежуточными астрометрическими данными 2007 года с использованием данных, собранных за 34 года (1982-2016) и включающих радиокосмический шум в 2,4 мас, дали параллакс 4,51 ± 0,80 мас, что дает расстояние около 724 световых лет (222 парсека) с погрешностью, допускающей диапазон от 567,5 до 864,3 световых лет (174-256 парсек).
Сверхновая
Бетельгейзе — массивная звезда, которая неизбежно закончит свой жизненный путь как сверхновая. Красный сверхгигант когда-то был горячей, светящейся звездой класса O, и, как и все массивные звёзды, он проживёт недолгую жизнь. Его масса, скорость вращения и другие свойства в конечном счёте определят дату и подробности его конца. Ядро звезды в конечном счёте коллапсирует, вызвав сверхновую, которая оставит после себя плотный остаток — нейтронную звезду массой около 1,5 солнечных масс или чёрную дыру.
Изначальная масса звезды неизвестна и может быть оценена только на основе её текущих характеристик. По большинству оценок, она составляет от 10 до 25 солнечных масс, а недавние исследования сузили этот диапазон до 15–20 солнечных масс.
Звезде с массой, равной массе Солнца, потребуется от 11,5 до 15 миллионов лет, чтобы достичь нынешней фазы красного сверхгиганта Бетельгейзе, а звезде с массой, равной 20 массам Солнца, потребуется от 8,1 до 9,3 миллиона лет, в зависимости от скорости её вращения. (Медленно вращающимся звёздам потребуется меньше времени, а быстро вращающимся — больше.)
Также неизвестно, как долго звезда была красным сверхгигантом. По разным оценкам, от 20 000 до 140 000 лет. Исследование, опубликованное в 2016 году с использованием эволюционных моделей, показало, что начальная масса звезды составляла 20 солнечных масс, а возраст — 8,5 миллионов лет. Авторы пришли к выводу, что Бетельгейзе только недавно начала сжигать гелий и, вероятно, начнёт сжигать углерод в течение 100 000 лет, а вскоре после этого станет сверхновой.
Если звезда станет сверхновой на нынешней стадии красного сверхгиганта, она, скорее всего, станет сверхновой типа II-P. А если она сначала пройдёт через стадию жёлтого сверхгиганта и эволюционирует в сторону синего (превратившись в синий сверхгигант или звезду Вольфа — Райе), она может стать сверхновой типа II-L. При условии, что она станет сверхновой типа II-P, то, по оценкам, её яркость составит -12,4, и она, возможно, будет светить ярче полной Луны в течение пары месяцев, прежде чем быстро потускнеет.
Точную дату взрыва сверхновой предсказать невозможно. Сколько времени осталось у Бетельгейзе, зависит от её первоначальных свойств и от того, сколько времени она уже провела в качестве красного сверхгиганта. Общее время от начала стадии красного сверхгиганта до коллапса ядра варьируется от 300 000 до миллиона лет. Модель для невращающейся звезды массой 20 солнечных масс предсказывает, что это займёт менее 100 000 лет, в то время как для вращающихся звёзд или звёзд с меньшей массой потребуется значительно больше времени.
Когда Бетельгейзе наконец погаснет, сверхновая не повлияет на Солнечную систему, потому что звезда находится слишком далеко, чтобы выброшенный ею материал и ультрафиолетовое или рентгеновское излучение могли повлиять на нас.
Факты о Бетельгейзе
Бетельгейзе имеет второй по величине видимый размер среди всех звёзд, кроме Солнца и R Дорадо, красного гиганта в южном созвездии Золотой Рыбы, классифицируемого как переменная Мира. Она была звездой с самым большим известным угловым диаметром до 1997 года, когда измерения диаметра R Дорадо дали значение 57,0 ± 0,5 миллисекунд дуги.
Она стала первой звездой, кроме Солнца, угловой размер фотосферы которой был измерен. В 1920 году американский физик Альберт Майкельсон и астрономы Фрэнсис Пиз и Джон Андерсон использовали 6-метровый интерферометр с 2,5-метровым телескопом в обсерватории Маунт-Вильсон в Калифорнии, чтобы измерить угловой диаметр звезды. Они получили значение 0,047 угловых секунд, что соответствует диаметру 2,58 астрономических единиц при значении параллакса 0,018 угловых секунд. Однако результаты их измерений были ненадёжными. Более поздние наблюдения показали, что угловой диаметр составляет от 0,042 до 0,056 угловых секунд.
Бетельгейзе — одна из четырёх звёзд созвездия Ориона, выбранных для использования в области небесной навигации. Три другие навигационные звёзды в этом созвездии — Ригель, Беллатрикс и Альнилам.
В 2023 году группа астрономов предположила, что Бетельгейзе не начала свою жизнь как одиночная звезда, а, возможно, является результатом тихого слияния массивной звезды и её компаньона из главной последовательности. У сверхгиганта необычные свойства, такие как высокое содержание азота во внешней атмосфере, и он вращается гораздо быстрее, чем другие красные сверхгиганты.
Команда использовала трёхмерное гидродинамическое моделирование слияния звезды массой 16 солнечных масс, превращающейся в сверхгигант, и звезды главной последовательности массой 4 солнечных массы. По мере того, как более развитая звезда расширялась, её спутник поглощал часть её вещества и увеличивал свою массу. В конце концов, спутник замедлился и втянулся внутрь, слившись с гелиевым ядром сверхгиганта.
Слияние привело к огромному выбросу вещества. Вещество, выброшенное спутником, ненадолго вернуло сверхгигантскую звезду в фазу слияния водородного ядра, прежде чем она снова превратилась в красного сверхгиганта. Слияние привело к попаданию азота во внешнюю атмосферу сверхгигантской звезды и увеличило скорость её вращения. Моделирование показало, что звезда после слияния всё ещё быстро вращается и имеет химический состав, схожий с составом Бетельгейзе. Теория не будет подтверждена, пока Бетельгейзе не станет сверхновой, что даст астрономам возможность изучить её химический состав.
В исследовании 2023 года было высказано предположение, что Бетельгейзе, возможно, вообще не вращается со скоростью 5 км/с, а дипольное поле скоростей, которое было интерпретировано как свидетельство скорости вращения, может быть связано с крупномасштабными конвективными движениями, которые можно принять за вращение. Авторы исследования пришли к выводу, что для определения того, быстро ли вращается Бетельгейзе, необходимы дополнительные наблюдения с помощью ALMA.
Исследования, проведённые в конце 1980-х и 1990-х годах, позволили получить первые изображения звёздного диска Бетельгейзе в оптическом и инфракрасном диапазонах. Это были первые подобные изображения звезды, отличной от Солнца.
В феврале 1989 года на снимках Бетельгейзе с высоким разрешением была обнаружена асимметричная особенность на её поверхности, которая, возможно, возникла из-за близкого соседа, проходящего перед ней, или из-за конвекции в атмосфере звезды. Эти снимки были частью исследования, проведённого группой астрономов из Радиоастрономической обсерватории Малларда в Кембридже и Паломарской обсерватории в Калифорнии.
Интерферометрические наблюдения из Королевской Гринвичской обсерватории и Обсерватории радиоастрономии Малларда, проводившиеся в течение восьми недель с ноября 1994 года по январь 1995 года, показали сложную асимметрию в распределении яркости звезды и по меньшей мере три ярких пятна, которые меняли своё положение в течение периода наблюдений, что указывает на конвективные «горячие точки» на поверхности. Наблюдения также выявили наличие пылевого ореола диаметром не менее 0,3 угловых секунды.
Исследование, опубликованное в 1997 году и проведённое в 1995 году группой учёных из Обсерватории радиоастрономии Малларда и Института астрономии в Кембридже, не выявило асимметрии яркости, а только сильное потемнение на краях, но симметричный диск. (Потемнение на краях — это постепенное уменьшение яркости звёздного диска от центра к краю.)
В 1995 году космический телескоп «Хаббл» сделал первое прямое изображение звёздного диска. Ультрафиолетовое изображение имело значительно более высокое разрешение, чем изображения, полученные наземными телескопами. Изображение подтвердило наличие яркого пятна в юго-западном квадранте, что убедительно свидетельствует о том, что температура в этой области примерно на 2000 К выше, чем на поверхности звезды.
Бетельгейзе окружена сложной оболочкой, которая в 250 раз превышает размер звезды и состоит из вещества, потерянного звездой.
Огромные пылевые и газовые оболочки простираются почти на 20 000 астрономических единиц от звезды. Из-за протяжённой атмосферы и радиальных пульсаций звезды сложно измерить её диаметр с какой-либо степенью точности.
Бетельгейзе – одна из самых крупных известных звезд. Ее расчетный радиус (764 R☉) не приближается к радиусам Мю Цефея (маг. 4.08, 1260-1650 R☉), VV Цефея A (маг. 4.80, 1050-1900 R☉), но Бетельгейзе, безусловно, самая яркая огромная звезда на небе. Для сравнения, у нынешних рекордсменов по размеру, красных сверхгигантов Stephenson 2-18 и UY Щита, радиус составляет 2150 и 1708 солнечных радиусов соответственно.
Происхождение названия
Название Бетельгейзе было официально утверждено для звезды Альфа Ориона Aa Рабочей группой Международного астрономического союза по звёздным названиям 30 июня 2016 года.
Бетельгейзе — традиционное название звезды. Точное происхождение названия оспаривается, но оно происходит либо от арабского выражения «Ибт аль-Джауза», что означает «подмышка близнеца», либо от выражения «Яд аль-Джауза», что означает «рука центральной звезды». Аль-Джауза переводится как «центральная» или иногда как «гигантская», а первая часть фразы относится к положению звезды в созвездии.
Название также могло произойти от фразы bait al-jauza, что означает «дом центральной звезды». Jauza — это старое арабское название созвездия, которое включало в себя звёзды Ориона и соседнего созвездия Близнецов.
Расположение Бетельгейзе на небе
Бетельгейзе очень легко найти, потому что это одна из самых ярких звёзд на небе и потому что она является частью одного из самых узнаваемых созвездий. Она находится в правом плече Ориона и очерчивает знакомую форму созвездия в виде песочных часов. Альнитак, Альнилам и Минтака образуют Пояс Ориона, а звезда Мейса отмечает голову Охотника.
Бетельгейзе отмечает верхнюю правую вершину Зимнего треугольника, заметного астеризма, который легко найти на небе зимой в северном полушарии. Две другие вершины треугольника отмечены Сириусом, самой яркой звездой на небе и светилом созвездия
Большого Пса, и Проционом, самой яркой звездой в Малом Псе и восьмой по яркости звездой на небе. Зимний треугольник, также известный как Большой Южный треугольник, доминирует на вечернем небе с декабря по март.
| Спектральный класс | M1–M2 Ia–ab |
| Тип переменной | Полурегулярная переменная (SRc) |
| Цветовой индекс U-B | +2.06 |
| Цветовой индекс B-V | +1.85 |
| Видимая величина | V: 0,50 (0,0–1,6) |
| J: -3,00 | |
| К: -4.05 | |
| Абсолютная величина | -5.85 |
| Расстояние | 548 световых лет (499–638 световых лет); 168,1 парсека (153,2–195,6 парсека) |
| Параллакс | 5,95 мас (5,1 – 6,53 мас) |
| Радиальная скорость | +21,91 ± 0,51 км/с |
| Правильное движение | RA: 26,42 ± 0,25 мас/год |
| Дек.: 9,60 ± 0,12 мас/год | |
| Масса | 14 – 19 М☉ |
| Яркость | 65 000 л☉, 87 100 л☉ (75 900 – 107 600 л☉), 126 000 л☉ (76 000 – 209 000 л☉), 90 000 – 150 000 л☉ |
| Радиус | 640 – 764 R☉ (702 – 880 R☉) – 1021 R☉ |
| Температура | 3600 ± 200 К |
| Возраст | 8 – 8,5 миллионов лет |
| Скорость вращения | 5,47 ± 0,25 км/с |
| Вращение | 36 ± 8 лет |
| Поверхностная гравитация | -0,5 кгс |
| Металличность | +0,05 декс |
| Созвездие | Орион |
| Прямое восхождение | 05ч 55м 10,30536с |
| Склонение | +07° 24′ 25,4304” |
| Обозначения | Бетельгейзе, Альфа Ориона, α Ori, 58 Орионов, HD 39801, HR 2061, SAO 113271, HIP 27989, GC 7451, FK5 224, BD+07°1055, AAVSO 0549+07, CCDM J05552+0724AP, GCRV 3679, PPM 149643, IRAS 05524+0723, 2MASS J05551028+0724255, TYC 129-1873-1 |
