Betelgeuse
Koordinat:
05s 55d 10,3053sn; +07º 24' 25,426″ ⓘ
 | ||
| Gözlem verisi Dönem J2000.0 | ||
|---|---|---|
| Takımyıldız | Avcı | |
| Bahar açısı | (α) | 05s 55d 10,3053sn |
| Yükselim | (δ) | +07° 24′ 25,426″ |
| Görünür parlaklık | (V) | 0,42 (0,3 - 1,2) |
| Sınıflandırma | ||
| Tayfsal sınıf | M2Iab | |
| U-B Renk ölçeği | 2,06 | |
| B-V Renk ölçeği | 1,85 | |
| Değişen yıldız türü | SR c (yarı-düzenli) | |
| Gökölçümsel nitelikleri | ||
| Dikey hız | (Rv) | +21,91 km/sn |
| Iraklık açısı | (π) | 5,07 mys |
| Uzaklık | 643 ± 146 Iy (197 ± 45 pc) | |
| mutlak parlaklık | (V) | −6,02 |
| Özdevinim nitelikleri | ||
| Bahar açısı payı | (μ) | 24,95 ± 0,08 mys/y |
| Yükselim payı | (μ) | 9,56 ± 0,15 mys/y |
| Fiziksel özellikler | ||
| Kütle | (m) | 7,7 – 20 M⊙ |
| Yarıçap | (r) | 950 – 1200 R⊙ |
| Aydınlatma gücü | 120.000 ± 30.000 L⊙ | |
| Yüzey kütle çekimi | (log g) | -0,5 cgs |
| Etkin sıcaklık | 3.140 – 3.641 K | |
| Metallik | [Fe/H] | 0,05 |
| Dönme hızı | (v sin i) | 5 km/sn km/sn |
| Tahmini yaş | ~7.3 × 106 y | |
| Katalog belirtmeleri | ||
| Betelgeuse • α Ori • 58 Ori • HR 2061 • BD +7° 1055 • HD 39801 • FK5 224 • HIP 27989 • SAO 113271 • GC 7451 • CCDM J05552+0724AP • AAVSO 0549+07 | ||
Betelgeuse (Beteljöz, Betelguex, Betelgeuze, Beteiguex, Al Mankib, İkizlerevi), Avcı Takımyıldızı'nda yer alan kırmızı dev yıldızdır. ⓘ
Samanyolu'nda yer alan Betelgeuse, mavi dev Rigel'den (Beta Orionis) sonra Avcı Takımyıldızı'nın en parlak ikinci yıldızıdır. Takımyıldızın ortasında ise avcı Avcı kuşağı'nı oluşturan üç parlak mavi yıldız (Alnitak, Alnilam ve Mintaka) yer alır. ⓘ
Betelgeuse adı, Arapça "el-cevze'nin eli" anlamına gelen "yad ül-cevze"dan bozmadır. El-Cevze, eski Arap mitolojisinde "gizemli kadın"dır. Batılılar için ise Betelgeuse, Helen mitolojisindeki avcı Orion'un yukarı uzanan sağ kolunun omuz başında yer almaktadır. ⓘ
Betelgeuse, gökyüzünün en parlak iki kırmızı devinden biridir. Öteki Antares'tir. Ayrıca, görülebilecek en büyük yıldızlardan da biridir; öyle ki, Betelgeuse büyüklüğünde bir yıldıza kolay rastlanmaz. Büyüklüğü birinci dereceden (genelde 0,50) olan Betelgeuse, gökyüzünün genellikle en parlak 11. yıldızıdır. Sıcaklığı ortalama 3.600 Kelvin derece olan kırmızı dev yıldızın ışıması yarı-düzenli olduğundan, büyüklüğü periyodik olarak 0,2 ile 1,5 arasında değişir. ⓘ
Yıldızın Dünya'dan uzaklığının 400 ile 700 ışık yılı arasında olduğu tahmin edilir. Çapının yaklaşık 2,8 astronomik birim (AU) olduğu, yani Güneş'in çapının 600 katı olduğu hesaplanmıştır. (Bir astronomik birim Güneş'in merkeziyle Dünya'nın merkezi arasındaki uzaklık olan 149,6 milyon km.'dir.) Betelgeuse o kadar büyüktür ki, Güneş'in yerine konulacak olsaydı, yıldızın dış atmosferi Güneş Sistemi'nin beşinci gezegeni olan Jüpiter'in yörüngesini içine alırdı. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars ise yıldızın içinde kalırlardı. ⓘ
Kural olarak, bir yıldızın çapı Güneş'in çapının 100 katından fazla ise, dev yıldız sayılır. Kırmızı dev yıldızlar, kendilerine kırmızı rengi veren ve yüksek parlaklığı sağlayan yüzey sıcaklıklarının düşük oluşundan (genellikle Güneş'in yüzey sıcaklığının yarısı kadar) anlaşılır. Kırmızı devler, büyüklüklerine oranla son derece hafiftirler. Örneğin Betelgeuse'ün kütlesi Güneşin külesinin yalnızca 15 katıdır. Bir başka deyişle, Betelgeuse'ün yoğunluğu Güneş'in yoğunluğundan çok daha azdır. ⓘ
Yıldızın kütlesi ilk olarak 1920'de, Kaliforniya'daki Mount Wilson Gözlemevi'nde çalışan Francis Gladheim Pease ve Albert A. Michelson adlı gökbilimciler tarafından hesaplanmıştır. Bu, bir yıldızın kütlesinin hesaplandığı ilk başarılı çalışmadır. Ayrıca, Güneş'ten sonra yüzeyinin fotoğrafı çekilen ilk yıldız da Betelgeuse'dür. Bunu, Arizona Tucson'daki Kitt Peak Ulusal Gözlemevi'nde çalışan gökbilimciler bir radyo teleskobu yardımıyla gerçekleştirmişlerdir. ⓘ
Büyüklüğü, sıcaklığı ve kızılötesi ışıması gözönüne alındığında Betelgeuse, Güneş'ten 60.000 kat daha parlak bir yıldızdır, yani 60.000 kat daha fazla ışıdığı söylenebilir. Betelgeuse, maddesini güçlü bir rüzgarla (bkz. güneş rüzgarı) dışarı püskürttüğünden, tozdan dev bir kabukla çevrelenmiştir. Yıldızı kuşatan bu dış atmosfer ve yıldızın tıpkı bir yürek gibi atması, yüzeyinin kesin yerinin ve gerçekte ne kadar büyük olduğunun belirlenmesini güçleştirir. Betelgeuse'ün parlaklığı 40.000 ile 100.000 Güneş arasında değiştiğinden, bizden uzaklığı da kesin olarak belirlenememiştir. ⓘ
Gerçek değerler ne olursa olsun, Betelgeuse hidrojen yakıtını tüketmek üzere olan ileri derecede evrimleşmiş bir yıldızdır. Bu nedenle, çekirdeği büzülerek yoğunlaşmış, dış kısımları ise kabarmıştır. Yıldızın gerçek durumu üzerine fazla bir şey bilinmiyor olsa da, büyük olasılıkla çekirdeğindeki helyumu karbon ve oksijene dönüştürüyor olmalıdır. Kuramsal olarak, yıldızın başlangıçtaki olağanüstü kütlesinin, şimdi Güneş'in 12 ile 17 katı arasındaki bir değere düşmüş olduğunu söylenebilir; bu da, çekirdeğindeki elementlerin neon, magnezyum, sodyum, silikon ve sonuçta demire dönüştüğü anlamına gelir. ⓘ
| Gözlem verileri Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
|---|---|
| Takımyıldızı | Orion |
| Telaffuz | /ˈbɛtəldʒuːz, ˈbiːtəl-, -dʒuːs/ |
| Sağ yükseliş | 05s 55m 10.30536s |
| Deklinasyon | +07° 24′ 25.4304″ |
| Özellikler | |
| Evrimsel aşama | Kırmızı süperdev |
| Spektral tip | M1-M2 Ia-ab |
| Görünür büyüklük (V) | +0.50(0.0–1.6) |
| Görünür büyüklük (J) | −3.00 |
| Görünür büyüklük (K) | −4.05 |
| U-B renk indeksi | +2.06 |
| B-V renk indeksi | +1.85 |
| Değişken tip | SRc |
| Astrometri | |
| Radyal hız (Rv) | +21,91 km/s |
| Uygun hareket (μ) | RA: 26,42±0,25 mas/yıl Aralık: 9,60±0,12 mas/yıl |
| Paralaks (π) | 5.95+0.58 -0.85 mas |
| Mesafe | 548+90 -49 ly (168.1+27.5 -14,9 adet) |
| Mutlak büyüklük (MV) | −5.85 |
| Detaylar | |
| Kütle | 16.5-19 M☉ |
| Yarıçap | 764+116 −62–1,021 R☉ |
| Parlaklık | 126,000+83,000 −50,000 (90,000–150,000) L☉ |
| Yüzey ağırlığı (log g) | -0.5 cgs |
| Sıcaklık | 3,600±200 K |
| Metaliklik [Fe/H] | +0,05 dex |
| Rotasyon | 36±8 yıl |
| Dönme hızı (v sin i) | 5,47±0,25 km/s |
| Yaş | 8.0-8.5 Myr |
| Diğer tanımlamalar | |
Betelgeuse, α Ori, 58 Ori, HR 2061, BD+7°1055, HD 39801, FK5 224, HIP 27989, SAO 113271, GC 7451, CCDM J05552+0724, AAVSO 0549+07 | |
| Veritabanı referansları | |
| SIMBAD | |
1920 yılında Betelgeuse, fotosferinin açısal boyutu ölçülen ilk güneşdışı yıldız olmuştur. Daha sonraki çalışmalar 0,042 ila 0,056 arksaniye arasında değişen bir açısal çap (yani görünür boyut) bildirmiştir; bu belirleme aralığı küresel olmamasına, uzuv kararmasına, titreşimlere ve farklı dalga boylarında değişen görünüme bağlanmaktadır. Ayrıca yıldızın kendisinden kaynaklanan kütle kaybının neden olduğu, yıldızın yaklaşık 250 katı büyüklüğünde karmaşık, asimetrik bir zarfla çevrilidir. Betelgeuse'un Dünya'da gözlemlenen açısal çapı sadece R Doradus ve Güneş'in açısal çaplarından daha büyüktür. ⓘ
Ekim 2019'dan itibaren Betelgeuse belirgin bir şekilde sönükleşmeye başladı ve Şubat 2020'nin ortalarında parlaklığı yaklaşık 3 kat azalarak 0,5 büyüklüğünden 1,7'ye düştü. 22 Şubat 2020'de Betelgeuse kararmayı bıraktı ve tekrar parlamaya başladı; ve 25 Şubat 2022'de bildirildiği gibi, daha normal bir parlaklık aralığında kaldı. Kızılötesi gözlemler, son 50 yılda parlaklıkta önemli bir değişiklik olmadığını ortaya koydu ve bu da karartmanın yıldızın parlaklığındaki temel bir değişiklikten ziyade sönümdeki bir değişiklikten kaynaklandığını düşündürdü. Daha ileri çalışmalar, "büyük taneli yıldız çevresi tozunun" yıldızın sönükleşmesi için en olası açıklama olabileceğini öne sürmüştür. ⓘ
İsimlendirme
α Orionis (Latincesi Alpha Orionis) yıldızın 1603 yılında Johann Bayer tarafından verilen adıdır. ⓘ
Geleneksel Betelgeuse adı Arapça يد الجوزاء Yad al-Jauzā' "el-Jauzā'nın [yani Orion'un] eli" kelimesinden türetilmiştir. Arapça ya'yı 13. yüzyılda ba olarak okuma hatası Avrupa'daki isme yol açmıştır. İngilizcede bu ismin, ilk e'nin kısa veya uzun telaffuz edilmesine ve s'nin "s" veya "z" olarak telaffuz edilmesine bağlı olarak dört yaygın telaffuzu vardır:
- /ˈbɛtəldʒuːz/
- /ˈbiːtəldʒuːz/
- /ˈbɛtəldʒuːs/
- /ˈbiːtəldʒuːs/ ⓘ
Son telaffuz, kulağa "böcek suyu" gibi geldiği için popüler olmuştur. ⓘ
2016 yılında Uluslararası Astronomi Birliği, yıldızların özel isimlerini kataloglamak ve standartlaştırmak için bir Yıldız İsimleri Çalışma Grubu (WGSN) oluşturdu. WGSN'nin Temmuz 2016 tarihli ilk bülteninde, bu yıldız için Betelgeuse'un da dahil olduğu WGSN tarafından onaylanan ilk iki isim grubunun bir tablosu yer aldı. Artık IAU Yıldız İsimleri Kataloğu'na da bu şekilde girilmiştir. ⓘ
Gözlemsel tarihçe
Betelgeuse ve kırmızı rengi antik çağlardan beri bilinmektedir; klasik astronom Batlamyus rengini ὑπόκιρρος (hypókirrhos = az ya da çok turuncu-turuncu) olarak tanımlamıştır, bu terim daha sonra Uluğ Bey'in Zij-i Sultani adlı eserinin bir çevirmeni tarafından Latince "kırmızılık" anlamına gelen rubedo olarak tanımlanmıştır. On dokuzuncu yüzyılda, modern yıldız sınıflandırma sistemlerinden önce, Angelo Secchi Betelgeuse'yi Sınıf III (turuncudan kırmızıya) yıldızlarının prototiplerinden biri olarak dahil etmiştir. Buna karşın, Batlamyus'tan üç yüzyıl önce Çinli astronomlar Betelgeuse'un sarı bir renge sahip olduğunu gözlemlemişlerdir; eğer doğruysa, böyle bir gözlem yıldızın Hıristiyanlık döneminin başlarında sarı bir süperdev evresinde olduğunu gösterebilir ki bu da bu yıldızların karmaşık yıldız çevresi ile ilgili mevcut araştırmalar göz önüne alındığında bir olasılıktır. ⓘ
Yeni keşifler
Güney Avustralya'daki Aborijin grupları en az 1.000 yıldır Betelgeuse'un değişken parlaklığına dair sözlü hikâyeler paylaşmaktadır. ⓘ
.png)
Betelgeuse'un parlaklığındaki değişim 1836 yılında Sir John Herschel tarafından gözlemlerini Outlines of Astronomy'de yayınladığında tanımlanmıştır. 1836'dan 1840'a kadar, Ekim 1837'de ve Kasım 1839'da Betelgeuse Rigel'i gölgede bıraktığında büyüklükte önemli değişiklikler fark etti. Bunu 10 yıllık bir durgunluk dönemi izledi; ardından 1849'da Herschel, 1852'de zirveye ulaşan kısa bir değişkenlik döngüsü daha kaydetti. Daha sonraki gözlemciler, yıllar süren aralıklarla alışılmadık derecede yüksek maksimumlar, ancak 1957'den 1967'ye kadar sadece küçük değişimler kaydettiler. Amerikan Değişken Yıldız Gözlemcileri Derneği'nin (AAVSO) kayıtları 1933 ve 1942'de 0,2'lik bir maksimum parlaklık ve 1927 ve 1941'de gözlemlenen 1,2'lik bir minimum parlaklık göstermektedir. Parlaklıktaki bu değişkenlik, Johann Bayer'in 1603'te Uranometria'yı yayınlamasıyla birlikte, muhtemelen daha parlak olan Rigel'e (beta) rakip olduğu için yıldızı neden alfa olarak adlandırdığını açıklayabilir. Kuzey Kutbu enlemlerinde Betelgeuse'un kırmızı rengi ve gökyüzünde Rigel'den daha yüksekte yer alması, İnuitler tarafından daha parlak olarak görülmesine neden olmuştur ve yerel bir isim de Ulluriajjuaq "büyük yıldız" olmuştur. ⓘ
1920 yılında Albert Michelson ve Francis Pease, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 2,5 metrelik teleskobun önüne 6 metrelik bir interferometre monte ettiler. John Anderson'ın yardımıyla üçlü, Betelgeuse'un açısal çapını 0,047″ olarak ölçtü; bu rakam 0,018″ paralaks değerine dayanarak 3,84×108 km (2,58 AU) çapla sonuçlandı. Ancak, uzuv kararması ve ölçüm hataları bu ölçümlerin doğruluğu konusunda belirsizliğe yol açmıştır. ⓘ
1950'ler ve 1960'larda kırmızı süper devlerde yıldız konveksiyon teorisini etkileyecek iki gelişme yaşandı: Stratoskop projeleri ve 1958'de yayınlanan, esas olarak Martin Schwarzschild ve Princeton Üniversitesi'ndeki meslektaşı Richard Härm'ın çalışması olan Yıldızların Yapısı ve Evrimi. Bu kitap, yıldız modelleri oluşturmak için bilgisayar teknolojilerinin nasıl uygulanacağına dair fikirleri yaygınlaştırırken, Stratoskop projeleri, balonla taşınan teleskopları Dünya'nın türbülansının üzerine çıkararak, güneş granüllerinin ve güneş lekelerinin şimdiye kadar görülen en iyi görüntülerinden bazılarını üretti ve böylece güneş atmosferinde konveksiyonun varlığını doğruladı. ⓘ
Görüntüleme buluşları
.jpg)
1970'lerde astronomlar, Antoine Labeyrie'nin astronomik görmenin neden olduğu bulanıklık etkisini önemli ölçüde azaltan bir süreç olan benek interferometrisini icat etmesiyle başlayan astronomik görüntüleme teknolojisinde bazı önemli gelişmelere tanık oldular. Yer tabanlı teleskopların optik çözünürlüğünü artırarak Betelgeuse'un fotosferinin daha hassas ölçümlerine olanak sağladı. Hawaii'deki Wilson Dağı, Locke Dağı ve Mauna Kea'nın tepesindeki kızılötesi teleskoplardaki gelişmelerle birlikte astrofizikçiler süper devi çevreleyen karmaşık yıldız kabuklarına bakmaya başladılar ve bu da konveksiyondan kaynaklanan devasa gaz kabarcıklarının varlığından şüphelenmelerine neden oldu. Ancak 1980'lerin sonu ve 1990'ların başında Betelgeuse açıklık maskeleme interferometrisi için düzenli bir hedef haline geldiğinde, görünür ışık ve kızılötesi görüntülemede atılımlar meydana geldi. Cavendish Astrofizik Grubu'ndan John E. Baldwin ve meslektaşlarının öncülük ettiği yeni teknik, teleskop gözbebeği düzleminde birkaç delikli küçük bir maske kullanarak açıklığı geçici bir interferometrik diziye dönüştürüyordu. Bu teknik, yıldızın fotosferindeki parlak noktaları ortaya çıkarırken Betelgeuse'nin en doğru ölçümlerinden bazılarına katkıda bulundu. Bunlar, Güneş dışındaki bir yıldız diskinin önce yer tabanlı interferometrelerden ve daha sonra COAST teleskobunun daha yüksek çözünürlüklü gözlemlerinden alınan ilk optik ve kızılötesi görüntüleriydi. Bu araçlarla gözlemlenen "parlak yamalar" ya da "sıcak noktalar", Schwarzschild tarafından onlarca yıl önce ortaya atılan ve yıldız yüzeyine hakim olan büyük konveksiyon hücrelerine ilişkin bir teoriyi doğrular nitelikteydi. ⓘ
1995 yılında, Hubble Uzay Teleskobu'nun Silik Nesne Kamerası, yer tabanlı interferometreler tarafından elde edilenden daha üstün bir çözünürlüğe sahip bir morötesi görüntü yakaladı - başka bir yıldızın diskinin ilk geleneksel teleskop görüntüsü (veya NASA terminolojisinde "doğrudan görüntü"). Morötesi ışık Dünya'nın atmosferi tarafından emildiğinden, bu dalga boylarındaki gözlemler en iyi uzay teleskopları tarafından gerçekleştirilir. Daha önceki görüntülerde olduğu gibi bu görüntüde de güneybatı kadranda yıldız yüzeyinden 2000 K daha sıcak bir bölgeye işaret eden parlak bir yama yer alıyor. Daha sonra Goddard Yüksek Çözünürlüklü Spektrograf ile alınan morötesi spektrumlar, sıcak noktanın Betelgeuse'un dönme kutuplarından biri olduğunu göstermiştir. Bu da dönme ekseninin Dünya yönüne yaklaşık 20°'lik bir eğim ve göksel Kuzey'den yaklaşık 55°'lik bir konum açısı verecektir. ⓘ
2000'li yıllardaki çalışmalar
Aralık 2000'de yayınlanan bir çalışmada, yıldızın çapı Kızılötesi Uzaysal İnterferometre (ISI) ile orta kızılötesi dalga boylarında ölçülmüş ve 55,2±0,5 mas'lık bir uzuv-karanlık tahmini elde edilmiştir - bu rakam Michelson'un seksen yıl önceki bulgularıyla tamamen tutarlıdır. Yayınlandığı tarihte, Hipparcos görevinden elde edilen tahmini paralaks 7.63±1.64 mas idi ve Betelgeuse için 3.6 AU'luk tahmini bir yarıçap veriyordu. Ancak, 2009 yılında yayınlanan kızılötesi interferometrik bir çalışma, yıldızın 1993'ten bu yana artan bir oranda %15 küçüldüğünü ve büyüklüğünde önemli bir azalma olmadığını açıkladı. Daha sonraki gözlemler, görünürdeki daralmanın yıldızın genişletilmiş atmosferindeki kabuk aktivitesinden kaynaklanabileceğini düşündürmektedir. ⓘ
Yıldızın çapına ek olarak, Betelgeuse'un geniş atmosferinin karmaşık dinamikleri hakkında da sorular ortaya çıkmıştır. Galaksileri oluşturan kütle, yıldızlar oluştukça ve yok oldukça geri dönüştürülür ve kırmızı süper devler buna büyük katkıda bulunur, ancak kütlenin hangi süreçle kaybolduğu bir sır olarak kalmaya devam etmektedir. İnterferometrik yöntemlerdeki ilerlemeler sayesinde gökbilimciler bu muammayı çözmeye yakın olabilirler. Temmuz 2009'da Avrupa Güney Gözlemevi tarafından yayınlanan ve yer tabanlı Çok Büyük Teleskop İnterferometresi (VLTI) tarafından çekilen görüntüler, yıldızdan çevredeki atmosfere doğru 30 AU uzanan geniş bir gaz bulutunu gösterdi. Bu kütle atımı Güneş ile Neptün arasındaki mesafeye eşittir ve Betelgeuse'un çevresindeki atmosferde meydana gelen çok sayıda olaydan biridir. Gökbilimciler Betelgeuse'u çevreleyen en az altı kabuk tespit etmişlerdir. Bir yıldızın evriminin son aşamalarındaki kütle kaybının gizeminin çözülmesi, bu yıldız devlerinin patlayıcı ölümlerini hızlandıran faktörleri ortaya çıkarabilir. ⓘ
2019-20 soluyor
Zonklayan bir yarı düzenli değişken yıldız olan Betelgeuse, boyutundaki ve sıcaklığındaki değişimler nedeniyle birden fazla artan ve azalan parlaklık döngüsüne maruz kalmaktadır. Betelgeuse'un karardığını ilk fark eden gökbilimciler Villanova Üniversitesi gökbilimcileri Richard Wasatonic ve Edward Guinan ile amatör Thomas Calderwood, normal 5,9 yıllık ışık döngüsü minimumunun ve normalden daha derin 425 günlük bir dönemin çakışmasının itici faktörler olduğunu teorize ediyor. 2019'un sonlarına doğru öne sürülen diğer olası nedenler ise gaz veya toz patlaması ya da yıldızın yüzey parlaklığındaki dalgalanmalardı. ⓘ
Ağustos 2020'ye gelindiğinde, Betelgeuse üzerinde, özellikle Hubble Uzay Teleskobu'nun ultraviyole gözlemleri kullanılarak yapılan uzun vadeli ve kapsamlı çalışmalar, beklenmedik karartmanın muhtemelen uzaya fırlatılan muazzam miktarda aşırı sıcak malzemeden kaynaklandığını göstermektedir. Bu madde soğuyarak Betelgeuse'un yüzeyinin yaklaşık dörtte birinden gelen yıldız ışığını engelleyen bir toz bulutu oluşturdu. Hubble, Aralık ayında ve 2020'nin ilk birkaç ayında daha belirgin kararmayı gözlemleyen birden fazla teleskoptan önce Eylül, Ekim ve Kasım aylarında yıldızın atmosferinde hareket eden yoğun, ısıtılmış malzemenin işaretlerini yakaladı. ⓘ
Ocak 2020'ye gelindiğinde Betelgeuse yaklaşık 2,5 kat sönükleşerek 0,5 büyüklüğünden 1,5 büyüklüğüne geriledi ve Şubat ayında The Astronomer's Telegram'da +1,614'lük rekor bir minimum değerle daha da sönükleştiğini bildirdi ve yıldızın şu anda 25 yıllık çalışmalarında "en az parlak ve en soğuk" olduğunu belirtti ve ayrıca yarıçapında bir azalma hesapladı. Astronomi dergisi bunu "tuhaf bir karartma" olarak tanımladı ve popüler spekülasyonlar bunun yakın bir süpernovaya işaret edebileceği sonucunu çıkardı. Bu durum Betelgeuse'u gökyüzündeki en parlak 10 yıldızdan birinden ilk 20'nin dışına düşürdü ve yakın komşusu Aldebaran'dan belirgin bir şekilde daha sönük hale getirdi. Ana akım medyada yer alan haberlerde Betelgeuse'un bir süpernova olarak patlamak üzere olabileceği spekülasyonları tartışıldı, ancak gökbilimciler süpernovanın yaklaşık önümüzdeki 100.000 yıl içinde gerçekleşmesinin beklendiğini ve bu nedenle yakın olma ihtimalinin düşük olduğunu belirtiyor. ⓘ
17 Şubat 2020'ye kadar Betelgeuse'un parlaklığı yaklaşık 10 gün boyunca sabit kaldı ve yıldız yeniden parlama belirtileri gösterdi. 22 Şubat 2020'de, Betelgeuse kararmayı tamamen durdurmuş olabilir, ancak karartma dönemi sona ermiştir. 24 Şubat 2020'de, son 50 yılda kızılötesinde önemli bir değişiklik tespit edilmedi; bu, son görsel solma ile ilgisiz görünüyordu ve yaklaşan bir çekirdek çöküşünün olası olmayabileceğini öne sürdü. Yine 24 Şubat 2020'de yapılan başka çalışmalar, "büyük taneli yıldız çevresi tozunun" yıldızın sönükleşmesinin en olası açıklaması olabileceğini öne sürdü. Milimetre altı dalga boylarındaki gözlemleri kullanan bir çalışma, toz emiliminden kaynaklanan önemli katkıları dışlıyor. Bunun yerine, karartmanın nedeni büyük yıldız lekeleri gibi görünmektedir. The Astronomer's Telegram'da 31 Mart 2020'de bildirilen takip çalışmaları, Betelgeuse'un parlaklığında hızlı bir artış buldu. ⓘ
Betelgeuse, Güneş'e çok yakın olduğu için Mayıs ve Ağustos ayları arasında yerden neredeyse gözlenemez. Güneş ile 2020 kavuşumuna girmeden önce Betelgeuse +0,4 parlaklığa ulaşmıştı. STEREO-A uzay aracı ile Haziran ve Temmuz 2020'de yapılan gözlemler, yıldızın Nisan ayındaki son yer tabanlı gözlemden bu yana 0,5 oranında sönükleştiğini gösterdi. Bu şaşırtıcıdır, çünkü Ağustos/Eylül 2020'de bir maksimum bekleniyordu ve bir sonraki minimum Nisan 2021 civarında gerçekleşmelidir. Ancak, Betelgeuse'un parlaklığının düzensiz bir şekilde değiştiği biliniyor ve bu da tahminleri zorlaştırıyor. Solma, başka bir karartma olayının beklenenden çok daha erken gerçekleşebileceğini gösterebilir. 30 Ağustos 2020'de gökbilimciler Betelgeuse'den yayılan ikinci bir toz bulutunun tespit edildiğini ve yıldızın parlaklığındaki son önemli sönmeyle (3 Ağustos'ta ikincil bir minimum) ilişkilendirildiğini bildirdi. Haziran 2021'de, tozun muhtemelen fotosferindeki serin bir yamadan kaynaklandığı açıklandı ve Ağustos ayında ikinci bir bağımsız grup bu sonuçları doğruladı. Tozun yıldızdan fırlatılan gazın soğumasından kaynaklandığı düşünülüyor. ⓘ
Gözlem
Kendine özgü turuncu-kırmızı rengi ve Orion içindeki konumu nedeniyle Betelgeuse'u gece gökyüzünde çıplak gözle tespit etmek kolaydır. Kış Üçgeni asterizmini oluşturan üç yıldızdan biridir ve Kış Altıgeni'nin merkezini oluşturur. Her yıl Ocak ayının başında, gün batımından hemen sonra doğuda yükselirken görülebilir. Eylül ortasından Mart ortasına kadar (en iyi Aralık ortasında), 82°'nin güneyindeki enlemlerde Antarktika hariç, dünyanın hemen hemen her yerleşim bölgesinde görülebilir. Mayıs (orta kuzey enlemleri) veya Haziran (güney enlemleri) aylarında, kırmızı süperdev gün batımından sonra batı ufkunda kısa bir süre görülebilir ve birkaç ay sonra gün doğumundan önce doğu ufkunda tekrar ortaya çıkar. Ara dönemde (Haziran-Temmuz), 70° ve 80° güney enlemleri arasındaki Antarktika bölgelerinde (Güneş'in ufkun altında olduğu kutup gecesi sırasında) gün ortası hariç, çıplak gözle görülemez (sadece gün ışığında bir teleskopla görülebilir). ⓘ
Betelgeuse, görsel büyüklüğü 0,0 ile +1,6 arasında değişen değişken bir yıldızdır. Rigel'i geçerek en parlak altıncı yıldız olduğu dönemler vardır ve zaman zaman Capella'dan bile daha parlak hale gelir. Betelgeuse en sönük halinde, her ikisi de hafif değişken olan Deneb ve Beta Crucis'in arkasına düşerek en parlak yirminci yıldız olabilir. ⓘ
Betelgeuse'un B-V renk indeksi 1,85'tir - bu da belirgin "kırmızılığına" işaret eden bir rakamdır. Fotosfer, emilimden ziyade güçlü emisyon çizgileri gösteren genişletilmiş bir atmosfere sahiptir; bu, bir yıldız kalın bir gazlı zarfla çevrelendiğinde (iyonize olmak yerine) ortaya çıkan bir olgudur. Bu genişletilmiş gazlı atmosferin, fotosferdeki dalgalanmalara bağlı olarak Betelgeuse'a doğru ve ondan uzaklaştığı gözlemlenmiştir. Betelgeuse -2,99 J bandı büyüklüğüyle gökyüzündeki en parlak yakın kızılötesi kaynaktır; yıldızın ışıma enerjisinin yalnızca yaklaşık %13'ü görünür ışık olarak yayılır. Eğer insan gözü tüm dalga boylarındaki radyasyona duyarlı olsaydı, Betelgeuse gece gökyüzündeki en parlak yıldız olarak görünürdü. ⓘ
Çeşitli kataloglarda Betelgeuse'un dokuz kadar soluk görsel yoldaşı listelenmiştir. Bunlar yaklaşık bir ila dört yay dakikası mesafelerde ve hepsi 10. kadirden daha sönük. ⓘ
Aralık 2019'da gökbilimciler yıldızın parlaklığının önemli ölçüde azaldığını ve bu nedenle evriminin son aşamalarında olabileceğini bildirdiler. Daha yakın bir tarihte, 22 Şubat 2020'de rapor edilen çalışmalar, Betelgeuse'un sönükleşmeyi durdurmuş olabileceğini ve şimdi yeniden parlamaya başlayarak mevcut sönükleşme dönemini sona erdirmiş olabileceğini göstermektedir. Yıldızla ilgili 24 Şubat 2020'de bildirilen daha ileri çalışmalar, son 50 yılda kızılötesinde önemli bir değişiklik bulamadı ve son görsel solma ile ilgisiz görünüyor, bu da yaklaşan bir çekirdek çöküşünün olası olmadığını gösteriyor. Ayrıca, 24 Şubat 2020'de, daha ileri çalışmalar, "büyük taneli yıldız çevresi tozunun" tıkanmasının yıldızın karartılması için en olası açıklama olabileceğini göstermektedir. 26 Şubat 2020'de gökbilimciler, yıldızın toz öncüllerinden biri olan Titanyum (II) oksitin (TiO) spektral çalışmalarda büyük miktarlarda bulunduğunu bildirerek yıldızın soğuyor olabileceğini öne sürdüler. ⓘ
Yıldız sistemi
Betelgeuse genellikle tek bir izole yıldız ve kaçak bir yıldız olarak kabul edilir, şu anda herhangi bir küme veya yıldız oluşum bölgesi ile ilişkili değildir, ancak doğum yeri belirsizdir. ⓘ
Kırmızı üstdev yıldıza iki spektroskopik yoldaş önerilmiştir. 1968'den 1983'e kadar olan polarizasyon verilerinin analizi, yaklaşık 2,1 yıllık periyodik bir yörüngeye sahip yakın bir yoldaşı gösterdi ve ekip, benek interferometrisini kullanarak, iki yoldaştan daha yakın olanının, ana yıldızdan 0,06 ″ ± 0,01 ″ (≈ 9 AU) uzaklıkta, 273 ° 'lik bir konum açısıyla, potansiyel olarak yıldızın kromosferine yerleştirecek bir yörüngede bulunduğu sonucuna vardı. Daha uzak olan yoldaş ise 0,51″±0,01″ (≈77 AU) uzaklıkta ve 278°'lik bir konum açısına sahipti. Daha sonraki çalışmalar bu yoldaşlar için hiçbir kanıt bulamadı veya varlıklarını aktif olarak reddetti, ancak genel akıya katkıda bulunan yakın bir yoldaş olasılığı hiçbir zaman tam olarak göz ardı edilmedi. Betelgeuse ve çevresinin 1980'ler ve 1990'lardaki teknolojinin çok ötesinde olan yüksek çözünürlüklü interferometrisi herhangi bir yoldaş tespit etmemiştir. ⓘ
Mesafe ölçümleri
Paralaks, bir cismin konumunun, o cismi gözlemleyen kişinin konumunun değişmesi nedeniyle yay saniyesi cinsinden ölçülen görünür değişimidir. Dünya Güneş'in etrafında dönerken, her yıldızın bir yay saniyesinin bir kesri kadar kaydığı görülür ve bu ölçü Dünya'nın yörüngesi tarafından sağlanan taban çizgisiyle birleştiğinde o yıldıza olan uzaklığı verir. Friedrich Bessel'in 1838'de yaptığı ilk başarılı paralaks ölçümünden bu yana, gökbilimciler Betelgeuse'un görünür uzaklığı karşısında şaşkınlığa düşmüşlerdir. Yıldızın uzaklığının bilinmesi, açısal çapla birleştirildiğinde fiziksel yarıçapı ve etkin sıcaklığı hesaplamak için kullanılabilen parlaklık gibi diğer yıldız parametrelerinin doğruluğunu artırır; parlaklık ve izotopik bolluk da yıldız yaşını ve kütlesini tahmin etmek için kullanılabilir. ⓘ
1920 yılında, yıldızın çapı üzerine ilk interferometrik çalışmalar yapıldığında, varsayılan paralaks 0,0180″ idi. Bu da 56 pc ya da kabaca 180 ly'lik bir uzaklığa eşitti ve yıldız için sadece yanlış bir yarıçap değil, diğer tüm yıldız karakteristiklerini de üretiyordu. O zamandan beri, Betelgeuse'un uzaklığını ölçmek için 400 pc veya yaklaşık 1,300 ly'ye kadar önerilen mesafelerle devam eden çalışmalar var. ⓘ
Hipparcos Kataloğu'nun (1997) yayınlanmasından önce, Betelgeuse için birbiriyle çelişen iki paralaks ölçümü vardı. İlki 1991'de 9,8±4,7 mas paralaks vererek kabaca 102 pc veya 330 ly'lik bir uzaklık vermiştir. İkincisi ise Hipparcos Input Catalogue (1993) trigonometrik paralaksı 5±4 mas, uzaklığı ise 200 pc veya 650 ly olarak vermiştir. Bu belirsizlik göz önüne alındığında, araştırmacılar çok çeşitli mesafe tahminlerini benimsiyorlardı ve bu da yıldızın özelliklerinin hesaplanmasında önemli farklılıklara yol açıyordu. ⓘ
Hipparcos görevinden elde edilen sonuçlar 1997 yılında yayınlandı. Betelgeuse'un ölçülen paralaksı 7,63±1,64 mas idi, bu da kabaca 131 pc veya 427 ly'lik bir mesafeye eşitti ve önceki ölçümlerden daha küçük bir hata rapor edildi. Bununla birlikte, Betelgeuse gibi değişken yıldızlar için Hipparcos paralaks ölçümlerinin daha sonraki değerlendirmeleri, bu ölçümlerin belirsizliğinin hafife alındığını ortaya koymuştur. 2007 yılında, 6.55±0.83'lük iyileştirilmiş bir rakam hesaplandı, dolayısıyla kabaca 152±20 pc veya 500±65 ly'lik bir mesafe veren çok daha sıkı bir hata faktörü elde edildi. ⓘ
2008 yılında, Çok Büyük Dizi (VLA) kullanılarak, 197±45 pc veya 643±146 ly'lik bir mesafeye eşit olan 5.07±1.10 mas'lık bir radyo çözümü üretildi. Araştırmacı Harper'ın da belirttiği gibi: "Revize edilmiş Hipparcos paralaksı, orijinalinden daha büyük bir mesafeye (152±20 pc) yol açmaktadır; ancak astrometrik çözüm hala 2,4 mas'lık önemli bir kozmik gürültü gerektirmektedir. Bu sonuçlar göz önüne alındığında, Hipparcos verilerinin hala kaynağı bilinmeyen sistematik hatalar içerdiği açıktır." Radyo verilerinde de sistematik hatalar olmasına rağmen, Harper çözümü bu tür hataları azaltma umuduyla veri setlerini birleştiriyor. ALMA ve e-Merlin ile yapılan gözlemlerden elde edilen güncellenmiş bir sonuç 4,51±0,8 mas paralaks ve 222+34
-48 pc veya 724+111
-156 ly. ⓘ
2020'de, Coriolis uydusundaki uzay tabanlı Güneş Kütle Atımı Görüntüleyicisi'nden gelen yeni gözlemsel veriler ve üç farklı modelleme tekniği, 5,95+0,58
-0,85 mas, yarıçapı 764+116
−62 R☉ ve 168.1+27.5 pc ya da 548+9090
-14,4 pc veya 548+90
-49 ly, eğer doğruysa bu da Betelgeuse'un daha önce düşünülenden yaklaşık %25 daha küçük ve Dünya'ya %25 daha yakın olduğu anlamına gelmektedir. ⓘ
Avrupa Uzay Ajansı'nın mevcut Gaia misyonunun, misyonun araçlarının yaklaşık V=6 doygunluk sınırından daha parlak yıldızlar için iyi sonuçlar üretmesi beklenmese de, gerçek operasyon yaklaşık +3 büyüklüğüne kadar olan nesnelerde iyi performans göstermiştir. Daha parlak yıldızların zorunlu gözlemleri, nihai sonuçların tüm parlak yıldızlar için mevcut olması gerektiği ve Betelgeuse için bir paralaksın şu anda mevcut olandan daha doğru bir büyüklük sırası yayınlanacağı anlamına geliyor. Gaia Veri Yayını 2'de Betelgeuse ile ilgili veri bulunmamaktadır. ⓘ
Değişkenlik
Betelgeuse, parlaklık değişimlerinde bazı periyodikliklerin fark edilebilir olduğunu, ancak genliklerin değişebileceğini, döngülerin farklı uzunluklara sahip olabileceğini ve duraklamalar veya düzensizlik dönemleri olabileceğini gösteren yarı düzenli bir değişken yıldız olarak sınıflandırılır. SRc alt grubunda yer alır; bunlar genlikleri bir kadir civarında ve periyotları onlarca ila yüzlerce gün arasında değişen zonklayan kırmızı üstdevlerdir. ⓘ
Betelgeuse tipik olarak sadece +0,5 büyüklüğüne yakın küçük parlaklık değişiklikleri gösterir, ancak uç noktalarında 0,0 büyüklüğüne kadar parlak veya +1,6 büyüklüğüne kadar soluk olabilir. Betelgeuse, Değişken Yıldızlar Genel Kataloğu'nda 2,335 günlük olası bir periyotla listelenmiştir. Daha ayrıntılı analizler 400 güne yakın bir ana dönem, 185 günlük kısa bir dönem ve 2.100 gün civarında daha uzun bir ikincil dönem göstermiştir. Güvenilir olarak kaydedilen en düşük V-bant büyüklüğü +1,614 Şubat 2020'de rapor edilmiştir. ⓘ
Kırmızı süperdevlerin radyal titreşimleri iyi modellenmiştir ve birkaç yüz günlük periyotların tipik olarak temel ve ilk üst ton titreşiminden kaynaklandığını göstermektedir. Betelgeuse'un spektrumundaki çizgiler, çok kabaca parlaklık değişikliklerine karşılık gelen radyal hız değişikliklerini gösteren doppler kaymaları göstermektedir. Bu, karşılık gelen sıcaklık ve spektral değişimler açıkça görülmese de, boyuttaki titreşimlerin doğasını göstermektedir. Betelgeuse'un çapındaki değişimler de doğrudan ölçülmüştür. İlk 185 günlük üst ton atımları gözlenmiştir ve temel ile üst ton periyotlarının oranı yıldızın iç yapısı ve yaşı hakkında değerli bilgiler vermektedir. ⓘ
Uzun ikincil dönemlerin kaynağı bilinmemektedir, ancak radyal titreşimlerle açıklanamazlar. Betelgeuse'un interferometrik gözlemleri, yıldızın çapının önemli bir kısmını oluşturan ve her biri yıldızın toplam ışığının %5-10'unu yayan büyük konveksiyon hücreleri tarafından oluşturulduğu düşünülen sıcak noktalar göstermiştir. Uzun ikincil dönemleri açıklayan bir teori, bunların yıldızın dönüşüyle birlikte bu tür hücrelerin evriminden kaynaklandığıdır. Diğer teoriler arasında yakın ikili etkileşimler, kütle kaybını etkileyen kromosferik manyetik aktivite veya g-modları gibi radyal olmayan titreşimler yer alır. ⓘ
Ayrık baskın dönemlere ek olarak, küçük genlikli stokastik değişimler de görülmektedir. Bunun Güneş'teki aynı etkiye benzer ancak çok daha büyük ölçekte olan granülasyondan kaynaklandığı öne sürülmektedir. ⓘ
Çap
13 Aralık 1920'de Betelgeuse, Güneş Sistemi dışında fotosferinin açısal boyutu ölçülen ilk yıldız oldu. İnterferometri henüz emekleme aşamasında olmasına rağmen, deney başarılı oldu. Araştırmacılar, tekdüze bir disk modeli kullanarak Betelgeuse'un 0,047″ çapında olduğunu belirlediler, ancak yıldız diski, uzuv kararması nedeniyle muhtemelen %17 daha büyüktü ve bu da açısal çapı için yaklaşık 0,055 inçlik bir tahminle sonuçlandı. O zamandan beri, diğer çalışmalar 0.042 ila 0.069″ arasında değişen açısal çaplar üretmiştir. Bu verilerin 180 ila 815 ly'lik geçmiş mesafe tahminleriyle birleştirilmesi, yıldız diskinin 1,2 ila 8,9 AU arasında herhangi bir yerde öngörülen bir yarıçapını verir. Karşılaştırma için Güneş Sistemi'ni kullanırsak, Mars'ın yörüngesi yaklaşık 1,5 AU, asteroit kuşağındaki Ceres 2,7 AU, Jüpiter 5,5 AU'dur; dolayısıyla Betelgeuse'un Güneş'in yerini işgal ettiğini varsayarsak, fotosferi Jovian yörüngesinin ötesine uzanabilir ve 9,5 AU'daki Satürn'e tam olarak ulaşamaz. ⓘ
Kesin çapı tanımlamak çeşitli nedenlerden dolayı zor olmuştur:
- Betelgeuse zonklayan bir yıldızdır, dolayısıyla çapı zamanla değişir;
- Uzuv kararması optik emisyonların renklerinin değişmesine ve merkezden uzaklaştıkça azalmasına neden olduğundan yıldızın tanımlanabilir bir "kenarı" yoktur;
- Betelgeuse, yıldızdan fırlatılan maddeden oluşan bir yıldız çevresi zarfı ile çevrilidir - ışığı emen ve yayan madde - yıldızın fotosferini tanımlamayı zorlaştırır;
- Elektromanyetik spektrum içinde farklı dalga boylarında ölçümler yapılabilir ve rapor edilen çaplardaki fark %30-35'e kadar çıkabilir, ancak yıldızın görünen boyutu kullanılan dalga boyuna bağlı olarak değiştiğinden bir bulguyu diğeriyle karşılaştırmak zordur. Çalışmalar, ölçülen açısal çapın morötesi dalga boylarında önemli ölçüde daha büyük olduğunu, görünürde azalarak yakın kızılötesinde minimuma indiğini ve orta kızılötesi spektrumda tekrar arttığını göstermiştir;
- Atmosferik parıldama, türbülans açısal çözünürlüğü düşürdüğü için yer tabanlı teleskoplardan elde edilebilecek çözünürlüğü sınırlar. ⓘ
Büyük soğuk yıldızların genellikle bildirilen yarıçapları, üçte ikilik belirli bir optik derinlikte fotosferin yarıçapı olarak tanımlanan Rosseland yarıçaplarıdır. Bu, etkin sıcaklık ve bolometrik parlaklıktan hesaplanan yarıçapa karşılık gelir. Rosseland yarıçapı, uzuv kararması ve gözlem dalgaboyu için düzeltmelerle doğrudan ölçülen yarıçaplardan farklıdır. Örneğin, ölçülen 55,6 mas'lık bir açısal çap, 56,2 mas'lık bir Rosseland ortalama çapına karşılık gelirken, çevredeki toz ve gaz kabuklarının varlığı için daha fazla düzeltme 41,9 mas'lık bir çap verecektir. ⓘ
Bu zorlukların üstesinden gelmek için araştırmacılar çeşitli çözümler kullanmışlardır. İlk olarak 1868'de Hippolyte Fizeau tarafından tasarlanan astronomik interferometri, modern teleskopide büyük gelişmeler sağlayan ve 1880'lerde Michelson interferometresinin yaratılmasına ve Betelgeuse'un ilk başarılı ölçümüne yol açan ufuk açıcı bir kavramdı. Tıpkı bir nesneyi bir yerine iki göz algıladığında insanın derinlik algısının artması gibi, Fizeau da yıldızın uzaysal yoğunluk dağılımı hakkında bilgi sağlayacak girişimler elde etmek için yıldızların bir yerine iki açıklıktan gözlemlenmesini önerdi. Bilim hızla gelişti ve çoklu açıklıklı interferometreler artık yüksek çözünürlüklü bir portre üretmek için Fourier analizi kullanılarak sentezlenen benekli görüntüleri yakalamak için kullanılıyor. Bu metodoloji 1990'larda Betelgeuse üzerindeki sıcak noktaları tanımlamıştır. Diğer teknolojik atılımlar arasında uyarlanabilir optikler, Hipparcos, Hubble ve Spitzer gibi uzay gözlemevleri ve üç teleskobun ışınlarını aynı anda birleştirerek araştırmacıların miliarcsecond uzaysal çözünürlüğe ulaşmasını sağlayan Astronomik Çok Işınlı Birleştirici (AMBER) yer almaktadır. ⓘ
Elektromanyetik spektrumun farklı bölgelerindeki (görünür, yakın kızılötesi (NIR), orta kızılötesi (MIR) veya radyo) gözlemler çok farklı açısal ölçümler üretir. 1996 yılında Betelgeuse'un 56,6±1,0 mas'lık düzgün bir diske sahip olduğu gösterilmiştir. 2000 yılında bir Uzay Bilimleri Laboratuvarı ekibi, orta kızılötesinde daha az fark edilen sıcak noktaların olası katkılarını göz ardı ederek 54,7±0,3 mas'lık bir çap ölçmüştür. Ayrıca, 55,2±0,5 mas'lık bir çap veren, uzuv kararması için teorik bir ödenek de dahil edildi. Daha önceki tahmin kabaca 5,6 AU veya 1.200 AU yarıçapına eşittir. R☉, 2008 Harper uzaklığının 197.0±45 pc olduğu varsayılırsa, bu rakam kabaca Jovian yörüngesinin 5.5 AU büyüklüğündedir. ⓘ
2004 yılında, yakın kızılötesinde çalışan bir astronom ekibi daha doğru olan fotosferik ölçümün 43.33±0.04 mas olduğunu açıkladı. Çalışma ayrıca görünürden orta kızılötesine kadar değişen dalga boylarının neden farklı çaplar ürettiğine dair bir açıklama ortaya koydu: yıldız kalın, sıcak ve geniş bir atmosferden görülüyor. Kısa dalga boylarında (görünür spektrum) atmosfer ışığı dağıtır ve böylece yıldızın çapını biraz artırır. Yakın kızılötesi dalga boylarında (K ve L bantları) saçılma ihmal edilebilir düzeydedir, bu nedenle klasik fotosfer doğrudan görülebilir; orta kızılötesinde saçılma bir kez daha artar ve sıcak atmosferin termal emisyonunun görünen çapı artırmasına neden olur. ⓘ
IOTA ve VLTI ile 2009 yılında yayınlanan çalışmalar Betelgeuse etrafında toz kabukları ve bir moleküler kabuk (MOLsphere) fikrine güçlü bir destek getirmiş ve nispeten önemsiz hata paylarıyla 42,57 ila 44,28 mas arasında değişen çaplar vermiştir. 2011 yılında, yakın kızılötesinde yapılan üçüncü bir tahmin 2009 rakamlarını doğrulamış ve bu kez 42,49±0,06 mas'lık bir uzuv-karartılmış disk çapı göstermiştir. Hipparcos uzaklığı 152±20 pc'de 43,33 mas'lık yakın kızılötesi fotosferik çap yaklaşık 3,4 AU veya 730 R☉. 2014 yılında yayınlanan bir makalede, VLTI AMBER enstrümanıyla yapılan H ve K bandı gözlemleri kullanılarak 42,28 mas'lık bir açısal çap (41,01 mas'lık düzgün bir diske eşdeğer) elde edilmiştir. ⓘ
2009 yılında Betelgeuse'un yarıçapının 1993'ten 2009'a %15 oranında küçüldüğü ve 2008 açısal ölçümünün 47.0 mas'a eşit olduğu açıklanmıştır. Daha önceki makalelerin aksine, bu çalışmada 15 yıl boyunca belirli bir dalga boyunda yapılan ölçümler kullanılmıştır. Betelgeuse'un görünen boyutundaki küçülme, 1993'te görülen 56,0±0,1 mas ile 2008'de görülen 47,0±0,1 mas arasında bir değer aralığına eşittir - 15 yılda neredeyse 0,9 AU'luk bir daralma. Gözlemlenen daralmanın genellikle Betelgeuse etrafındaki genişletilmiş atmosferin sadece bir bölümündeki bir değişim olduğuna inanılmaktadır ve diğer dalga boylarındaki gözlemler benzer bir dönemde çapta bir artış olduğunu göstermiştir. ⓘ
Betelgeuse'un en son modelleri, 50-60 mas'a kadar çoklu kabuklarla birlikte yaklaşık 43 mas'lık bir fotosferik açısal çap benimsemektedir. Bu da 197 pc'lik bir mesafe varsayıldığında 887±203 R☉'lik bir yıldız çapı anlamına gelmektedir. ⓘ
Bir zamanlar Güneş'ten sonra gökyüzündeki yıldızlar arasında en büyük açısal çapa sahip olduğu düşünülen Betelgeuse, 1997 yılında bir grup gökbilimcinin R Doradus'un çapını 57,0±0,5 mas olarak ölçmesiyle bu özelliğini kaybetmiştir, ancak Dünya'ya yaklaşık 200 ly ile çok daha yakın olan R Doradus, Betelgeuse'un yaklaşık üçte biri kadar doğrusal bir çapa sahiptir. ⓘ
Fiziksel özellikleri
Betelgeuse, M1-2 Ia-ab kırmızı üstdev olarak sınıflandırılan çok büyük, parlak ama soğuk bir yıldızdır. Bu tanımlamadaki "M" harfi, M tayf sınıfına ait kırmızı bir yıldız olduğu ve bu nedenle nispeten düşük bir fotosferik sıcaklığa sahip olduğu anlamına gelir; "Ia-ab" son eki parlaklık sınıfı, normal bir süperdev ile parlak bir süperdev arasında özelliklere sahip orta parlaklıkta bir süperdev olduğunu gösterir. 1943'ten bu yana Betelgeuse'un spektrumu diğer yıldızların sınıflandırıldığı sabit bağlantı noktalarından biri olarak hizmet etmiştir. ⓘ
Yıldızın yüzey sıcaklığı, çapı ve uzaklığındaki belirsizlikler Betelgeuse'un parlaklığının kesin bir ölçümünü yapmayı zorlaştırmaktadır, ancak 2012'deki araştırmalar yaklaşık 126.000 L☉, 200 pc'lik bir mesafe varsayılırsa. Bu aralığın dışındaki değerler daha önce de rapor edilmiştir ve atmosferdeki titreşimler nedeniyle varyasyonun çoğunun gerçek olduğuna inanılmaktadır. Yıldız aynı zamanda yavaş bir dönücüdür ve kaydedilen en son hız 5,45 km/s'dir - 20 km/s dönme hızına sahip Antares'ten çok daha yavaştır. Dönüş süresi Betelgeuse'un büyüklüğüne ve Dünya'ya olan yönelimine bağlıdır, ancak Dünya'ya yaklaşık 60°'lik bir açıyla eğimli olan ekseni etrafında dönmesinin 36 yıl aldığı hesaplanmıştır. ⓘ
2004 yılında bilgisayar simülasyonları kullanan gökbilimciler, Betelgeuse dönmese bile geniş atmosferinde büyük ölçekli manyetik aktivite sergileyebileceğini, orta derecede güçlü alanların bile yıldızın toz, rüzgar ve kütle kaybı özellikleri üzerinde anlamlı bir etkiye sahip olabileceğini tahmin ettiler. Pic du Midi Gözlemevi'ndeki Bernard Lyot Teleskobu ile 2010 yılında elde edilen bir dizi spektropolarimetrik gözlem, Betelgeuse'un yüzeyinde zayıf bir manyetik alanın varlığını ortaya koymuş ve süperdev yıldızların dev konvektif hareketlerinin küçük ölçekli bir dinamo etkisinin başlangıcını tetikleyebileceğini düşündürmüştür. ⓘ
Kütle
Betelgeuse'un bilinen bir yörünge arkadaşı yoktur, bu nedenle kütlesi bu doğrudan yöntemle hesaplanamaz. Teorik modellemeden elde edilen modern kütle tahminleri 9,5-21 M5 değerleri ile ☉ M☉–30 M☉ eski çalışmalardan. Betelgeuse'un yaşamına 15-20 °C'lik bir yıldız olarak başladığı hesaplanmıştır. M☉, 90.000-150.000 güneş parlaklığına dayanmaktadır. Süper devin kütlesini belirlemek için 2011 yılında yeni bir yöntem önerilmiş ve mevcut yıldız kütlesinin 11,6 Müst sınırı 16,6 ve alt sınırı 7,7 olan ☉ M☉, yıldızın dar H-bandı interferometrisinden elde edilen yoğunluk profili gözlemlerine dayanarak ve kabaca 4,3 AU veya 955±217 R☉. Evrimsel izlere model uydurma, mevcut kütleyi 19,4-19,7 M☉, başlangıç kütlesi 20 M☉. ⓘ
Hareket
Betelgeuse'un kinematiği karmaşıktır. M sınıfı süperdevlerin yaşı, başlangıç kütlesi 20 M☉ kabaca 10 milyon yıldır. Şimdiki konumundan ve hareketinden başlayarak zamanda geriye doğru bir projeksiyon Betelgeuse'yi galaktik düzlemden yaklaşık 290 parsek daha uzağa yerleştirecektir ki bu da orada yıldız oluşum bölgesi olmadığı için mantıksız bir konumdur. Dahası, Betelgeuse'un öngörülen yolu 25 Ori alt birleşimi veya çok daha genç Orion Nebula Kümesi (ONC, Ori OB1d olarak da bilinir) ile kesişmiyor gibi görünmektedir, özellikle de Very Long Baseline Array astrometrisi Betelgeuse'dan ONC'ye 389 ila 414 parsek arasında bir mesafe vermektedir. Sonuç olarak, Betelgeuse'un uzayda her zaman şu anki hareketine sahip olmadığı, ancak muhtemelen yakındaki bir yıldız patlamasının sonucu olarak bir zaman veya başka bir zamanda rotasını değiştirmiş olması muhtemeldir. Herschel Uzay Gözlemevi tarafından Ocak 2013'te yapılan bir gözlem, yıldızın rüzgârlarının çevresindeki yıldızlararası ortama çarptığını ortaya koymuştur. ⓘ
Betelgeuse için en olası yıldız oluşum senaryosu, Orion OB1 birliğinden kaçan bir yıldız olmasıdır. Ori OB1a içindeki yüksek kütleli çoklu sistemin bir üyesi olan Betelgeuse muhtemelen yaklaşık 10-12 milyon yıl önce oluşmuş, ancak yüksek kütlesi nedeniyle hızla evrimleşmiştir. H. Bouy ve J. Alves 2015 yılında Betelgeuse'un yeni keşfedilen Taurion OB birliğinin bir üyesi olabileceğini öne sürmüşlerdir. ⓘ
Çevresel yıldız dinamikleri
Yıldız evriminin geç evresinde, Betelgeuse gibi büyük kütleli yıldızlar yüksek oranlarda kütle kaybı sergilerler, muhtemelen bir MHer 10.000 yılda bir ☉, sürekli değişim halinde olan karmaşık bir yıldız çevresi ortamıyla sonuçlanır. 2009 yılında yayınlanan bir makalede, yıldız kütle kaybı "evrenin en eski kozmolojik zamanlardan günümüze kadar olan evrimini, gezegen oluşumunu ve yaşamın oluşumunu anlamanın anahtarı" olarak gösterilmiştir. Bununla birlikte, fiziksel mekanizma iyi anlaşılamamıştır. Martin Schwarzschild devasa konveksiyon hücreleri teorisini ilk ortaya attığında, bunun Betelgeuse gibi evrimleşmiş süperdevlerdeki kütle kaybının muhtemel nedeni olduğunu ileri sürmüştü. Son zamanlarda yapılan çalışmalar bu hipotezi desteklese de, konveksiyonlarının yapısı, kütle kaybı mekanizmaları, geniş atmosferlerinde tozun nasıl oluştuğu ve dramatik finallerini tip II süpernova olarak hızlandıran koşullar hakkında hala belirsizlikler vardır. 2001 yılında Graham Harper yıldız rüzgarını 0.03 MHer 10.000 yılda bir ☉, ancak 2009'dan bu yana yapılan araştırmalar, Betelgeuse için herhangi bir toplam rakamı belirsiz hale getiren epizodik kütle kaybına dair kanıtlar sağlamıştır. Mevcut gözlemler, Betelgeuse gibi bir yıldızın ömrünün bir kısmını kırmızı süperdev olarak geçirebileceğini, ancak daha sonra H-R diyagramı boyunca geri dönebileceğini, bir kez daha kısa bir sarı süperdev evresinden geçebileceğini ve ardından mavi süperdev veya Wolf-Rayet yıldızı olarak patlayabileceğini göstermektedir.
Gökbilimciler bu gizemi çözmeye yakın olabilirler. Yıldız yarıçapının en az altı katına kadar uzanan ve Betelgeuse'un her yöne eşit miktarda madde saçmadığını gösteren büyük bir gaz bulutu fark ettiler. Tüyün varlığı, yıldızın fotosferinin kızılötesinde sıklıkla gözlemlenen küresel simetrisinin yakın çevresinde korunmadığı anlamına geliyor. Yıldız diskindeki asimetriler farklı dalga boylarında rapor edilmişti. Ancak, VLT'deki NACO uyarlanabilir optiklerinin rafine yetenekleri sayesinde bu asimetriler odak noktası haline gelmiştir. Bu tür asimetrik kütle kaybına neden olabilecek iki mekanizma, büyük ölçekli konveksiyon hücreleri veya muhtemelen rotasyon nedeniyle kutupsal kütle kaybıdır. ESO'nun AMBER'i ile daha derine inildiğinde, süper devin genişletilmiş atmosferindeki gazın güçlü bir şekilde yukarı ve aşağı hareket ettiği ve süper devin kendisi kadar büyük kabarcıklar oluşturduğu gözlemlendi ve bu da ekibini, Kervella tarafından gözlemlenen devasa tüy fırlatmanın arkasında bu tür yıldız çalkantılarının olduğu sonucuna götürdü. ⓘ
Asimetrik kabuklar
Fotosfere ek olarak, Betelgeuse'un atmosferinin altı bileşeni daha tespit edilmiştir. Bunlar MOLsphere olarak bilinen moleküler bir ortam, gazlı bir zarf, bir kromosfer, bir toz ortamı ve karbon monoksitten (CO) oluşan iki dış kabuktur (S1 ve S2). Bu unsurlardan bazılarının asimetrik olduğu, bazılarının ise üst üste bindiği bilinmektedir. ⓘ
Fotosferin yaklaşık 0,45 yıldız yarıçapı (~2-3 AU) üzerinde, MOLsphere veya moleküler ortam olarak bilinen bir moleküler katman bulunabilir. Çalışmalar bu tabakanın su buharı ve karbon monoksitten oluştuğunu ve etkin sıcaklığının yaklaşık 1.500±500 K olduğunu göstermektedir. 1960'larda iki Stratoskop projesiyle süperdev tayfında su buharı tespit edilmiş ancak on yıllar boyunca göz ardı edilmiştir. MOLsphere ayrıca toz parçacıklarının oluşumunu açıklayabilecek SiO ve Al2O3 molekülleri de içerebilir. ⓘ
Bir başka daha soğuk bölge olan asimetrik gazlı zarf, fotosferden birkaç yarıçap (~10-40 AU) boyunca uzanır. Oksijen ve özellikle karbona göre azot bakımından zenginleşmiştir. Bu bileşim anomalileri muhtemelen Betelgeuse'un içinden gelen CNO ile işlenmiş malzemenin kontaminasyonundan kaynaklanmaktadır. ⓘ
1998'de alınan radyo-teleskop görüntüleri, Betelgeuse'un yıldızın yüzeyinde kaydedilene benzer ancak aynı bölgedeki çevredeki gazdan çok daha düşük olan 3,450±850 K sıcaklığa sahip oldukça karmaşık bir atmosfere sahip olduğunu doğrulamaktadır. VLA görüntüleri ayrıca bu düşük sıcaklıktaki gazın dışa doğru uzandıkça giderek soğuduğunu gösteriyor. Beklenmedik olmasına rağmen, Betelgeuse'un atmosferinin en bol bileşeni olduğu ortaya çıktı. Ekibin lideri Jeremy Lim, "Bu, kırmızı süperdev yıldız atmosferlerine ilişkin temel anlayışımızı değiştiriyor" dedi. "Yıldızın atmosferi, yüzeyinin yakınında yüksek sıcaklıklara kadar ısıtılan gaz nedeniyle eşit bir şekilde genişlemek yerine, şimdi birkaç dev konveksiyon hücresinin gazı yıldızın yüzeyinden atmosferine ittiği görülüyor." Bu, Kervella'nın 2009'da bulduğu, muhtemelen karbon ve nitrojen içeren ve yıldızın güneybatı yönünde en az altı fotosferik yarıçap boyunca uzanan parlak bir tüyün var olduğuna inanılan bölgeyle aynıdır. ⓘ
Kromosfer, Hubble Uzay Teleskobu'ndaki Silik Nesne Kamerası tarafından morötesi dalga boylarında doğrudan görüntülendi. Görüntüler ayrıca diskin güneybatı çeyreğinde parlak bir alan ortaya çıkardı. Kromosferin 1996'daki ortalama yarıçapı optik diskin yaklaşık 2,2 katıydı (~10 AU) ve 5.500 K'den daha yüksek bir sıcaklığa sahip olmadığı bildirilmişti. Ancak 2004 yılında Hubble'ın yüksek hassasiyetli spektrometresi STIS ile yapılan gözlemler yıldızdan en az bir yay saniyesi uzaklıkta sıcak kromosferik plazmanın varlığına işaret etti. 197 pc'lik bir mesafede kromosferin boyutu 200 AU'ya kadar çıkabilir. Gözlemler, sıcak kromosferik plazmanın Betelgeuse'un gazlı zarfındaki soğuk gazla ve yıldızın çevresindeki toz kabuklarındaki tozla uzamsal olarak örtüştüğünü ve birlikte var olduğunu kesin olarak göstermiştir. ⓘ
Betelgeuse'yi çevreleyen bir toz kabuğuna dair ilk iddia 1977 yılında, olgun yıldızların etrafındaki toz kabuklarının genellikle fotosferik katkıyı aşan büyük miktarlarda radyasyon yaydığı kaydedildiğinde ortaya atılmıştır. Heterodin interferometri kullanılarak, kırmızı süper devin fazla radyasyonunun çoğunu 12 yıldız yarıçapının ötesindeki konumlardan veya varsayılan yıldız yarıçapına bağlı olarak 50 ila 60 AU'daki Kuiper kuşağının uzaklığından yaydığı sonucuna varılmıştır. O zamandan bu yana, bu toz zarfı üzerinde farklı dalga boylarında yapılan çalışmalarda kesinlikle farklı sonuçlar elde edilmiştir. 1990'lardaki çalışmalar toz kabuğunun iç yarıçapını 0,5 ila 1,0 arksaniye veya 100 ila 200 AU arasında tahmin etmiştir. Bu çalışmalar Betelgeuse'u çevreleyen toz ortamının durağan olmadığına işaret etmektedir. 1994 yılında, Betelgeuse'un ara sıra onlarca yıl süren toz üretimine ve ardından hareketsizliğe maruz kaldığı bildirilmiştir. 1997'de, toz kabuğunun morfolojisinde bir yıl içinde önemli değişiklikler kaydedilmiş, bu da kabuğun fotosferik sıcak noktaların varlığından güçlü bir şekilde etkilenen bir yıldız radyasyon alanı tarafından asimetrik olarak aydınlatıldığını düşündürmüştür. 1984 yılında yayınlanan 1 pc'lik (206,265 AU) dev bir asimetrik toz kabuğu raporu son çalışmalarla desteklenmemiştir, ancak aynı yıl yayınlanan bir başka raporda, çürüyen yıldızın bir tarafından dört ışık yılı uzanan üç toz kabuğu bulunduğu ve Betelgeuse'un hareket ettikçe dış katmanlarını döktüğü öne sürülmüştür. ⓘ
Her ne kadar iki dış CO kabuğunun tam boyutu anlaşılamamış olsa da, ilk tahminler bir kabuğun yaklaşık 1,5 ila 4,0 yay saniyesi arasında uzandığını ve diğerinin 7,0 yay saniyesine kadar genişlediğini göstermektedir. Yıldız yarıçapı olarak 5,5 AU'luk Jovian yörüngesi varsayıldığında, iç kabuk kabaca 50 ila 150 yıldız yarıçapı (~300 ila 800 AU), dış kabuk ise 250 yıldız yarıçapı (~1.400 AU) kadar uzanacaktır. Güneş'in heliopozunun yaklaşık 100 AU olduğu tahmin edilmektedir, dolayısıyla bu dış kabuğun boyutu Güneş Sistemi'nin neredeyse on dört katı büyüklüğünde olacaktır. ⓘ
Süpersonik yay şoku
Betelgeuse yıldızlararası ortamda 30 km/s hızla (yani ~6,3 AU/a) süpersonik olarak ilerlemekte ve bir yay şoku yaratmaktadır. Şok yıldız tarafından değil, yıldızlararası ortama 17 km/s hızla büyük miktarda gaz püskürten, yıldızı çevreleyen malzemeyi ısıtan ve böylece onu kızılötesi ışıkta görünür hale getiren güçlü yıldız rüzgârı tarafından yaratılmaktadır. Betelgeuse çok parlak olduğu için yay şoku ilk kez 1997 yılında görüntülenebilmiştir. Kuyruklu yıldız yapısının 643 ışık yılı mesafe varsayımıyla en az bir parsek genişliğinde olduğu tahmin edilmektedir. ⓘ
Yay şokunun 2012'de yapılan hidrodinamik simülasyonları çok genç olduğunu -30.000 yıldan daha az- göstermektedir ve bu da iki olasılığı akla getirmektedir: Betelgeuse'un yakın zamanda yıldızlararası ortamın farklı özelliklere sahip bir bölgesine taşınmış olması ya da Betelgeuse'un değişen bir yıldız rüzgârı üreten önemli bir dönüşüm geçirmiş olması. 2012 yılında yayınlanan bir makale, bu fenomenin Betelgeuse'un mavi süperdevden (BSG) kırmızı süperdev'e (RSG) geçişinden kaynaklandığını öne sürmüştür. Betelgeuse gibi bir yıldızın geç evrim aşamasında, bu tür yıldızların "Hertzsprung-Russell diyagramında kırmızıdan maviye veya tam tersi hızlı geçişler geçirebileceğine ve buna eşlik eden yıldız rüzgarlarında ve yay şoklarında hızlı değişiklikler olabileceğine" dair kanıtlar vardır. Dahası, gelecekteki araştırmalar bu hipotezi doğrularsa, Betelgeuse'un yörüngesi boyunca 3 M☉ kadar saçılan bir kırmızı süperdev olarak 200.000 AU'ya yakın seyahat ettiği kanıtlanabilir. ⓘ
Yaşam evreleri
Betelgeuse, O-tipi bir ana dizi yıldızından evrimleşmiş kırmızı bir süperdevdir. Çekirdeği sonunda çökecek, bir süpernova patlaması üretecek ve arkasında kompakt bir kalıntı bırakacaktır. Ayrıntılar, söz konusu ana dizi yıldızının tam başlangıç kütlesine ve diğer fiziksel özelliklerine bağlıdır. ⓘ
Ana dizi
Betelgeuse'un başlangıçtaki kütlesi ancak mevcut gözlemlenen özellikleriyle eşleşecek farklı yıldız evrim modelleri test edilerek tahmin edilebilir. Hem modellerin hem de mevcut özelliklerin bilinmeyenleri, Betelgeuse'un ilk görünümünde önemli bir belirsizlik olduğu anlamına gelir, ancak kütlesinin genellikle 10-25 aralığında olduğu tahmin edilmektedir. M☉, modern modeller 15-20 değerlerini bulmaktadır. M☉. Kimyasal yapısının yaklaşık %70 hidrojen, %28 helyum ve %2,4 ağır elementlerden oluştuğu, Güneş'ten biraz daha fazla metal zengini olduğu ancak bunun dışında benzer olduğu makul bir şekilde varsayılabilir. İlk dönme hızı daha belirsizdir, ancak yavaş ila orta dereceli ilk dönme hızlarına sahip modeller Betelgeuse'un mevcut özellikleriyle en iyi eşleşmeleri üretir. Betelgeuse'un bu ana dizi versiyonu O9V gibi bir spektral tipe sahip sıcak ve parlak bir yıldız olabilirdi. ⓘ
A 15 M☉ yıldızının kırmızı süperdev aşamasına ulaşması 11,5 ila 15 milyon yıl sürecektir ve daha hızlı dönen yıldızlar en uzun süreyi alacaktır. Hızlı dönen 20 M☉ yıldızlarının kırmızı süperdev aşamasına ulaşması 9,3 milyon yıl alırken, 20 MYavaş dönüşlü ☉ yıldızları sadece 8,1 milyon yıl sürer. Bunlar Betelgeuse'un şu anki yaşına ilişkin en iyi tahminlerdir, çünkü sıfır yaş ana dizi evresinden bu yana geçen sürenin 8,0-8,5 milyon yıl olduğu tahmin edilmektedir. MDönmeyen ☉ yıldız. ⓘ
Çekirdek hidrojeni tükendikten sonra
Betelgeuse'un kırmızı bir süperdev olarak geçirdiği süre, kütle kaybı oranlarını gözlemlenen yıldız çevresi materyaliyle ve yüzeydeki ağır elementlerin bolluğuyla karşılaştırarak tahmin edilebilir. Tahminler 20.000 yıl ile maksimum 140.000 yıl arasında değişmektedir. Betelgeuse kısa süreli ağır kütle kaybına uğruyor gibi görünmektedir ve uzayda hızla hareket eden kaçak bir yıldızdır, bu nedenle mevcut kütle kaybının toplam kayıp kütle ile karşılaştırılması zordur. Betelgeuse'un yüzeyinde nitrojen artışı, nispeten düşük karbon seviyeleri ve 12C'ye oranla yüksek 13C oranı görülmektedir; bunların hepsi ilk taramayı yaşamış bir yıldızın göstergesidir. Bununla birlikte, ilk tarama bir yıldız kırmızı süperdev evresine ulaştıktan kısa bir süre sonra gerçekleşir ve bu nedenle bu sadece Betelgeuse'un en az birkaç bin yıldır kırmızı süperdev olduğu anlamına gelir. En iyi tahmin Betelgeuse'un kırmızı süperdev olarak yaklaşık 40.000 yıl geçirmiş olduğu ve ana diziden belki de bir milyon yıl önce ayrılmış olduğudur. ⓘ
Mevcut kütle, başlangıç kütlesinden ve şimdiye kadar kaybedilen beklenen kütleden evrimsel modellerle tahmin edilebilir. Betelgeuse için toplam kütle kaybının yaklaşık bir milyon yıldan fazla olmayacağı tahmin edilmektedir. M☉, mevcut kütle 19,4-19,7 M☉, nabız özellikleri veya uzuv kararması modelleri gibi diğer yöntemlerle tahmin edilenden oldukça yüksektir. ⓘ
Yaklaşık %10'dan daha büyük kütleli tüm yıldızlar MÇekirdekleri çöktüğünde, tipik olarak bir süpernova patlaması üreterek yaşamlarını sonlandırmaları beklenir. Yaklaşık %15'e kadar M☉, tip II-P süpernova her zaman kırmızı süperdev evresinden üretilir. Daha büyük kütleli yıldızlar, özellikle dönen yıldızlar ve özellikle yüksek kütle kaybı oranlarına sahip modeller için, çekirdekleri çökmeden önce daha yüksek sıcaklıklara doğru evrimleşecek kadar hızlı kütle kaybedebilirler. Bu yıldızlar sarı veya mavi süper devlerden tip II-L veya tip IIb süpernovaları veya Wolf-Rayet yıldızlarından tip Ib/c süpernovaları üretebilir. Dönen yıldız modelleri 20 M☉ yıldızları, mavi süperdev bir progenitörden SN 1987A'ya benzer tuhaf bir tip II süpernova öngörmektedir. Öte yandan, dönmeyen 20 M☉ modelleri kırmızı süperdev bir progenitörden tip II-P süpernova öngörmektedir. ⓘ
Betelgeuse'un patlamasına kadar geçecek süre, tahmin edilen başlangıç koşullarına ve kırmızı süperdev olarak geçirdiği sürenin tahminine bağlıdır. Kırmızı süperdev evresinin başlangıcından çekirdek çökmesine kadar geçen toplam yaşam süresi, dönen bir süperdev için yaklaşık 300.000 yıldan M☉ yıldız için 550.000 yıl, dönen bir 20 M☉ yıldızı için bir milyon yıla kadar, dönmeyen bir 15 M☉ yıldız. Betelgeuse'un kırmızı bir süperdev haline gelmesinden bu yana geçen tahmini süre göz önüne alındığında, kalan ömrüne ilişkin tahminler, dönmeyen bir yıldız için 100.000 yılın altında bir "en iyi tahmin" ile 20 Mdönen modeller ya da düşük kütleli yıldızlar için çok daha uzundur. Betelgeuse'un Orion OB1 birliğindeki şüpheli doğum yeri, daha önceki birkaç süpernovanın yeridir. Kaçak yıldızların süpernovalardan kaynaklanabileceğine inanılmaktadır ve OB yıldızları μ Columbae, AE Aurigae ve 53 Arietis'in hepsinin 2,2, 2,7 ve 4,9 milyon yıl önce Ori OB1'deki bu tür patlamalardan kaynaklandığına dair güçlü kanıtlar vardır. ⓘ
Tipik bir tip II-P süpernova 2×1046 J nötrino yayar ve 2×1044 J kinetik enerjili bir patlama üretir. Dünya'dan görüldüğü gibi, bir tip IIP süpernova olarak Betelgeuse -8 ila -12 aralığında bir yerde en yüksek görünür büyüklüğe sahip olacaktır. Bu, gün ışığında kolayca görülebilecek, dolunayın önemli bir kısmına kadar olası bir parlaklıkla, ancak muhtemelen onu aşmayacaktır. Bu tür bir süpernova hızla sönmeden önce 2-3 ay boyunca kabaca sabit parlaklıkta kalacaktır. Görünür ışık esas olarak kobaltın radyoaktif bozunmasıyla üretilir ve süpernova tarafından fırlatılan soğuyan hidrojenin artan şeffaflığı nedeniyle parlaklığını korur. ⓘ
Yıldızın dış atmosferinin %15 oranında daraldığının 2009 yılında yayınlanmasının yol açtığı yanlış anlamalar nedeniyle Betelgeuse sık sık korkutma hikayelerine ve bir yıl içinde patlayacağını öne süren söylentilere konu olmuş ve böyle bir olayın sonuçları hakkında abartılı iddialara yol açmıştır. Bu söylentilerin zamanlaması ve yaygınlığı, özellikle Maya takvimiyle ilgili kıyamet günü tahminleri olmak üzere, astronomiyle ilgili daha geniş çaplı yanlış anlamalarla ilişkilendirilmiştir. Betelgeuse'un bir gama ışını patlaması üretmesi olası değildir ve x-ışınları, ultraviyole radyasyon veya fırlatılan materyalin Dünya üzerinde önemli etkilere neden olması için yeterince yakın değildir. Betelgeuse'un Aralık 2019'da sönükleşmesinin ardından, bilim ve ana akım medyada, yıldızın süpernovaya dönüşmek üzere olabileceğine dair spekülasyonlar içeren haberler yer aldı - belki de 100.000 yıl boyunca bir süpernova beklenmediğine dair bilimsel araştırmalar karşısında bile. Astronomy dergisi, National Geographic ve Smithsonian gibi bazı yayın organları +1.3 gibi sönük bir büyüklüğü olağandışı ve ilginç bir fenomen olarak haberleştirdi. Washington Post, Avustralya'daki ABC News ve Popular Science gibi bazı ana akım medya organları bir süpernovanın mümkün ancak olası olmadığını bildirirken, diğer yayın organları bir süpernovayı gerçekçi bir olasılık olarak tasvir etti. Örneğin CNN, "Dev bir kırmızı yıldız garip davranıyor ve bilim insanları patlamak üzere olabileceğini düşünüyor" başlığını seçerken, New York Post Betelgeuse'u "patlayıcı süpernova zamanı" olarak ilan etti. Phil Plait, "Kötü Astronomi" olarak adlandırdığı durumu düzeltmek için bir kez daha yazdı ve Betelgeuse'un son zamanlardaki davranışının "[her ne kadar] olağandışı olsa da... eşi benzeri görülmemiş olmadığını" belirtti. Ayrıca, muhtemelen uzun, çok uzun bir süre patlamayacak." The New York Times'tan Dennis Overbye de aynı fikirde görünüyor: "Betelgeuse patlamak üzere mi? Muhtemelen hayır, ama gökbilimciler bunu düşünerek eğleniyorlar." ⓘ
Nihai süpernovanın ardından, geride ya bir nötron yıldızı ya da kara delik olan küçük ve yoğun bir kalıntı kalacaktır. Betelgeuse bir kara delik için yeterince büyük bir çekirdeğe sahip değildir, bu nedenle kalıntının yaklaşık 1,5 büyüklüğünde bir nötron yıldızı olacağı tahmin edilmektedir. M☉. ⓘ
Etnolojik özellikler
Yazım ve telaffuz
Betelgeuse ayrıca Betelgeux ve Almanca'da Beteigeuze (Bode'ye göre) olarak da yazılmıştır. Betelgeux ve Betelgeuze, Betelgeuse yazımının evrensel hale geldiği 20. yüzyılın başlarına kadar kullanılmıştır. Telaffuzu konusunda fikir birliği zayıftır ve yazılışları kadar çeşitlidir:
- /ˈbɛtəldʒuːz/ BET-əl-jooz - Oxford English Dictionary and Royal Astronomical Society of Canada
- /ˈbiːtəldʒuːz, -dʒɜːz/ BEET-əl-jooz, -jurz - Oxford İngilizce Sözlük
- /ˈbiːtəldʒuːs/ BEET-əl-joos - (Canadian Oxford Dictionary, Webster's Collegiate Dictionary)
- /bɛtəlˈɡɜːrz/ bet-əl-GURZ - (Martha Evans Martin, The Friendly Stars)
Urz telaffuzları Fransızca eu sesini oluşturma girişimleridir; sadece r-düşüren aksanlarda işe yararlar. ⓘ
Etimoloji
[[Dosya:Al-Sufi's Orion, 1125 Bağdat kopyası, Doha İslam Sanatı Müzesi Ms 2. 1998. SO.jpg|thumb|Sufi'nin Sabit Yıldızlar Kitabı'nda Orion'un (yatay olarak ters çevrilmiş) bir illüstrasyonu. Betelgeuze, modern isminin önerilen etimolojik kökenlerinden biri olan Yad al-Jauzā ("Orion'un Eli") olarak ve ayrıca Mankib al Jauzā ("Orion'un Omuzu")]. ⓘ
Betelgeuse genellikle "merkezi olanın koltuk altı" olarak yanlış çevrilir. Amerikalı amatör doğa bilimci Richard Hinckley Allen, 1899 tarihli Star-Names and Their Meanings adlı eserinde bu kelimenin ابط الجوزاء Ibṭ al-Jauzah'dan türetildiğini belirtmiştir, Bed Elgueze, Beit Algueze, Bet El-gueze, Beteigeuze ve daha fazlası dahil olmak üzere Betelgeuse, Betelguese, Betelgueze ve Betelgeux biçimlerine dönüştüğünü iddia etti. Yıldız Alfonsine Tablolarında Beldengeuze olarak adlandırılmış, İtalyan Cizvit rahip ve astronom Giovanni Battista Riccioli ise Bectelgeuze veya Bedalgeuze olarak adlandırmıştır. ⓘ
Münih Üniversitesi'nde Arap Çalışmaları Profesörü olan Paul Kunitzsch, Allen'in türetmesini reddetmiş ve bunun yerine tam adın "el-Cauzâ'nın Eli", yani Orion anlamına gelen Arapça يد الجوزاء Yad al-Jauzā' kelimesinin bozulmuş hali olduğunu öne sürmüştür. Ortaçağ Latincesine Avrupa'da yapılan yanlış çeviriler, ilk y karakterinin (ﻴ, altında iki nokta var) yanlışlıkla b (ﺒ', altında sadece bir nokta var) olarak okunmasına yol açmıştır. Rönesans döneminde yıldızın adı بيت الجوزاء şeklinde yazılmıştır. Bait al-Jauzā' ("Orion'un evi") veya بط الجوزاء Baţ al-Jauzā', yanlış olarak "Orion'un koltuk altı" anlamına geldiği düşünülmüştür ("koltuk altı "nın doğru çevirisi ابط, Ibţ olarak çevrilir). Bu da Betelgeuse olarak modern çeviriye yol açmıştır. O zamandan beri diğer yazarlar Kunitzsch'in açıklamasını kabul etmişlerdir. ⓘ
İsmin son kısmı olan "-elgeuse" Arapça الجوزاء al-Jauzā' kelimesinden gelir, Orion takımyıldızının tarihi bir Arapça ismi, eski Arap efsanesinde dişil bir isim ve belirsiz bir anlamı vardır. Jauzā' kelimesinin kökü olan جوز j-w-z "orta" anlamına geldiğinden, al-Jauzā' kabaca "Merkezi Olan" anlamına gelir. Orion'un modern Arapça adı الجبار al-Jabbār'dır ("Dev"), ancak yıldızın adında الجوزاء al-Jauzā' kullanımı devam etmiştir. 17. yüzyıl İngiliz çevirmeni Edmund Chilmead yıldıza Christmannus'tan Ied Algeuze ("Orion'un Eli") adını vermiştir. Diğer Arapça isimler arasında Al Yad al Yamnā ("Sağ El"), Al Dhira ("Kol") ve Al Mankib ("Omuz"), hepsi al-Jauzā, Orion, منكب الجوزاء Mankib al Jauzā' olarak kaydedilmiştir.
Diğer isimler
Betelgeuse için kullanılan diğer isimler arasında Farsça Bašn "Kol" ve Kıpti Klaria "bir Kol" yer almaktadır. Bahu, takımyıldızın Hindu anlayışının bir parçası olarak koşan bir antilop veya geyik olarak Sanskritçe adıydı. Geleneksel Çin astronomisinde Betelgeuse'un adı 参宿四 (Shēnxiùsì, Üç Yıldız Takımyıldızının Dördüncü Yıldızı) olup, Çin takımyıldızı 参宿 başlangıçta Orion'un kuşağındaki üç yıldıza atıfta bulunuyordu. Bu takımyıldızı nihayetinde on yıldıza genişletildi, ancak önceki isim kaldı. Japonya'da Taira veya Heike klanı Betelgeuse'u ve kırmızı rengini sembol olarak benimseyerek yıldıza Heike-boshi (平家星) adını verirken, Minamoto veya Genji klanı Rigel'i ve beyaz rengini seçmişti. Bu iki güçlü aile Japon tarihinde efsanevi bir savaşa girmiş, yıldızlar karşı karşıya gelmiş ve sadece Kuşak tarafından ayrı tutulmuşlardır. ⓘ
Tahiti irfanında Betelgeuse gökyüzünü destekleyen sütunlardan biriydi ve Anâ-varu, yani yanında oturulacak sütun olarak bilinirdi. Ayrıca Ta'urua-nui-o-Mere "Ebeveyn özlemlerinde büyük şenlik" olarak da adlandırılırdı. Hawai dilinde bunun için kullanılan terim Kaulua-koko "parlak kırmızı yıldız" idi. Orta Amerika'nın Lacandon halkı onu chäk tulix "kırmızı kelebek" olarak biliyordu. ⓘ
Astronomi yazarı Robert Burnham Jr. yıldız için Hindistan'da nadir bulunan turuncu bir safiri ifade eden padparadaschah terimini önermiştir. ⓘ
Mitoloji
Astronomi tarihinin bilimsel devrimden önce mitoloji ve astrolojiyle yakından ilişkili olmasıyla birlikte, adını bir Roma savaş tanrısından alan Mars gezegeni gibi kızıl yıldız da binlerce yıldır savaşçı fetih arketipiyle ve buna bağlı olarak ölüm ve yeniden doğuş motifiyle yakından ilişkilendirilmiştir. Diğer kültürler farklı mitler üretmiştir. Stephen R. Wilk, Orion takımyıldızının, kendisi için fildişinden yapay bir omuz yaptıran Yunan mitolojik figürü Pelops'u temsil etmiş olabileceğini öne sürmüştür; omuz olarak Betelgeuse kullanılmıştır ve rengi fildişinin kırmızımsı sarı parlaklığını anımsatmaktadır. ⓘ
Güney Avustralya'nın Büyük Victoria Çölü'nde yaşayan Aborijinler, Betelgeuse'yi sözlü geleneklerine Nyeeruna'nın (Orion) ateş büyüsüyle dolan ve geri dönmeden önce dağılan sopası olarak dahil etmişlerdir. Bu durum, erken dönem Aborjin gözlemcilerin Betelgeuse'un parlaklık değişimlerinin farkında olduklarını gösterdiği şeklinde yorumlanmıştır. Kuzey Avustralya'nın Wardaman halkı bu yıldızı Ya-jungin "Baykuş Gözleri Titriyor" olarak biliyordu; değişken ışığı, Kırmızı Kanguru Lideri Rigel tarafından yönetilen törenleri aralıklı olarak izlediğini gösteriyordu. Güney Afrika mitolojisinde Betelgeuse, Orion'un Kuşağı tarafından temsil edilen üç zebraya doğru yırtıcı bakışlar atan bir aslan olarak algılanmıştır. ⓘ
Amerika'da Betelgeuse bir erkek figürünün (Orion) kopmuş bir uzvunu ifade eder - Brezilya'nın Taulipang halkı bu takımyıldızını karısı tarafından bacağı kesilen bir kahraman olan Zililkawai olarak bilir ve Betelgeuse'un değişken ışığı uzvun kesilmesiyle ilişkilendirilir. Benzer şekilde, Kuzey Amerika'nın Lakota halkı da onu kolu kopmuş bir şef olarak görür. ⓘ
Betelgeuse'un Sanskritçe adı ārdrā "nemli olan "dır ve Hindu astrolojisinde Ardra ay konağına adını verir. Rigvedik fırtına tanrısı Rudra bu yıldıza başkanlık etmiştir; bu ilişki 19. yüzyıl yıldız meraklısı Richard Hinckley Allen tarafından Orion'un fırtınalı doğasıyla ilişkilendirilmiştir. Makedon folklorundaki takımyıldızlar, köy yaşam tarzlarını yansıtan tarımsal öğeleri ve hayvanları temsil ediyordu. Onlara göre Betelgeuse, öküzlü bir sabanı tasvir eden Orion'un geri kalanıyla birlikte "sabancı" Orach'tı. Betelgeuse'un yaz sonu ve sonbaharda sabah saat 3 civarında yükselmesi, köy erkeklerinin tarlalara gidip çift sürme zamanını işaret ediyordu. İnuitler için Betelgeuse ve Bellatrix'in gün batımından sonra güney gökyüzünde belirmesi baharın başlangıcını ve Şubat sonu ile Mart başında günlerin uzadığını gösterirdi. Bu iki yıldız, özellikle Kuzey Baffin Adası ve Melville Yarımadası'ndaki insanlar tarafından aralarındaki mesafeye atıfta bulunarak Akuttujuuk "birbirinden uzakta bulunanlar" olarak bilinirdi. ⓘ
Orion ve Scorpius'un karşıt konumları ve bunlara karşılık gelen parlak kırmızı değişken yıldızlar Betelgeuse ve Antares, dünyanın dört bir yanındaki eski kültürler tarafından not edilmiştir. Orion'un batışı ve Scorpius'un yükselişi Orion'un akrep tarafından öldürülmesini ifade eder. Çin'de kardeşler ve rakipler Shen ve Shang'ı simgelerler. Sumatralı Bataklar Yeni Yıllarını, Orion'un Kuşağı'nın ufkun altına inmesinden sonraki ilk yeni ayla kutlamışlardır; bu noktada Betelgeuse "bir horozun kuyruğu gibi" kalmıştır. Betelgeuse ve Antares'in gökyüzünün karşıt uçlarındaki konumları önemli kabul edilir ve takımyıldızları bir çift akrep olarak görülürdü. Akrep günleri her iki takımyıldızın da görülebildiği geceler olarak işaretlenirdi. ⓘ
Popüler kültürde
En parlak ve en iyi bilinen yıldızlardan biri olan Betelgeuse birçok kurgu eserde yer almıştır. Yıldızın alışılmadık ismi 1988 yapımı Beetlejuice filminin başlığına ilham kaynağı olmuş, filmin baş düşmanına atıfta bulunulmuş ve senarist Michael McDowell kaç kişinin bu bağlantıyı kurduğundan etkilenmiştir. Douglas Adams'ın popüler bilim kurgu serisi Otostopçunun Galaksi Rehberi'nde Ford Prefect "Betelgeuse civarında bir yerde küçük bir gezegenden" geliyordu. ⓘ
Her ikisi de İkinci Dünya Savaşı gemisi olan ve 1939 yılında denize indirilen USS Betelgeuse (AKA-11) ve 1944 yılında denize indirilen USS Betelgeuse (AK-260) olmak üzere iki Amerikan donanma gemisine yıldızın adı verilmiştir. 1979 yılında Betelgeuse adlı bir Fransız süper tankeri Whiddy Adası açıklarında demirlemiş ve petrol boşaltmaktayken patlayarak İrlanda tarihinin en kötü felaketlerinden birinde 50 kişinin ölümüne neden olmuştur. ⓘ
Dave Matthews Band'in "Black and Blue Bird" şarkısında bu yıldıza atıfta bulunulmaktadır. Blur'un 1994 tarihli Parklife albümünde yer alan "Far Out" şarkısının sözlerinde Betelgeuse'den bahsedilmektedir. ⓘ
Philip Larkin'in aynı adlı koleksiyonunda bulunan "The North Ship" adlı şiirinde "Above 80° N" başlıklı bölümde yıldıza atıfta bulunulmaktadır:
" 'Bir kadının on pençesi vardır,' /
Sang the drunken boatswain; / Betelgeuse'dan daha uzakta, / Orion'dan daha parlak / Ya da Venüs ve Mars gezegenleri, / Okyanusta yıldız alevleri; / "Bir kadının on pençesi vardır," /
Sang the drunken boatswain."
Humbert Wolfe Betelgeuse hakkında bir şiir yazmış ve bu şiir Gustav Holst tarafından müziğe uyarlanmıştır. ⓘ
Açısal çap tahminleri tablosu
Bu tablo 1920'den bu yana yapılan açısal ölçümlerin kapsamlı olmayan bir listesini sunmaktadır. Ayrıca Betelgeuse'un 197±45 pc'lik en son uzaklık tahminine (Harper ve ark.) dayanan her çalışma için güncel yarıçap aralığını sağlayan bir sütun da eklenmiştir. ⓘ
| Makale | Yıl | Teleskop | # | Spektrum | λ (μm) | ∅ (mas) | Yarıçaplar @ 197±45 adet |
Notlar ⓘ |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Michelson | 1920 | Wilson Dağı | 1 | Görünür | 0.575 | 47.0±4.7 | 3,2-6,3 AU | Uzuv kararmış +17% = 55.0 |
| Bonneau | 1972 | Palomar | 8 | Görünür | 0.422–0.719 | 52.0–69.0 | 3,6-9,2 AU | ∅ ile λ arasında güçlü korelasyon |
| Balega | 1978 | ESO | 3 | Görünür | 0.405–0.715 | 45.0–67.0 | 3.1-8.6 AU | ∅ ile λ arasında korelasyon yoktur |
| 1979 | SAO | 4 | Görünür | 0.575–0.773 | 50.0–62.0 | 3.5-8.0 AU | ||
| Buscher | 1989 | WHT | 4 | Görünür | 0.633–0.710 | 54.0–61.0 | 4.0-7.9 AU | Keşfedilen asimetriler/sıcak noktalar |
| Wilson | 1991 | WHT | 4 | Görünür | 0.546–0.710 | 49.0–57.0 | 3.5-7.1 AU | Sıcak noktaların onaylanması |
| Tuthill | 1993 | WHT | 8 | Görünür | 0.633–0.710 | 43.5–54.2 | 3.2-7.0 AU | Sıcak noktaların 3 yıldız üzerinde incelenmesi |
| 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 | FWHM çapları | |
| 0.265–0.295 | 92–100 | 9.1–9.8 | ||||||
| Weiner | 1999 | ISI | 2 | MIR (N Bandı) | 11.150 | 54.7±0.3 | 4,1-6,7 AU | Karartılmış uzuv = 55,2±0,5 |
| Perrin | 1997 | IOTA | 7 | NIR (K bandı) | 2.200 | 43.33±0.04 | 3.3-5.2 AU | K ve L bantları, 11,5 μm veri kontrastı |
| Haubois | 2005 | IOTA | 6 | NIR (H bandı) | 1.650 | 44.28±0.15 | 3.4-5.4 AU | Rosseland çapı 45,03±0,12 |
| Hernandez | 2006 | VLTI | 2 | NIR (K bandı) | 2.099–2.198 | 42.57±0.02 | 3,2-5,2 AU | Yüksek hassasiyetli AMBER sonuçları. |
| Ohnaka | 2008 | VLTI | 3 | NIR (K bandı) | 2.280–2.310 | 43.19±0.03 | 3.3-5.2 AU | Uzuv kararması 43,56±0,06 |
| Townes | 1993 | ISI | 17 | MIR (N bandı) | 11.150 | 56.00±1.00 | 4,2-6,8 AU | 1993-2009 yılları arasında aynı dalga boyunda yapılan 17 ölçümü içeren sistematik çalışma |
| 2008 | ISI | MIR (N bandı) | 11.150 | 47.00±2.00 | 3,6-5,7 AU | |||
| 2009 | ISI | MIR (N bandı) | 11.150 | 48.00±1.00 | 3,6-5,8 AU | |||
| Ohnaka | 2011 | VLTI | 3 | NIR (K bandı) | 2.280–2.310 | 42.05±0.05 | 3,2-5,2 AU | Uzuv kararması 42,49±0,06 |
| Harper | 2008 | VLA | Ayrıca, Harper ve arkadaşları makalelerinin sonuç bölümünde şu açıklamayı yapmaktadırlar: "Bir anlamda, elde edilen 200 pc'lik mesafe 131 pc (425 ly) Hipparcos mesafesi ile 250 pc'ye (815 ly) doğru eğilim gösteren radyo arasında bir dengedir" - dolayısıyla yıldız için dış mesafe olarak ± 815 ly belirlenmiştir. | |||||