บีเทลจุส

Betelgeuseจะเป็นสิบสว่าง ดาวในท้องฟ้ากลางคืนและหลังจากRigel , ครั้งที่สองที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวของกลุ่มดาวนายพราน เป็นดาวแปรผันกึ่งปกติสีแดงอย่างชัดเจนซึ่งมีขนาดปรากฏซึ่งแปรผันระหว่าง +0.0 ถึง +1.6 มีช่วงกว้างที่สุดที่แสดงโดยดาวฤกษ์ขนาดหนึ่ง ที่ความยาวคลื่นใกล้อินฟราเรด Betelgeuse เป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน การกำหนดไบเออร์คือα Orionis , Latinisedเป็นAlpha Orionisและย่ออัลฟา Oriหรือα Ori

บีเทลจุส
แผนที่ของกลุ่มดาวนายพราน
วงกลมสีแดง.svg
Betelgeuse (วงกลม) ในกลุ่มดาวนายพราน
ข้อมูลการสังเกตEpoch J2000.0       Equinox J2000.0
กลุ่มดาว กลุ่มดาวนายพราน
การออกเสียง / ɛ เสื้อəl u Z , ฉันทีəl - - U s / [1] [2]
เสด็จขึ้นสู่สวรรค์ขวา 05 ชั่วโมง 55 เมตร 10.30536 s [3]
การปฏิเสธ +07° 24′ 25.4304″ [3]
ลักษณะเฉพาะ
เวทีวิวัฒนาการ ยักษ์แดง
ประเภทสเปกตรัม M1–M2 Ia–ab [4]
ขนาดที่ชัดเจน ( V ) +0.50 [5] (0.0–1.6 [6] )
ขนาดที่ชัดเจน ( J ) −3.00 [7]
ขนาดที่ชัดเจน ( K ) −4.05 [7]
ดัชนีสี U−B +2.06 [5]
ดัชนีสี B−V +1.85 [5]
ประเภทตัวแปร เอสอาร์ซี[8]
ดาราศาสตร์
ความเร็วเรเดียล (R v ) +21.91 [9]  กม./วินาที
การเคลื่อนไหวที่เหมาะสม (μ) ร.ร.: 26.42 ± 0.25 [10]  Mas / ปี
ธันวาคม .: 9.60 ± 0.12 [10] ม. / ปี
พารัลแลกซ์ (π) 5.95+0.58
−0.85
[11]  Mas
ระยะทาง 548+90
−49
 ลี
(168.1+27.5
−14.9
[11] ชิ้น )
ขนาดสัมบูรณ์ ( MV ) −5.85 [12]
รายละเอียด
มวล 16.5-19 [11]  เอ็ม
รัศมี 764+116
−62
[11] –1,021 [13]  อาร์
ความส่องสว่าง 126,000+83,000
−50,000
[14] (90,000150,000 ) [15] 
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g ) -0.5 [16]  cgs
อุณหภูมิ 3,600 ± 200 [11]  K
ความเป็นโลหะ [Fe/H] +0.05 [17]  dex
การหมุน 36 ± 8 [18]ปี
ความเร็วในการหมุน ( v  sin  i ) 5.47 ± 0.25 [18]  กม./วินาที
อายุ 8.0-8.5 [14]  Myr
การกำหนดอื่น ๆ
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
การอ้างอิงฐานข้อมูล
ซิมบัด ข้อมูล

พิกัด : แผนที่ท้องฟ้า 05 ชั่วโมง 55 เมตร 10.3053 s + 07 ° 24 '25.426 "

จัดเป็นซุปเปอร์ยักษ์สีแดงของผีประเภท M1-2, Betelgeuse เป็นหนึ่งในดาวที่ใหญ่ที่สุดมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ถ้ามันเป็นที่ศูนย์ของเราระบบสุริยะ , พื้นผิวของมันจะอยู่ไกลออกไปจากแถบดาวเคราะห์น้อยและมันจะเขมือบวงโคจรของดาวพุธ , ดาวศุกร์ , โลก , ดาวอังคารและอาจดาวพฤหัสบดี อย่างไรก็ตามมีหลายซุปเปอร์ยักษ์สีแดงขนาดใหญ่ในทางช้างเผือกรวมทั้งหมู่เซเฟย์และซุปเปอร์ยักษ์แปลกวีวายสุนัขใหญ่ การคำนวณช่วงมวลของเบเทลจุสจากน้อยกว่าสิบเล็กน้อยถึงมากกว่ายี่สิบเท่าของดวงอาทิตย์เล็กน้อย สำหรับเหตุผลต่างๆ , ระยะทางที่ได้รับค่อนข้างยากที่จะวัด; ค่าประมาณที่ดีที่สุดในปัจจุบันอยู่ที่ 500–600  ปีแสงจากดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นความไม่แน่นอนที่ค่อนข้างกว้างสำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียง ขนาดสัมบูรณ์ของมันคือประมาณ −6 Betelgeuse มีอายุน้อยกว่า 10 ล้านปี มีวิวัฒนาการอย่างรวดเร็วเนื่องจากมีมวลมาก และคาดว่าจะยุติการวิวัฒนาการด้วยการระเบิดของซุปเปอร์โนวาซึ่งเป็นไปได้มากที่สุดภายใน 100,000 ปี ได้รับการพุ่งออกมาจากบ้านเกิดในกลุ่มดาวนายพราน OB1 สมาคม - ซึ่งรวมถึงดาวในเข็มขัดของนายพราน - นี้ดาวที่หลบหนีได้รับการปฏิบัติเคลื่อนที่ผ่านดวงดาวกลางที่ความเร็วของ30 กม./วินาทีสร้างโช้คคันธนูกว้างสี่ปีแสง

ในปี 1920 เบเทลจุสกลายเป็นดาวนอกระบบดวงแรกที่มีการวัดขนาดเชิงมุมของโฟโตสเฟียร์ การศึกษาในภายหลังได้รายงานเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม (เช่น ขนาดปรากฏ) ตั้งแต่ 0.042 ถึง 0.056 arcseconds ; ช่วงของการพิจารณาที่กำหนดไม่ใช่ทรงกลม, กิ่งคล้ำ , pulsationsและลักษณะที่แตกต่างกันที่แตกต่างกันความยาวคลื่น มันยังล้อมรอบด้วยซองจดหมายที่ซับซ้อนและไม่สมมาตรมีขนาดประมาณ 250 เท่าของดาวฤกษ์ ซึ่งเกิดจากการสูญเสียมวลจากตัวดาวเอง เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมที่สังเกตได้จากโลกของเบเทลจุสนั้นเกินเส้นผ่านศูนย์กลางของอาร์ โดราดัสและดวงอาทิตย์เท่านั้น

ตั้งแต่เดือนตุลาคม 2019 Betelgeuse เริ่มหรี่ลงอย่างเห็นได้ชัด และภายในกลางเดือนกุมภาพันธ์ 2020 ความสว่างของ Betelgeuse ลดลงประมาณ 3 เท่าจากขนาด 0.5 เป็น 1.7 ภายในวันที่ 22 กุมภาพันธ์ 2020 เบเทลจุสหยุดหรี่แสงและเริ่มสว่างขึ้นอีกครั้ง การสังเกตด้วยอินฟราเรดไม่พบการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างมีนัยสำคัญในช่วง 50 ปีที่ผ่านมา ซึ่งบ่งชี้ว่าการหรี่แสงนั้นเกิดจากการเปลี่ยนการสูญพันธุ์มากกว่าการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของดาวฤกษ์ การศึกษาเพิ่มเติมชี้ให้เห็นว่าการบดบัง " ฝุ่นรอบดาวฤกษ์เม็ดใหญ่" อาจเป็นคำอธิบายที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดสำหรับการหรี่แสงของดาวฤกษ์

α Orionis (Latinised เพื่ออัลฟา Orionis ) เป็นดาวของการกำหนดให้โดยโยฮันน์ไบเออร์ใน 1603

ชื่อดั้งเดิมBetelgeuseมาจากภาษาอาหรับ إبط الجوزاء Ibṭ al-Jauzā'ความหมาย "รักแร้ของ Orion" หรือيد الجوزاء Yad al-Jauzā' "มือของ Orion" ในภาษาอังกฤษ ชื่อนี้มีการออกเสียงทั่วไปสี่แบบ ขึ้นอยู่กับว่าe ตัวแรกออกเสียงสั้นหรือยาว และsจะออกเสียงว่า "s" หรือ "z": [1] [2]

  • / ɛ เสื้อəl u Z /
  • / ฉันทีəl u Z /
  • / ɛ เสื้อəl U s /
  • / ฉันทีəl U s /

การออกเสียงครั้งสุดท้ายได้รับความนิยมเนื่องจากออกเสียงเหมือน "น้ำด้วง"

ในปี 2559 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลได้จัดตั้งคณะทำงานเกี่ยวกับชื่อดาว (WGSN) [19]เพื่อจัดทำรายการและกำหนดชื่อที่เหมาะสมสำหรับดาวฤกษ์ กระดานข่าวแรกของ WGSN เมื่อเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2559 [20]รวมตารางชื่อสองชุดแรกที่ได้รับการอนุมัติจาก WGSN ซึ่งรวมถึงเบเทลจุสสำหรับดาวดวงนี้ ตอนนี้มันถูกป้อนใน IAU Catalog of Star Names [21]

Betelgeuse และสีแดงของมันได้รับการบันทึกไว้ตั้งแต่สมัยโบราณ ; นักดาราศาสตร์คลาสสิกปโตเลมีอธิบายสีของมันเป็นὑπόκιρρος ( hypókirrhos ) คำที่ได้อธิบายในภายหลังโดยแปลเป็นUlugh ขอ 's Zij ฉัน Sultaniเป็นrubedo , ละตินสำหรับ 'ความแดง' [22] [23]ในศตวรรษที่สิบเก้าก่อนที่ระบบที่ทันสมัยของการจัดประเภทดาวฤกษ์ , แองเจโล Secchiรวม Betelgeuse เป็นหนึ่งในต้นแบบของเขาClass III (สีส้มเป็นสีแดง) ดาว [24]โดยคมชัดสามศตวรรษก่อนที่จะปโตเลมีนักดาราศาสตร์จีนสังเกต Betelgeuse ว่ามีสีเหลืองสี; ถ้าถูกต้อง การสังเกตดังกล่าวอาจบ่งชี้ว่าดาวฤกษ์อยู่ในช่วงซูเปอร์ไจแอนต์สีเหลืองในช่วงเริ่มต้นของยุคคริสเตียน[25]มีความเป็นไปได้จากการวิจัยในปัจจุบันเกี่ยวกับสภาพแวดล้อมรอบดาวที่ซับซ้อนของดาวเหล่านี้ (26)

การค้นพบที่พึ่งเริ่มต้น

การเปลี่ยนแปลงในความสว่าง Betelgeuse ถูกอธิบายไว้ใน 1836 โดยเซอร์จอห์นเฮอร์เชลเมื่อเขาตีพิมพ์ข้อสังเกตของเขาในเค้าโครงดาราศาสตร์ จาก 1836-1840 เขาสังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญในขนาดเมื่อ Betelgeuse แวววาวRigelในตุลาคม 1837 และอีกครั้งในเดือนพฤศจิกายน 1839 [27]ระยะเวลา 10 ปีที่สงบตาม; จากนั้นในปี ค.ศ. 1849 เฮอร์เชลได้สังเกตเห็นวัฏจักรความแปรปรวนสั้น ๆ อีกอันหนึ่ง ซึ่งถึงจุดสูงสุดในปี พ.ศ. 2395 ผู้สังเกตการณ์ภายหลังบันทึกค่าสูงสุดที่สูงผิดปกติด้วยช่วงเวลาหลายปี แต่มีเพียงรูปแบบเล็กน้อยระหว่างปี 2500 ถึง 2510 บันทึกของสมาคมนักสังเกตการณ์ดาวแปรผันแห่งอเมริกา (AAVSO) ) แสดงความสว่างสูงสุด0.2 ในปี พ.ศ. 2476 และ พ.ศ. 2485 และต่ำสุดที่ 1.2 ซึ่งสังเกตได้ในปี พ.ศ. 2470 และ พ.ศ. 2484 [28] [29]ความแปรปรวนของความสว่างนี้อาจอธิบายได้ว่าทำไมโยฮันน์ ไบเออร์โดยการตีพิมพ์Uranometriaในปี 1603 กำหนด ดาวอัลฟ่าเนื่องจากอาจเทียบได้กับ Rigel ที่สว่างกว่า ( เบต้า ) [30]จากละติจูดของอาร์กติก สีแดงของเบเทลจุสและตำแหน่งที่สูงกว่าบนท้องฟ้ามากกว่าริเกล หมายความว่าชาวเอสกิโมมองว่ามันสว่างกว่า และชื่อในท้องถิ่นหนึ่งชื่ออุลลูเรียจจูเอค "ดาวขนาดใหญ่" [31]

ในปี 1920 อัลเบิร์ไมเคิลและฟรานซิสว่าติด 6 เมตรสันที่ด้านหน้าของ 2.5 เมตรกล้องโทรทรรศน์ที่วิลสันหอดูดาว ช่วยโดยJohn Andersonทั้งสามคนวัดเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของ Betelgeuse ที่ 0.047 ซึ่งเป็นตัวเลขที่ส่งผลให้มีเส้นผ่านศูนย์กลางของ3.84 × 10 8  กม. (2.58  AU ) ขึ้นอยู่กับค่าพารัลแลกซ์ของ0.018 . [32]อย่างไรก็ตาม ข้อผิดพลาดของแขนขามืดและข้อผิดพลาดในการวัดทำให้เกิดความไม่แน่นอนเกี่ยวกับความถูกต้องของการวัดเหล่านี้

ทศวรรษ 1950 และ 1960 ได้เห็นพัฒนาการสองอย่างที่จะส่งผลต่อทฤษฎีการพาตัวดาวใน supergiants สีแดง: โครงการStratoscopeและการตีพิมพ์โครงสร้างและวิวัฒนาการของดวงดาวในปี 1958 โดยเฉพาะอย่างยิ่งงานของMartin Schwarzschildและเพื่อนร่วมงานของเขาที่Princeton University , Richard Härm [33] [34]หนังสือเล่มนี้เผยแพร่แนวคิดเกี่ยวกับวิธีการใช้เทคโนโลยีคอมพิวเตอร์เพื่อสร้างแบบจำลองดาวฤกษ์ ในขณะที่สตราโตสโคปโปรเจ็กต์โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีบอลลูนอยู่เหนือความปั่นป่วนของโลก ได้ผลิตภาพเม็ดสุริยะและจุดดับดวงอาทิตย์ที่ดีที่สุดบางส่วนที่เคยเห็น จึงเป็นการยืนยันการมีอยู่ของการพาความร้อนในชั้นบรรยากาศสุริยะ [33]

นวัตกรรมการถ่ายภาพ Im

ภาพUV HST ปี 1998/9 ของ Betelgeuse แสดงการเต้นแบบไม่สมมาตรพร้อมโปรไฟล์ เส้นสเปกตรัมที่สอดคล้องกัน

ในปี 1970 นักดาราศาสตร์ได้เห็นความก้าวหน้าที่สำคัญบางอย่างในเทคโนโลยีการถ่ายภาพทางดาราศาสตร์ที่เริ่มต้นด้วยแอนทอน Labeyrieประดิษฐ์ 'ของจุดอินเตอร์เฟกระบวนการที่ลดลงอย่างมีนัยสำคัญผลการเบลอของภาพที่เกิดจากการมองเห็นทางดาราศาสตร์ มันเพิ่มความละเอียดทางแสงของกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินซึ่งช่วยให้วัดโฟโตสเฟียร์ของเบเทลจุสได้แม่นยำยิ่งขึ้น [35] [36]ด้วยการปรับปรุงกล้องส่องทางไกลอินฟราเรดบนยอดเขา Mount Wilson , Mount LockeและMauna Keaในฮาวาย นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์เริ่มมองเข้าไปในเปลือกรอบดาวฤกษ์ที่ซับซ้อนรอบๆ supergiant [37] [38] [39]ทำให้พวกเขาสงสัยว่า การปรากฏตัวของฟองก๊าซขนาดใหญ่ที่เกิดจากการพาความร้อน [40]แต่มันก็ไม่ได้จนกว่าจะถึงช่วงปลายทศวรรษ 1980 และต้นปี 1990 เมื่อ Betelgeuse กลายเป็นเป้าหมายปกติสำหรับค่ารูรับแสงอินเตอร์เฟกำบังนวัตกรรมใหม่ที่เกิดขึ้นในที่มองเห็นแสงและการถ่ายภาพอินฟราเรด เป็นผู้บุกเบิกโดยJohn E. Baldwinและเพื่อนร่วมงานของกลุ่มCavendish Astrophysics Groupเทคนิคใหม่นี้ใช้หน้ากากขนาดเล็กที่มีรูหลายรูในระนาบรูม่านตาของกล้องโทรทรรศน์ โดยแปลงรูรับแสงเป็นอาร์เรย์อินเตอร์เฟอโรเมตริกเฉพาะกิจ [41]เทคนิคนี้มีส่วนช่วยในการวัดบีเทลจุสที่แม่นยำที่สุดบางส่วนในขณะที่เผยให้เห็นจุดสว่างบนโฟโตสเฟียร์ของดาว [42] [43] [44]เหล่านี้เป็นคนแรกที่ภาพแสงและอินฟราเรดของดิสก์ตัวเอกอื่นที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ถ่ายครั้งแรกจาก interferometers ภาคพื้นดินและต่อมาจากการสังเกตความละเอียดสูงของกล้องโทรทรรศน์ COAST "จุดสว่าง" หรือ "ฮอตสปอต" ที่สังเกตด้วยเครื่องมือเหล่านี้ดูเหมือนจะยืนยันทฤษฎีที่ Schwarzschild นำเสนอเมื่อหลายสิบปีก่อนของเซลล์การพาความร้อนขนาดใหญ่ที่ครอบครองพื้นผิวดาวฤกษ์ [45] [46]

ในปี 1995 ฮับเบิลกล้องโทรทรรศน์อวกาศ 's Faint กล้องวัตถุจับภาพรังสีอัลตราไวโอเลตมีความละเอียดที่เหนือกว่าที่ได้รับจากการภาคพื้นดิน interferometers-ภาพธรรมดา-กล้องโทรทรรศน์แรก (หรือ 'ตรงภาพ' ในนาซาคำศัพท์) ของดิสก์ของ ดาวดวงอื่น [47]เพราะอัลตราไวโอเลตแสงจะถูกดูดซึมโดยชั้นบรรยากาศของโลกสังเกตในช่วงความยาวคลื่นเหล่านี้จะดำเนินการที่ดีที่สุดโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ [48]เช่นเดียวกับภาพก่อนหน้า ภาพนี้ประกอบด้วยแพทช์สีสดใสที่บ่งบอกถึงภูมิภาคในจตุภาคตะวันตกเฉียงใต้ร้อนกว่าพื้นผิวดาว2,000  K [49]สเปกตรัมอัลตราไวโอเลตภายหลังที่ถ่ายด้วยเครื่องสเปกโตรกราฟความละเอียดสูงก็อดดาร์ดแนะนำว่าจุดร้อนนั้นเป็นหนึ่งในขั้วการหมุนของเบเทลจุส สิ่งนี้จะทำให้แกนหมุนมีความเอียงประมาณ 20° กับทิศทางของโลก และมุมของตำแหน่งจากทิศเหนือของท้องฟ้าประมาณ 55° [50]

การศึกษาในยุค 2000

ในการศึกษาที่ตีพิมพ์ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2543 เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ถูกวัดด้วยInfrared Spatial Interferometer (ISI) ที่ความยาวคลื่นอินฟราเรดกลางซึ่งทำให้เกิดการประมาณการที่แขนขามืดลง55.2 ± 0.5  mas — ตัวเลขที่สอดคล้องกับการค้นพบของ Michelson เมื่อแปดสิบปีก่อน [32] [51]ในขณะที่ตีพิมพ์ ค่าพารัลแลกซ์โดยประมาณจากภารกิจฮิปปาร์คอสคือ7.63 ± 1.64 masให้รัศมีโดยประมาณสำหรับ Betelgeuse of3.6 AU . อย่างไรก็ตาม การศึกษาอินฟราเรดอินเตอร์เฟอโรเมตริกซึ่งตีพิมพ์ในปี 2552 ประกาศว่าดาวฤกษ์หดตัวลง 15% ตั้งแต่ปี 2536 ในอัตราที่เพิ่มขึ้นโดยไม่ลดขนาดลงอย่างมีนัยสำคัญ [52] [53]การสังเกตภายหลังชี้ให้เห็นว่าการหดตัวที่ชัดเจนอาจเกิดจากการกระจุกตัวของเปลือกนอกในชั้นบรรยากาศที่ขยายออกไปของดาวฤกษ์ [54]

นอกจากเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์แล้ว ยังเกิดคำถามเกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงที่ซับซ้อนของบรรยากาศที่ขยายออกไปของเบเทลจุส มวลที่ประกอบเป็นดาราจักรจะถูกนำกลับมาใช้ใหม่เมื่อดาวก่อตัวและถูกทำลายและมหายักษ์แดงเป็นปัจจัยสำคัญ แต่กระบวนการที่มวลหายไปยังคงเป็นปริศนา [55]ด้วยความก้าวหน้าในวิธีการอินเตอร์เฟอโรเมตริก นักดาราศาสตร์อาจใกล้จะไขปริศนานี้ได้แล้ว ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2552 ภาพที่เผยแพร่โดยEuropean Southern Observatoryซึ่งถ่ายโดยVery Large Telescope Interferometer (VLTI) บนพื้นดินเผยให้เห็นกลุ่มก๊าซขนาดใหญ่ที่แผ่ขยายออกไป30 AUจากดาวสู่บรรยากาศโดยรอบ [56]การปลดปล่อยมวลนี้เท่ากับระยะห่างระหว่างดวงอาทิตย์กับดาวเนปจูนและเป็นหนึ่งในหลายเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นในบรรยากาศโดยรอบของเบเทลจุส นักดาราศาสตร์ได้ระบุเปลือกหอยอย่างน้อยหกชิ้นรอบๆ เบเทลจุส การแก้ปัญหาความลึกลับของการสูญเสียมวลในช่วงท้ายของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์อาจเปิดเผยปัจจัยที่กระตุ้นให้เกิดการตายของดาวยักษ์เหล่านี้ [52]

2019–20 จางหายไป

AAVSO V-band magnitude of Betelgeuse ระหว่างเดือนกันยายน 2018 ถึงกุมภาพันธ์ 2021
Two orange blobs side by side on black backgrounds, one caption "Jan 2019" and the other captioned "Dec 2019"
เปรียบเทียบ ภาพSPHEREของ Betelgeuse ที่ถ่ายในเดือนมกราคม 2019 และธันวาคม 2019 แสดงการเปลี่ยนแปลงในความสว่างและรูปร่าง

ดาวเบเทลจุสเป็นดาวแปรผันกึ่งวงกลมที่เต้นเป็นจังหวะโดยขึ้นอยู่กับวัฏจักรของการเพิ่มและลดความสว่างหลายรอบอันเนื่องมาจากการเปลี่ยนแปลงของขนาดและอุณหภูมิ [14]นักดาราศาสตร์ที่สังเกตการหรี่แสงของ Betelgeuse เป็นครั้งแรกนักดาราศาสตร์ Richard Wasatonic และEdward Guinan จากมหาวิทยาลัยวิลลาโนวาและ Thomas Calderwood สมัครเล่น ตั้งทฤษฎีว่าความบังเอิญของรอบแสงต่ำสุด 5.9 ปีปกติและคาบ 425 วันลึกกว่าปกติ เป็นปัจจัยขับเคลื่อน [57]สาเหตุที่เป็นไปได้อื่นๆ ที่คาดการณ์ไว้ในช่วงปลายปี 2019 คือการปะทุของก๊าซหรือฝุ่น หรือความแปรปรวนของความสว่างของพื้นผิวดาว [58]

ภายในเดือนสิงหาคม 2020 การศึกษา Betelgeuse ในระยะยาวและครอบคลุม โดยส่วนใหญ่ใช้การสังเกตด้วยรังสีอัลตราไวโอเลตโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลชี้ให้เห็นว่าการหรี่แสงที่ไม่คาดคิดอาจเกิดจากการที่วัตถุร้อนจัดจำนวนมหาศาลพุ่งออกสู่อวกาศ วัสดุเย็นตัวลงและก่อตัวเป็นเมฆฝุ่นที่บังแสงดาวที่มาจากพื้นผิวของเบเทลจุสประมาณหนึ่งในสี่ ฮับเบิลจับสัญญาณของมวลสารที่มีความร้อนและหนาแน่นซึ่งเคลื่อนผ่านชั้นบรรยากาศของดาวในเดือนกันยายน ตุลาคม และพฤศจิกายน ก่อนที่กล้องโทรทรรศน์หลายตัวจะสังเกตการหรี่แสงที่เด่นชัดมากขึ้นในเดือนธันวาคมและช่วงหลายเดือนแรกของปี 2020 [59] [60] [61]

ภายในเดือนมกราคม 2020 เบเทลจุสได้หรี่แสงลงประมาณ 2.5 จากขนาด 0.5 เป็น 1.5 และรายงานยังจางลงในเดือนกุมภาพันธ์ในโทรเลขของนักดาราศาสตร์ที่ระดับต่ำสุดเป็นประวัติการณ์ที่ +1.614 โดยสังเกตว่าปัจจุบันดาวฤกษ์นั้น "สว่างน้อยที่สุดและเจ๋งที่สุด" ใน 25 ปีของการศึกษาและคำนวณรัศมีที่ลดลง [62] ดาราศาสตร์นิตยสารอธิบายว่ามันเป็น "การลดแสงแปลกประหลาด" [63]และการเก็งกำไรที่นิยมเหมาเอาว่านี้อาจบ่งบอกถึงการใกล้ซูเปอร์โนวา [64] [65]นี้ลดลง Betelgeuse จากหนึ่งในด้านบน 10 ดาวที่สว่างอยู่บนท้องฟ้าด้านนอกด้านบน 20, [57]เห็นได้ชัดหรี่กว่าเพื่อนบ้านที่อยู่ใกล้Aldebaran [58]รายงานของสื่อกระแสหลักกล่าวถึงการคาดเดาว่าเบเทลจุสอาจจะกำลังจะระเบิดเป็นซุปเปอร์โนวา[66] [67] [68] [69]แต่นักดาราศาสตร์สังเกตว่าซุปเปอร์โนวาคาดว่าจะเกิดขึ้นภายในประมาณ 100,000 ปีข้างหน้าและเป็นเช่นนั้น ไม่น่าจะทัน [66] [68]

ภายในวันที่ 17 กุมภาพันธ์ 2020 ความสว่างของ Betelgeuse คงที่เป็นเวลาประมาณ 10 วัน และดาวก็แสดงสัญญาณการสว่างขึ้นใหม่ [70]เมื่อวันที่ 22 กุมภาพันธ์ 2020 เบเทลจุสอาจหยุดหรี่แสงลงโดยสิ้นเชิง ทั้งหมดยกเว้นการสิ้นสุดการหรี่แสงในปัจจุบัน [71]เมื่อวันที่ 24 กุมภาพันธ์ 2563 ไม่พบการเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญในอินฟราเรดในช่วง 50 ปีที่ผ่านมา สิ่งนี้ดูไม่เกี่ยวข้องกับการซีดจางของภาพเมื่อเร็วๆ นี้ และแนะนำว่าการยุบของแกนกลางที่กำลังจะเกิดขึ้นนั้นไม่น่าจะเกิดขึ้นได้ [72]นอกจากนี้ ในวันที่ 24 กุมภาพันธ์ 2020 การศึกษาเพิ่มเติมชี้ให้เห็นว่าการบดบัง " ฝุ่นรอบดาวที่มีเมล็ดข้าวขนาดใหญ่" อาจเป็นคำอธิบายที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดสำหรับการหรี่แสงของดาว [73] [74]การศึกษาที่ใช้การสังเกตที่ความยาวคลื่นต่ำกว่ามิลลิเมตรจะตัดส่วนสำคัญจากการดูดซับฝุ่นออก แทนที่จะเป็นอย่างนั้นดวงดาวขนาดใหญ่ดูเหมือนจะเป็นสาเหตุของการหรี่แสงลง [75]การศึกษาติดตามผล รายงานเมื่อวันที่ 31 มีนาคม 2020 ในTelegram ของนักดาราศาสตร์พบว่าความสว่างของ Betelgeuse เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว [76]

เบเทลจุสแทบจะมองไม่เห็นจากพื้นดินระหว่างเดือนพฤษภาคมถึงสิงหาคม เพราะมันอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์เกินไป ก่อนเข้าสู่ช่วงร่วมกับดวงอาทิตย์ในปี2020 เบเทลจุสมีความสว่างถึง +0.4 การสังเกตการณ์ด้วยยานอวกาศSTEREO-A ที่ทำในเดือนมิถุนายนและกรกฎาคม 2020 แสดงให้เห็นว่าดาวได้หรี่ลง 0.5 นับตั้งแต่การสังเกตการณ์ภาคพื้นดินครั้งล่าสุดในเดือนเมษายน เรื่องนี้น่าประหลาดใจ เพราะคาดว่าค่าสูงสุดของเดือน สิงหาคม/กันยายน 2563 และค่าต่ำสุดครั้งต่อไปจะเกิดขึ้นประมาณเดือนเมษายน 2564 อย่างไรก็ตาม เป็นที่ทราบกันดีว่าความสว่างของเบเทลจุสนั้นแปรผันไม่ปกติ ทำให้การคาดคะเนทำได้ยาก การซีดจางอาจบ่งชี้ว่าเหตุการณ์การหรี่แสงอื่นอาจเกิดขึ้นเร็วกว่าที่คาดไว้มาก [77]เมื่อวันที่ 30 สิงหาคม 2020 นักดาราศาสตร์รายงานการตรวจพบเมฆฝุ่นก้อนที่สองที่ปล่อยออกมาจากเบเทลจุส และเกี่ยวข้องกับการหรี่แสงลงอย่างมากเมื่อเร็วๆ นี้ (ขั้นต่ำรองในวันที่ 3 สิงหาคม) ในความส่องสว่างของดาว [78]

ภาพแสดง Betelgeuse (ซ้ายบน) และเนบิวลาหนาแน่นของ Orion Molecular Cloud Complex ( Rogelio Bernal Andreo )

ด้วยสีส้มแดงและตำแหน่งที่โดดเด่นภายในกลุ่มดาวนายพราน ทำให้ Betelgeuse มองเห็นได้ง่ายด้วยตาเปล่าในท้องฟ้ายามค่ำคืน มันเป็นหนึ่งในสามดาวที่ทำขึ้นสามเหลี่ยมฤดูหนาว ดาวเรียงและเครื่องหมายศูนย์กลางของหกเหลี่ยมฤดูหนาว ในช่วงต้นเดือนมกราคมของทุกปี จะเห็นได้เพิ่มขึ้นทางทิศตะวันออกหลังพระอาทิตย์ตกดิน ระหว่างกลางเดือนกันยายนถึงกลางเดือนมีนาคม (ดีที่สุดในช่วงกลางเดือนธันวาคม) แทบทุกภูมิภาคที่มีผู้คนอาศัยอยู่ทั่วโลกสามารถมองเห็นได้ ยกเว้นในแอนตาร์กติกาที่ละติจูดทางใต้ของ 82° ในเดือนพฤษภาคม (ละติจูดเหนือปานกลาง) หรือมิถุนายน (ละติจูดใต้) ซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงสามารถเห็นได้ในเวลาสั้น ๆ บนขอบฟ้าด้านตะวันตกหลังจากพระอาทิตย์ตกดิน และปรากฏขึ้นอีกครั้งในอีกไม่กี่เดือนต่อมาบนขอบฟ้าตะวันออกก่อนพระอาทิตย์ขึ้น ในช่วงกลาง (มิถุนายน–กรกฎาคม) จะมองไม่เห็นด้วยตาเปล่า (มองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ในเวลากลางวันเท่านั้น) ยกเว้นช่วงเที่ยงวันในภูมิภาคแอนตาร์กติกระหว่างละติจูด 70° ถึง 80° ใต้ (ในคืนขั้วโลกเมื่อดวงอาทิตย์อยู่ ใต้ขอบฟ้า)

เบเทลจุสเป็นดาวแปรผันที่มีขนาดการมองเห็นอยู่ระหว่าง 0.0 ถึง +1.6 [6]มีช่วงเวลาที่มันเหนือกว่า Rigel ที่จะกลายเป็นดาวดวงที่หกที่สว่างที่สุด และบางครั้งมันก็สว่างกว่าCapellaด้วยซ้ำ ที่จางที่สุด Betelgeuse สามารถอยู่ข้างหลังDenebและBeta Crucisซึ่งทั้งคู่ต่างก็แปรปรวนเล็กน้อยเพื่อเป็นดาวที่สว่างที่สุดที่ยี่สิบ [29]

เบเทลจุสมีดัชนีสี B–V เท่ากับ 1.85 ซึ่งเป็นตัวเลขที่ชี้ไปที่ "สีแดง" ที่เด่นชัด โฟโตสเฟียร์มีชั้นบรรยากาศที่ขยายออกไปซึ่งแสดงเส้นการแผ่รังสีที่รุนแรงมากกว่าการดูดกลืนซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์รายล้อมด้วยเปลือกก๊าซหนา (แทนที่จะเป็นไอออไนซ์) สังเกตได้ว่าบรรยากาศก๊าซที่ขยายออกไปนี้เคลื่อนตัวไปและออกจากเบเทลจุส ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับความผันผวนของโฟโตสเฟียร์ Betelgeuse เป็นแหล่งกำเนิดแสงอินฟราเรดใกล้ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าด้วยขนาดแถบ J ที่ −2.99; [79]เพียงประมาณ 13% ของพลังงานการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ที่ถูกปล่อยออกมาเป็นแสงที่มองเห็นได้ หากดวงตาของมนุษย์ไวต่อรังสีในทุกช่วงความยาวคลื่น บีเทลจุสก็จะปรากฏเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน [29]

แค็ตตาล็อกต่างๆ ระบุรายชื่อผู้ร่วมทางสายตาเลือนรางถึงเก้าคนของบีเทลจุส พวกมันอยู่ในระยะทางประมาณหนึ่งถึงสี่อาร์ค-นาที และทั้งหมดนั้นจางกว่าขนาดที่ 10 [80] [81]

ในเดือนธันวาคม 2019 นักดาราศาสตร์รายงานว่าความสว่างของดาวได้ลดลงอย่างมีนัยสำคัญและมันจึงอาจจะอยู่ในขั้นตอนสุดท้ายของการวิวัฒนาการ [82] [57] [66] จากการศึกษารายงานเมื่อเร็ว ๆ นี้เมื่อวันที่ 22 กุมภาพันธ์ 2020 แนะนำว่า Betelgeuse อาจหยุดการหรี่แสงแล้วและตอนนี้อาจเริ่มสว่างขึ้นอีกครั้ง ทั้งหมดยกเว้นตอนการหรี่แสงในปัจจุบัน [71]การศึกษาเพิ่มเติมของดาวฤกษ์ รายงานเมื่อวันที่ 24 กุมภาพันธ์ 2020 พบว่าไม่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญในอินฟราเรดในช่วง 50 ปีที่ผ่านมา และดูเหมือนไม่เกี่ยวข้องกับการซีดจางของภาพเมื่อเร็วๆ นี้ ซึ่งบ่งชี้ว่าแกนกลางที่กำลังจะเกิดขึ้นอาจไม่น่าจะเกิดขึ้น [72]นอกจากนี้ ในวันที่ 24 กุมภาพันธ์ 2020 การศึกษาเพิ่มเติมแนะนำว่าการบดบัง " ฝุ่นรอบดาวฤกษ์เม็ดใหญ่" อาจเป็นคำอธิบายที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดสำหรับการหรี่แสงของดาว [73] [74]เมื่อวันที่ 26 กุมภาพันธ์ 2020 นักดาราศาสตร์รายงานว่ามีไททาเนียม (II) ออกไซด์ (TiO) จำนวนมาก ซึ่งเป็นหนึ่งในสารตั้งต้นของฝุ่นของดาวฤกษ์ในการศึกษาสเปกตรัม ซึ่งบ่งชี้ว่าดาวฤกษ์อาจเย็นลง [83]

ระบบดาว

โดยทั่วไปแล้วเบเทลจุสจะถือว่าเป็นดาวดวงเดียวและดาวที่หนีไม่พ้นซึ่งปัจจุบันไม่เกี่ยวข้องกับกระจุกดาวหรือบริเวณที่ก่อตัวดาวใดๆ แม้ว่าแหล่งกำเนิดของมันจะไม่ชัดเจนก็ตาม [84]

มีการเสนอสหายสเปกโตรสโกปีสองดวงให้กับดาวยักษ์แดง การวิเคราะห์ข้อมูลโพลาไรเซชันระหว่างปี 1968 ถึง 1983 ระบุว่าเป็นเพื่อนร่วมทางที่ใกล้ชิดซึ่งมีวงโคจรเป็นคาบประมาณ 2.1 ปี และด้วยการใช้speckle interferometryทีมงานได้ข้อสรุปว่าเพื่อนทั้งสองอยู่ใกล้กันมากที่สุด0.06 " ± 0.01" (≈9 AU) จากดาวหลักที่มีมุมมองที่ตำแหน่ง 273 องศาวงโคจรที่อาจจะวางไว้ภายในของดาวchromosphere สหายที่อยู่ห่างไกลกว่าอยู่ที่0.51″ ± 0.01″ (≈77 AU) ด้วยมุมตำแหน่ง 278° [85] [86] จากการศึกษาเพิ่มเติมไม่พบหลักฐานใดๆ เกี่ยวกับสหายเหล่านี้หรือปฏิเสธการดำรงอยู่ของพวกมัน[87]แต่ความเป็นไปได้ของสหายที่ใกล้ชิดซึ่งมีส่วนทำให้เกิดการไหลโดยรวมนั้นไม่เคยถูกตัดออกอย่างสมบูรณ์ [88]การรบกวนความละเอียดสูงของ Betelgeuse และบริเวณใกล้เคียง ไกลเกินกว่าเทคโนโลยีของทศวรรษ 1980 และ 1990 ไม่พบสหายใด ๆ [56] [89]

การวัดระยะทาง

Very Large Arrayของ NRAOใช้ในการหาค่าประมาณระยะทางปี 2008 ของ Betelgeuse

พารัลแลกซ์คือการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของวัตถุอย่างเห็นได้ชัด โดยวัดเป็นวินาทีของส่วนโค้ง ซึ่งเกิดจากการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของผู้สังเกตวัตถุนั้น ขณะที่โลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ ดาวทุกดวงจะเคลื่อนตัวไปในเสี้ยววินาที ซึ่งวัดเมื่อรวมกับเส้นฐานที่โคจรของโลกกำหนดไว้จะทำให้เกิดระยะห่างจากดาวดวงนั้น นับตั้งแต่การวัดพารัลแลกซ์ที่ประสบความสำเร็จครั้งแรกโดยฟรีดริช เบสเซลในปี 1838 นักดาราศาสตร์รู้สึกงงงวยกับระยะทางที่ชัดเจนของเบเทลจุส ความรู้เกี่ยวกับระยะห่างของดาวช่วยเพิ่มความแม่นยำของพารามิเตอร์ตัวเอกอื่น ๆ เช่นการส่องสว่างที่เมื่อรวมกับมุมเส้นผ่าศูนย์กลางสามารถนำมาใช้ในการคำนวณรัศมีทางกายภาพและอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพ ; ความสว่างและไอโซโทปอนุภาคยังสามารถใช้ในการประมาณอายุตัวเอกและมวล [90]

ในปี ค.ศ. 1920 เมื่อทำการศึกษาอินเตอร์เฟอโรเมตริกครั้งแรกบนเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ ค่าพารัลแลกซ์ที่สันนิษฐานคือ 0.0180 . ซึ่งเท่ากับระยะทางของ56  ชิ้นหรือโดยประมาณ180  lyไม่เพียงสร้างรัศมีที่ไม่ถูกต้องสำหรับดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังมีคุณลักษณะอื่นๆ ของดาวฤกษ์อีกด้วย ตั้งแต่นั้นมาก็มีงานวัดระยะทางของเบเทลจุสอย่างต่อเนื่องโดยเสนอระยะทางให้สูงถึง400 ชิ้นหรือประมาณ1,300 ล . [90]

ก่อนการตีพิมพ์แคตตาล็อก Hipparcos (1997) มีการวัดพารัลแลกซ์สองแบบที่ขัดแย้งกันสำหรับเบเทลจุส ครั้งแรกในปี 1991 ให้พารัลแลกซ์ของ9.8 ± 4.7  masให้ระยะทางโดยประมาณ distance102 ชิ้นหรือ330 ล . [91]ที่สองคือHipparcos Input Catalog (1993) ที่มีพารัลแลกซ์ตรีโกณมิติของ5 ± 4 mas , ระยะทางของ200 ชิ้นหรือ650 ล . [92]เนื่องจากความไม่แน่นอนนี้ นักวิจัยจึงใช้การประมาณระยะทางที่หลากหลาย ซึ่งนำไปสู่ความแปรปรวนที่มีนัยสำคัญในการคำนวณคุณลักษณะของดาวฤกษ์ [90]

ผลลัพธ์จากภารกิจ Hipparcos ได้รับการเผยแพร่ในปี 1997 Parallax ที่วัดได้ของ Betelgeuse คือ 7.63 ± 1.64 masซึ่งเท่ากับระยะทางโดยประมาณ131 ชิ้นหรือ427 lyและมีรายงานข้อผิดพลาดน้อยกว่าการวัดครั้งก่อน [93]อย่างไรก็ตาม ภายหลังการประเมินการวัดค่า Parallax Hipparcos สำหรับดาวแปรผันเช่น Betelgeuse พบว่าความไม่แน่นอนของการวัดเหล่านี้ได้รับการประเมินต่ำเกินไป [94]ในปี 2550 ตัวเลขที่ดีขึ้นของคำนวณ6.55 ± 0.83ดังนั้นจึงมีปัจจัยข้อผิดพลาดที่เข้มงวดมากขึ้นซึ่งให้ระยะทางโดยประมาณ152 ± 20 ชิ้นหรือ520 ± 73 ลี . [3]

ในปี 2008 โดยใช้Very Large Array (VLA) ได้ผลิตโซลูชันวิทยุของ5.07 ± 1.10 masเท่ากับระยะทางของ197 ± 45 ชิ้นหรือ643 ± 146 ลี . [90]ในขณะที่นักวิจัย Harper ชี้ให้เห็น: "พารัลแลกซ์ Hipparcos ที่แก้ไขนำไปสู่ระยะทางที่มากขึ้น (152 ± 20 ชิ้น ) กว่าเดิม; อย่างไรก็ตามโซลูชันทางดาราศาสตร์ยังคงต้องการเสียงคอสมิกที่สำคัญที่2.4 mas จากผลลัพธ์เหล่านี้ เป็นที่ชัดเจนว่าข้อมูล Hipparcos ยังคงมีข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบจากแหล่งกำเนิดที่ไม่รู้จัก" แม้ว่าข้อมูลวิทยุยังมีข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบ แต่โซลูชัน Harper จะรวมชุดข้อมูลด้วยความหวังว่าจะลดข้อผิดพลาดดังกล่าว[90]ผลลัพธ์ที่อัปเดตจากเพิ่มเติม การสังเกตด้วยALMAและe-Merlinทำให้เกิดพารัลแลกซ์ของ4.51 ± 0.8 mas และระยะทางของ222+34
−48
พีซีหรือ 724+111
−156
ลี [10]

ในปี 2020 ข้อมูลเชิงสังเกตใหม่จากเครื่องสร้างภาพผลักมวลพลังงานแสงอาทิตย์บนอวกาศบนดาวเทียม Coriolisและเทคนิคการสร้างแบบจำลองที่แตกต่างกันสามแบบทำให้เกิดพารัลแลกซ์ที่ละเอียดของ5.95+0.58
−0.85
mas รัศมีสุริยะของ 764+116
−62
R และระยะทางของ168+27
−15
พีซีหรือ 548+88
−49
ly ซึ่งถ้าถูกต้องก็หมายความว่า Betelgeuse มีขนาดเล็กกว่าเกือบ 25% และใกล้โลกมากขึ้น 25% กว่าที่เคยคิดไว้ (11)

แม้ว่าภารกิจ GaiaในปัจจุบันของEuropean Space Agencyไม่ได้คาดว่าจะให้ผลลัพธ์ที่ดีสำหรับดวงดาวที่สว่างกว่าขีดจำกัดความอิ่มตัวของ V=6 โดยประมาณของเครื่องมือของภารกิจ แต่การใช้งานจริง[95]ได้แสดงประสิทธิภาพที่ดีกับวัตถุที่มีขนาดประมาณ +3 การบังคับสังเกตดาวที่สว่างกว่าหมายความว่าผลลัพธ์สุดท้ายควรมีให้สำหรับดาวสว่างทั้งหมด และพารัลแลกซ์สำหรับเบเทลจุสจะได้รับการเผยแพร่ลำดับความสำคัญที่แม่นยำกว่าที่มีอยู่ในปัจจุบัน [96]ไม่มีข้อมูลใน Betelgeuse คือGaia ข้อมูล Release 2 [97]

ความแปรปรวน

AAVSO V-band light curveของ Betelgeuse (Alpha Orionis) ตั้งแต่ธ.ค. 1988 ถึง ส.ค. 2002
Orionโดย Betelgeuse มีขนาดปกติ (ซ้าย) และในช่วงต่ำสุดที่ลึกผิดปกติในต้นปี 2020 (ขวา)

เบเทลจุสจัดเป็นดาวแปรผันกึ่งปกติซึ่งบ่งชี้ว่าระยะบางช่วงสามารถสังเกตเห็นได้ในการเปลี่ยนแปลงความสว่าง แต่แอมพลิจูดอาจแตกต่างกันไป รอบอาจมีความยาวต่างกัน และอาจมีการหยุดนิ่งหรือช่วงเวลาที่ผิดปกติ มันถูกวางไว้ในกลุ่มย่อย SRc; เหล่านี้เป็น supergiants สีแดงเร้าใจด้วยแอมพลิจูดประมาณหนึ่งขนาดและระยะเวลาตั้งแต่สิบถึงหลายร้อยวัน [8]

โดยทั่วไปแล้วเบเทลจุสจะแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างเพียงเล็กน้อยใกล้กับขนาด +0.5 เท่านั้น แม้ว่าที่จุดสุดขั้ว ความสว่างจะสว่างเท่ากับขนาด 0.0 หรือจางเท่าขนาด +1.6 เบเทลจุสมีชื่ออยู่ในแค็ตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรผันโดยมีระยะเวลาที่เป็นไปได้ 2,335 วัน [8] การวิเคราะห์ที่มีรายละเอียดมากขึ้นแสดงให้เห็นช่วงเวลาหลักใกล้ 400 วัน ช่วงเวลาสั้น 185 วัน[11]และช่วงรองที่ยาวกว่าประมาณ 2,100 วัน [89] [98]รายงานขนาดวง V แบนด์ที่บันทึกได้อย่างน่าเชื่อถือต่ำสุดที่+1.614 ในเดือนกุมภาพันธ์ 2020

การเต้นเป็นจังหวะแบบเรเดียลของซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงมีรูปแบบที่ดี และแสดงให้เห็นว่าช่วงเวลาสองสามร้อยวันโดยทั่วไปเกิดจากการเต้นแบบโอเวอร์โทนขั้นพื้นฐานและครั้งแรก [99]เส้นในสเปกตรัมของ Betelgeuse แสดงการเปลี่ยนแปลงของดอปเปลอร์ซึ่งบ่งชี้การเปลี่ยนแปลงความเร็วในแนวรัศมีที่สอดคล้องกันอย่างมากกับการเปลี่ยนแปลงความสว่าง สิ่งนี้แสดงให้เห็นธรรมชาติของขนาดการเต้นเป็นจังหวะ แม้ว่าจะไม่เห็นอุณหภูมิที่สอดคล้องกันและการแปรผันของสเปกตรัมที่ชัดเจนก็ตาม [100] การแปรผันของเส้นผ่านศูนย์กลางของเบเทลจุสก็ถูกวัดโดยตรงเช่นกัน [54]มีการสังเกตการสั่นของโอเวอร์โทนครั้งแรกที่ 185 วัน และอัตราส่วนของช่วงเวลาพื้นฐานต่อคาบการโอเวอร์โทนให้ข้อมูลที่มีค่าเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และอายุของดาว (11)

แหล่งที่มาของงวดรองยาวไม่เป็นที่รู้จัก แต่พวกเขาไม่สามารถอธิบายได้ด้วยpulsations รัศมี [98]การสังเกตการณ์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกของเบเทลจุสได้แสดงให้เห็นจุดที่คิดว่าน่าจะสร้างขึ้นโดยเซลล์การพาความร้อนขนาดใหญ่ ซึ่งเป็นเศษเสี้ยวที่มีนัยสำคัญของเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ และแต่ละส่วนจะปล่อยแสง 5-10% ของแสงทั้งหมดของดาวฤกษ์ [88] [89]ทฤษฎีหนึ่งที่อธิบายช่วงเวลาทุติยภูมิที่ยาวนานคือพวกมันเกิดจากการวิวัฒนาการของเซลล์ดังกล่าวรวมกับการหมุนของดาวฤกษ์ [98]ทฤษฎีอื่น ๆ ได้แก่ การมีปฏิสัมพันธ์ใกล้ไบนารีchromosphericกิจกรรมแม่เหล็กที่มีอิทธิพลต่อการสูญเสียมวลหรือ pulsations ไม่ใช่รัศมีเช่นG-โหมด [11]

นอกจากคาบเด่นที่ไม่ต่อเนื่องแล้วยังเห็นการแปรผันสุ่มแอมพลิจูดขนาดเล็กอีกด้วย มีการเสนอว่าเป็นเพราะแกรนูล คล้ายกับผลกระทบเดียวกันต่อดวงอาทิตย์แต่ในขนาดที่ใหญ่กว่ามาก [98]

เส้นผ่านศูนย์กลาง

เมื่อวันที่ 13 ธันวาคม พ.ศ. 2463 เบเทลจุสกลายเป็นดาวดวงแรกนอกระบบสุริยะที่มีการวัดขนาดเชิงมุมของโฟโตสเฟียร์ [32]แม้ว่า interferometry ยังอยู่ในช่วงเริ่มต้น แต่การทดลองก็ประสบความสำเร็จ นักวิจัยโดยใช้แบบจำลองดิสก์ที่สม่ำเสมอ ระบุว่าบีเทลจุสมีเส้นผ่านศูนย์กลาง0.047″แม้ว่าจานดาวจะมีขนาดใหญ่ขึ้น 17% เนื่องจากแขนขามืดลงส่งผลให้มีการประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมประมาณ 0.055" [32] [53]ตั้งแต่นั้นมา การศึกษาอื่น ๆ ได้ผลิตเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมที่มีช่วงตั้งแต่ 0.042 ถึง0.069″ . [36] [51] [102]การรวมข้อมูลเหล่านี้เข้ากับค่าประมาณระยะทางในอดีตที่ 180 ถึง815ให้รัศมีที่คาดการณ์ไว้ของจานดาวที่ใดก็ได้ตั้งแต่ 1.2 ถึง8.9 AU . การใช้ระบบสุริยะในการเปรียบเทียบ วงโคจรของดาวอังคารเป็นเรื่องเกี่ยวกับ1.5 AU , เซเรสในแถบดาวเคราะห์น้อย 2.7 AU , ดาวพฤหัสบดี 5.5 AU — ดังนั้น สมมติว่าเบเทลจุสครอบครองสถานที่ของดวงอาทิตย์ โฟโตสเฟียร์ของมันอาจขยายเกินวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ไปไม่ถึงดาวเสาร์ที่9.5 AU .

ภาพวิทยุปี 2541 แสดงขนาดของโฟโตสเฟียร์ (วงกลม) ของเบเทลจุส และผลกระทบของแรงพาความร้อนต่อชั้นบรรยากาศของดาว

เส้นผ่านศูนย์กลางที่แม่นยำนั้นกำหนดได้ยากด้วยเหตุผลหลายประการ:

  1. เบเทลจุสเป็นดาวฤกษ์ที่เต้นเป็นจังหวะ ดังนั้นเส้นผ่านศูนย์กลางของมันจึงเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา
  2. ดาวดวงนี้ไม่มี "ขอบ" ที่นิยามได้ เนื่องจากการทำให้แขนขามืดลงทำให้การแผ่รังสีของแสงมีสีแตกต่างกันไป และลดส่วนที่ยื่นออกมาจากศูนย์กลางออกไป
  3. บีเทลจุสถูกล้อมรอบด้วยซองจดหมายรอบดาวซึ่งประกอบด้วยสสารที่พุ่งออกจากดาว—สสารที่ดูดซับและปล่อยแสง—ทำให้ยากต่อการกำหนดโฟโตสเฟียร์ของดาว [52]
  4. สามารถทำการวัดที่ความยาวคลื่นที่แตกต่างกันภายในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าและความแตกต่างของเส้นผ่านศูนย์กลางที่รายงานอาจสูงถึง 30–35% แต่การเปรียบเทียบการค้นพบอย่างหนึ่งกับอีกสิ่งหนึ่งนั้นทำได้ยากเนื่องจากขนาดที่ปรากฏของดาวนั้นแตกต่างกันไปตามความยาวคลื่นที่ใช้ [52] จากการศึกษาพบว่าเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมที่วัดได้นั้นใหญ่กว่ามากที่ความยาวคลื่นอัลตราไวโอเลต ลดลงจากการมองเห็นจนเหลือน้อยที่สุดในอินฟราเรดใกล้ และเพิ่มขึ้นอีกครั้งในสเปกตรัมอินฟราเรดกลาง [47] [103] [104]
  5. แสงระยิบระยับในบรรยากาศจำกัดความละเอียดที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน เนื่องจากความปั่นป่วนทำให้ความละเอียดเชิงมุมลดลง [42]

รัศมีที่รายงานโดยทั่วไปของดาวเย็นขนาดใหญ่คือรัศมี Rosselandซึ่งกำหนดเป็นรัศมีของโฟโตสเฟียร์ที่ความลึกเชิงแสงจำเพาะสองในสาม ซึ่งสอดคล้องกับรัศมีที่คำนวณจากอุณหภูมิประสิทธิผลและความส่องสว่างแบบโบโลเมตริก รัศมี Rosseland แตกต่างจากรัศมีที่วัดโดยตรง โดยมีการแก้ไขสำหรับการทำให้แขนขามืดลงและความยาวคลื่นของการสังเกต [105]ตัวอย่างเช่น เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมที่วัดได้ 55.6 mas จะสอดคล้องกับเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยของ Rosseland ที่ 56.2 mas ในขณะที่การแก้ไขเพิ่มเติมสำหรับการมีอยู่ของเปลือกฝุ่นและก๊าซโดยรอบจะให้เส้นผ่านศูนย์กลางของ41.9 ม . [14]

เพื่อเอาชนะความท้าทายเหล่านี้ นักวิจัยได้ใช้วิธีแก้ปัญหาต่างๆ การแทรกสอดทางดาราศาสตร์ซึ่งเกิดขึ้นครั้งแรกโดยฮิปโปไลต์ ฟิโซในปี พ.ศ. 2411 เป็นแนวคิดที่เป็นผลสำเร็จซึ่งทำให้เกิดการปรับปรุงครั้งใหญ่ในกล้องโทรทรรศน์สมัยใหม่ และนำไปสู่การสร้างเครื่องวัดระยะใกล้ของมิเชลสันในทศวรรษที่ 1880 และการวัดเบเทลจุสที่ประสบความสำเร็จเป็นครั้งแรก [106]เช่นเดียวกับมนุษย์ลึกการรับรู้เพิ่มขึ้นเมื่อสองตาแทนหนึ่งรับรู้วัตถุ Fizeau เสนอการสังเกตของดาวผ่านสองช่องแทนหนึ่งที่จะได้รับการรบกวนที่จะให้ข้อมูลเกี่ยวกับการกระจายความเข้มเชิงพื้นที่ของดาว วิทยาศาสตร์พัฒนาขึ้นอย่างรวดเร็วและปัจจุบันมีการใช้อินเทอร์เฟอโรมิเตอร์หลายรูรับแสงเพื่อถ่ายภาพที่มีจุดซึ่งสังเคราะห์ขึ้นโดยใช้การวิเคราะห์แบบฟูริเยร์เพื่อสร้างภาพพอร์ตเทรตที่มีความละเอียดสูง [107]วิธีการนี้ระบุจุดที่น่าสนใจบน Betelgeuse ในปี 1990 [108]นวัตกรรมทางเทคโนโลยีอื่น ๆ ได้แก่เลนส์ปรับ , [109] สังเกตการณ์พื้นที่เช่น Hipparcos, ฮับเบิลและสปิตเซอร์ , [47] [110]และดาราศาสตร์ Multi-Beam Recombiner (อำพัน)ซึ่งรวมคานสามกล้องโทรทรรศน์พร้อมกันช่วยให้นักวิจัย เพื่อให้บรรลุ milliarcsecond ความละเอียดเชิงพื้นที่ [111] [112]

การสังเกตในบริเวณต่างๆ ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า—ที่มองเห็นได้, อินฟราเรดใกล้ ( NIR ), อินฟราเรดกลาง (MIR) หรือวิทยุ—ทำให้เกิดการวัดเชิงมุมที่แตกต่างกันมาก ในปี พ.ศ. 2539 Betelgeuse ได้แสดงแผ่นดิสก์ที่สม่ำเสมอของ56.6 ± 1.0มาส ในปี 2000 ทีมห้องปฏิบัติการวิทยาศาสตร์อวกาศได้วัดเส้นผ่านศูนย์กลางของ54.7 ± 0.3 masโดยไม่สนใจการสนับสนุนที่เป็นไปได้จากฮอตสปอต ซึ่งไม่สังเกตเห็นได้ชัดเจนในช่วงกลางอินฟราเรด [51]รวมทั้งยังเป็นค่าเผื่อทางทฤษฎีสำหรับการทำให้แขนขามืดลง โดยได้เส้นผ่านศูนย์กลางของ55.2 ± 0.5มาส ค่าประมาณก่อนหน้านี้เท่ากับรัศมีโดยประมาณ5.6 AUหรือ 1,200  R สมมติว่าระยะทางฮาร์เปอร์ปี 2008 ของ197.0 ± 45 ชิ้น , [15]ตัวเลขประมาณขนาดวงโคจรของดาวโจเวียน5.5 AU [113] [114]

ในปี พ.ศ. 2547 ทีมนักดาราศาสตร์ที่ทำงานในอินฟราเรดใกล้ได้ประกาศว่าการวัดโฟโตสเฟียร์ที่แม่นยำยิ่งขึ้นคือ 43.33 ± 0.04มาส การศึกษายังให้คำอธิบายด้วยว่าเหตุใดความยาวคลื่นที่ต่างกันตั้งแต่ช่วงแสงที่มองเห็นไปจนถึงอินฟราเรดช่วงกลางจึงสร้างเส้นผ่านศูนย์กลางต่างกัน กล่าวคือ มองดาวผ่านบรรยากาศที่หนาและอบอุ่นที่แผ่ขยายออกไป ที่ความยาวคลื่นสั้น (สเปกตรัมที่มองเห็นได้) บรรยากาศจะกระจายแสง ซึ่งทำให้เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเพิ่มขึ้นเล็กน้อย ที่ความยาวคลื่นใกล้อินฟราเรด ( แถบKและL ) การกระเจิงจะเล็กน้อย ดังนั้นโฟโตสเฟียร์แบบคลาสสิกจึงสามารถเห็นได้โดยตรง ในช่วงกลางอินฟราเรดการกระเจิงจะเพิ่มขึ้นอีกครั้ง ทำให้การแผ่รังสีความร้อนของบรรยากาศอบอุ่นเพิ่มขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางที่ชัดเจน [103]

ภาพอินฟราเรดของ Betelgeuse, Meissaและ Bellatrixกับเนบิวลาโดยรอบ

การศึกษากับIOTAและ VLTI ที่ตีพิมพ์ในปี 2552 ได้สนับสนุนแนวคิดเรื่องเปลือกฝุ่นและเปลือกโมเลกุล (MOLsphere) รอบๆ เบเทลจุสอย่างมาก และให้ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ 42.57 ถึง44.28 masกับระยะขอบของข้อผิดพลาดที่ค่อนข้างไม่มีนัยสำคัญ [88] [115]ในปี 2011 การประมาณการครั้งที่สามในสัญญาณอินฟราเรดใกล้ที่ยืนยันตัวเลขปี 2009 คราวนี้แสดงเส้นผ่านศูนย์กลางดิสก์ที่มืดลงของแขนขาของ42.49 ± 0.06มาส [116]เส้นผ่านศูนย์กลางโฟโตสเฟียร์ใกล้อินฟราเรดของ43.33 masที่ระยะทาง Hipparcos of152 ± 20 ชิ้นเท่ากับประมาณ3.4 AUหรือ 730  R . [117]กระดาษปี 2014 มีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของ42.28 mas (เทียบเท่ากับ a41.01 mas uniform disc) โดยใช้การสังเกตแถบ H และ K ที่ทำด้วยเครื่องมือ VLTI AMBER [118]

ในปี 2552 มีการประกาศว่ารัศมีของเบเทลจุสหดตัวจากปี 1993 ถึง 2009 ลง 15% โดยการวัดเชิงมุมปี 2008 เท่ากับ 47.0 ม . [53] [119]ไม่เหมือนกับเอกสารก่อนหน้าส่วนใหญ่ การศึกษานี้ใช้การวัดที่ความยาวคลื่นเฉพาะช่วงหนึ่งในช่วง 15 ปี การลดลงในขนาดที่ชัดเจนของ Betelgeuse เท่ากับช่วงของค่าระหว่าง56.0 ± 0.1 masเห็นในปี 1993 ถึง47.0 ± 0.1 mas ที่เห็นในปี 2008—หดตัวเกือบ0.9 AUใน15 ปี . [53]โดยทั่วไปเชื่อว่าการหดตัวที่สังเกตได้จะเป็นเพียงการเปลี่ยนแปลงในส่วนหนึ่งของบรรยากาศที่อยู่รอบๆ เบเทลจุส และการสังเกตที่ความยาวคลื่นอื่นๆ แสดงให้เห็นว่าเส้นผ่านศูนย์กลางเพิ่มขึ้นในช่วงเวลาที่ใกล้เคียงกัน [118]

Betelgeuse รุ่นใหม่ล่าสุดใช้เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมโฟโตสเฟียร์ประมาณ 43 mas , มีหลายเปลือกออกถึง 50-60มาส . [18]สมมติระยะทางของ197 ชิ้นหมายถึง เส้นผ่านศูนย์กลางดาวของ887 ± 203  R . [14]

เมื่อพิจารณาว่ามีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมที่ใหญ่ที่สุดของดาวฤกษ์ใดๆ บนท้องฟ้าหลังดวงอาทิตย์เบเทลจุสสูญเสียความแตกต่างนั้นไปในปี 1997 เมื่อกลุ่มนักดาราศาสตร์วัดค่าR Doradusด้วยเส้นผ่านศูนย์กลางของ57.0 ± 0.5 masแม้ว่า R Doradus จะอยู่ใกล้โลกมากขึ้นที่ประมาณ200 lyมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงเส้นประมาณหนึ่งในสามของเบเทลจุส [120]

เปรียบเทียบขนาดของ Betelgeuse, หมู่เซเฟย์ , เคนตั๊กกี้ Cygniและ V354 เซเฟย์ตามที่ เอมิลี่ Levesque

Betelgeuse มีขนาดใหญ่มากส่องสว่าง แต่เย็นดาวจัดเป็น M1-2 IA-AB แดงซุปเปอร์ยักษ์ ตัวอักษร "M" ในการกำหนดนี้หมายความว่าเป็นดาวสีแดงที่อยู่ในคลาสสเปกตรัม Mดังนั้นจึงมีอุณหภูมิโฟโตสเฟียร์ที่ค่อนข้างต่ำ คลาสความส่องสว่างต่อท้าย "Ia-ab" บ่งชี้ว่าเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์ที่มีความส่องสว่างปานกลาง โดยมีคุณสมบัติอยู่ระหว่าง supergiant ปกติและ supergiant เรืองแสง ตั้งแต่ปี พ.ศ. 2486 สเปกตรัมของเบเทลจุสได้ทำหน้าที่เป็นจุดยึดที่มั่นคงจุดหนึ่งโดยจัดประเภทดาวดวงอื่น [121]

ความไม่แน่นอนในอุณหภูมิพื้นผิวขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางและระยะทางของดาวทำให้มันยากที่จะบรรลุการวัดที่แม่นยำของการส่องสว่างของ Betelgeuse แต่การวิจัยจาก 2012 คำพูดส่องสว่างประมาณ 126,000  L สมมติว่าระยะทางของ200 ชิ้น . [122]การศึกษาตั้งแต่ปี 2001 รายงานอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพตั้งแต่ 3,250 ไป 3,690 K ค่าที่อยู่นอกช่วงนี้เคยมีการรายงานมาแล้ว และเชื่อว่าความผันแปรส่วนใหญ่นั้นเป็นเรื่องจริง เนื่องจากการเต้นเป็นจังหวะในชั้นบรรยากาศ [14]ดาวฤกษ์ยังเป็นตัวหมุนช้าและความเร็วที่บันทึกไว้ล่าสุดคือ5.45 กม./วิ. [18] — ช้ากว่าAntaresซึ่งมีความเร็วการหมุนของ .มาก20 กม./วินาที . [123]ระยะเวลาการหมุนขึ้นอยู่กับขนาดและทิศทางของเบเทลจุสมายังโลก แต่คำนวณแล้วต้องใช้36 ปีหันแกนของมัน เอียงเป็นมุมประมาณ60°ถึงพื้นโลก [18]

ในปี 2547 นักดาราศาสตร์ที่ใช้การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์คาดการณ์ว่าแม้เบเทลจุสจะไม่หมุน แต่ก็อาจมีกิจกรรมแม่เหล็กขนาดใหญ่ในบรรยากาศที่ขยายออกไป ซึ่งเป็นปัจจัยที่แม้แต่สนามที่มีความเข้มปานกลางก็อาจมีอิทธิพลอย่างมีนัยสำคัญต่อฝุ่น ลม และการสูญเสียมวลของดาว คุณสมบัติ. [124]ชุดของการสังเกตการณ์ทางสเปกโตรโพลาริเมทริกที่ได้รับในปี 2010 ด้วยกล้องโทรทรรศน์เบอร์นาร์ด ลีออตที่หอดูดาว Pic du Midiเผยให้เห็นว่ามีสนามแม่เหล็กอ่อนที่พื้นผิวของเบเทลจุส ซึ่งบ่งชี้ว่าการเคลื่อนที่พาความร้อนขนาดยักษ์ของดาวฤกษ์ยักษ์สามารถกระตุ้นการโจมตีได้ ของขนาดเล็กผลไดนาโม [125]

มวล

เบเทลจุสไม่มีสหายในวงโคจรที่รู้จัก ดังนั้นจึงไม่สามารถคำนวณมวลของมันด้วยวิธีการโดยตรงนั้น ประมาณการมวลโมเดิร์นจากการสร้างแบบจำลองทางทฤษฎีได้มีการผลิตค่า 9.5-21  M , [126]มีค่า 5  M -30  M จากการศึกษาที่มีอายุมากกว่า [127]มีการคำนวณว่า Betelgeuse เริ่มต้นชีวิตด้วยการเป็นดาวฤกษ์ 15-20  M โดยอาศัยความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ที่ 90,000-150,000 [15]เสนอวิธีการใหม่ในการกำหนดมวลของยักษ์ใหญ่ในปี 2011 โดยโต้แย้งกับมวลดาวฤกษ์ในปัจจุบันที่ 11.6  M โดยมีขีดจำกัดบนที่ 16.6 และต่ำกว่า 7.7  M จากการสังเกตโปรไฟล์ความเข้มของดาวจากค่า H แคบ -band interferometry และใช้การวัดโฟโตสเฟียร์โดยประมาณ4.3 AUหรือ955 ± 217  R . [126]รุ่นกระชับเพลงวิวัฒนาการให้มวลปัจจุบันของ 19.4-19.7  M จากมวลเริ่มต้นของ 20  M [14]

การเคลื่อนไหว

Orion OB1 Association

จลนศาสตร์ของ Betelgeuse มีความซับซ้อน อายุของซุปเปอร์ไจแอนต์คลาส M ที่มีมวลเริ่มต้น 20  M นั้นประมาณ 10 ล้านปี [90] [128]เริ่มจากตำแหน่งปัจจุบันและเลื่อนการฉายภาพย้อนเวลาจะทำให้ Betelgeuse อยู่รอบ ๆห่างจากระนาบดารา จักร290 พาร์เซก —ตำแหน่งที่เหลือเชื่อ เนื่องจากไม่มีบริเวณก่อกำเนิดดาวอยู่ที่นั่น นอกจากนี้ เส้นทางที่คาดการณ์ไว้ของ Betelgeuse ดูเหมือนจะไม่ตัดกับกลุ่มย่อยOri 25 กลุ่มหรือกลุ่มเนบิวลานายพรานที่อายุน้อยกว่า (ONC หรือที่รู้จักในชื่อ Ori OB1d) โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนื่องจากดาราศาสตร์อาร์เรย์เส้นฐานยาวมากให้ระยะห่างจากเบเทลจุสถึง ONC ระหว่าง 389 และ414 พาร์เซก ดังนั้นจึงมีแนวโน้มว่า Betelgeuse ยังไม่เคยมีการเคลื่อนไหวในปัจจุบันผ่านพื้นที่ แต่มีการเปลี่ยนแปลงหลักสูตรในครั้งเดียวหรืออื่นอาจจะเป็นผลมาจากการที่ใกล้เคียงการระเบิดของดาวฤกษ์ [90] [129]การสังเกตการณ์โดยหอสังเกตการณ์อวกาศเฮอร์เชลในเดือนมกราคม 2556 เปิดเผยว่าลมของดาวฤกษ์กำลังปะทะกับตัวกลางระหว่างดวงดาวที่อยู่รายรอบ [130]

ส่วนใหญ่มีแนวโน้มสถานการณ์การก่อตัวดาวสำหรับ Betelgeuse ก็คือว่ามันเป็นดาวที่หลบหนีจากกลุ่มดาวนายพราน OB1 สมาคม เดิมทีเป็นสมาชิกของระบบหลายระบบที่มีมวลสูงภายใน Ori OB1a Betelgeuse อาจก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 10–12 ล้านปีก่อน[131]แต่มีการพัฒนาอย่างรวดเร็วเนื่องจากมีมวลสูง [90]ในปี 2015 เอช Bouy เจอัลเวสชี้ให้เห็นว่า Betelgeuse แทนอาจจะเป็นสมาชิกคนหนึ่งของที่เพิ่งค้นพบ Taurion สมาคม OB [132]

พลวัตของดวงดาว

ภาพจาก กล้องโทรทรรศน์VLTของ ESOแสดงจานดาวและบรรยากาศที่ขยายออกไป พร้อมกับกลุ่มก๊าซรอบๆ

ในช่วงท้ายของวิวัฒนาการดาว ดาวมวลสูงเช่นเบเทลจุสมีอัตราการสูญเสียมวลสูง อาจมากถึงหนึ่ง  M ทุกๆ10,000 ปีทำให้เกิดสภาพแวดล้อมรอบดาวที่ซับซ้อนซึ่งมีการไหลอย่างต่อเนื่อง ในรายงานฉบับปี 2009 การสูญเสียมวลดาวฤกษ์ถือเป็น "กุญแจสำคัญในการทำความเข้าใจวิวัฒนาการของจักรวาลตั้งแต่ยุคจักรวาลวิทยาแรกสุดจนถึงยุคปัจจุบัน และการก่อตัวดาวเคราะห์และการก่อตัวของชีวิต" [133]อย่างไรก็ตาม กลไกทางกายภาพยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก [117]เมื่อMartin Schwarzschildเสนอทฤษฎีเซลล์การพาความร้อนขนาดใหญ่เป็นครั้งแรก เขาโต้แย้งว่าเป็นสาเหตุที่เป็นไปได้ของการสูญเสียมวลใน supergiants ที่วิวัฒนาการเช่น Betelgeuse [46]งานล่าสุดได้ยืนยันสมมติฐานนี้แล้ว แต่ก็ยังมีความไม่แน่นอนเกี่ยวกับโครงสร้างของการพาความร้อน กลไกการสูญเสียมวล วิธีที่ฝุ่นก่อตัวในบรรยากาศที่ขยายออกไป และสภาวะที่ตกตะกอนในตอนสุดท้ายอย่างน่าทึ่งเป็นประเภท II ซุปเปอร์โนวา [117]ในปี 2544 เกรแฮม ฮาร์เปอร์ ประมาณการลมของดาวฤกษ์ที่ 0.03  ล้านทุกๆ10,000 ปี , [134]แต่การวิจัยตั้งแต่ปี 2009 ได้จัดให้มีหลักฐานของการสูญเสียมวลหลักการทำให้ตัวเลขใด ๆ ทั้งสิ้นสำหรับ Betelgeuse มีความไม่แน่นอน [135]การสังเกตการณ์ในปัจจุบันแนะนำว่าดาวฤกษ์อย่างเบเทลจุสอาจใช้เวลาส่วนหนึ่งในชีวิตของมันในฐานะซูเปอร์ไจแอนต์สีแดงแต่จากนั้นข้ามกลับข้ามไดอะแกรม HR แล้วผ่านไปอีกครั้งผ่านระยะซูเปอร์ไจแอนต์สีเหลืองสั้นๆแล้วจึงระเบิดเป็นซูเปอร์ไจแอนต์สีน้ำเงินหรือหมาป่า - ดารา . (26)

การเรนเดอร์ของศิลปินจาก ESOแสดง Betelgeuse ที่มีฟองสบู่ขนาดมหึมาเดือดบนพื้นผิวของมันและมีก๊าซที่เปล่งประกายออกมารัศมีหกโฟโตสเฟียร์หรือโคจรรอบดาวเนปจูนโดยประมาณ

นักดาราศาสตร์อาจใกล้ไขปริศนานี้แล้ว พวกเขาสังเกตเห็นกลุ่มก๊าซขนาดใหญ่ที่แผ่ขยายรัศมีดาวของมันอย่างน้อยหกเท่า ซึ่งบ่งชี้ว่าเบเทลจุสไม่ได้หลั่งสารอย่างสม่ำเสมอในทุกทิศทาง [56]การปรากฏตัวของขนนกบ่งบอกว่าความสมมาตรทรงกลมของโฟโตสเฟียร์ของดาวซึ่งมักพบในอินฟราเรดไม่ได้รับการเก็บรักษาไว้ในสภาพแวดล้อมที่ใกล้ชิด มีการรายงานความไม่สมมาตรบนจานดาวที่ความยาวคลื่นต่างกัน อย่างไรก็ตาม เนื่องจากความสามารถที่ได้รับการปรับปรุงของNACO adaptive optics บน VLT ความไม่สมดุลเหล่านี้จึงกลายเป็นจุดสนใจ กลไกสองอย่างที่อาจก่อให้เกิดการสูญเสียมวลที่ไม่สมดุลดังกล่าว ได้แก่ เซลล์พาความร้อนขนาดใหญ่หรือการสูญเสียมวลขั้วโลก อาจเป็นเพราะการหมุน [56]สำรวจลึกลงไปด้วยแอมเบอร์ของ ESO พบว่าก๊าซในบรรยากาศที่ขยายออกไปของซุปเปอร์ไจแอนท์นั้นมีการเคลื่อนขึ้นและลงอย่างแรง ทำให้เกิดฟองขนาดใหญ่พอๆ กับซุปเปอร์ไจแอนต์เอง นำทีมของเขาสรุปได้ว่าการเปลี่ยนแปลงของดาวฤกษ์ดังกล่าวอยู่เบื้องหลังการปล่อยขนนกขนาดใหญ่ที่สังเกตได้จาก เคอร์เวลลา. [135]

เปลือกอสมมาตร

นอกจากโฟโตสเฟียร์แล้ว ยังมีการระบุองค์ประกอบอื่นๆ อีกหกองค์ประกอบในชั้นบรรยากาศของเบเทลจุส พวกมันคือสภาพแวดล้อมระดับโมเลกุลหรือที่เรียกว่า MOLsphere ซองก๊าซ โครโมสเฟียร์ สภาพแวดล้อมของฝุ่น และเปลือกนอกสองอัน (S1 และ S2) ที่ประกอบด้วยคาร์บอนมอนอกไซด์ (CO) เป็นที่ทราบกันว่าองค์ประกอบเหล่านี้บางส่วนไม่สมมาตรในขณะที่องค์ประกอบอื่นๆ ทับซ้อนกัน [88]

มุมมองภายนอกของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก ( VLT ) ของ ESO ในเมืองพารานัล ประเทศชิลี

ที่รัศมีประมาณ 0.45 ดาวฤกษ์ (~2–3 AU ) เหนือโฟโตสเฟียร์ อาจมีชั้นโมเลกุลที่เรียกว่า MOLsphere หรือสภาพแวดล้อมระดับโมเลกุล การศึกษาแสดงให้เห็นว่าประกอบด้วยไอน้ำและคาร์บอนมอนอกไซด์ที่มีอุณหภูมิประสิทธิผลประมาณ1,500 ± 500 K . [88] [136]ตอนแรกตรวจพบไอน้ำในสเปกตรัมของ supergiant ในทศวรรษที่ 1960 ด้วยโครงการ Stratoscope สองโครงการ แต่ถูกละเลยมานานหลายทศวรรษ MOLsphere อาจประกอบด้วยSiOและAl 2 O 3ซึ่งเป็นโมเลกุลที่สามารถอธิบายการก่อตัวของอนุภาคฝุ่นได้

มุมมองภายในของกล้องโทรทรรศน์ยูนิตขนาด 8.2 เมตรหนึ่งในสี่ตัวที่ VLT . ของ ESO

ซองจดหมายก๊าซอสมมาตร ซึ่งเป็นบริเวณที่เย็นกว่าอีกพื้นที่หนึ่ง ขยายออกไปหลายรัศมี (~10–40 AU ) จากโฟโตสเฟียร์ อุดมด้วยออกซิเจนและโดยเฉพาะอย่างยิ่งในไนโตรเจนเมื่อเทียบกับคาร์บอน ความผิดปกติขององค์ประกอบเหล่านี้มักเกิดจากการปนเปื้อนโดยวัสดุที่ผ่านกระบวนการCNOจากด้านในของ Betelgeuse [88] [137]

ภาพกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ถ่ายในปี 2541 ยืนยันว่าเบเทลจุสมีบรรยากาศที่ซับซ้อนมาก[138]โดยมีอุณหภูมิเท่ากับ3,450 ± 850 Kคล้ายกับที่บันทึกไว้บนพื้นผิวของดาวฤกษ์แต่ต่ำกว่าก๊าซโดยรอบในบริเวณเดียวกันมาก [138] [139]ภาพ VLA ยังแสดงก๊าซที่อุณหภูมิต่ำกว่านี้ค่อยๆ เย็นลงเมื่อขยายออกไปด้านนอก แม้ว่าจะไม่คาดคิด แต่กลับกลายเป็นองค์ประกอบที่อุดมสมบูรณ์ที่สุดในชั้นบรรยากาศของเบเทลจุส Jeremy Lim หัวหน้าทีมอธิบายว่า "สิ่งนี้เปลี่ยนความเข้าใจพื้นฐานของเราเกี่ยวกับชั้นบรรยากาศดาวยักษ์แดง" "แทนที่จะเป็นบรรยากาศของดาวฤกษ์ที่ขยายตัวอย่างสม่ำเสมอเนื่องจากก๊าซที่ถูกทำให้ร้อนจนถึงอุณหภูมิสูงใกล้พื้นผิวของมัน ตอนนี้ดูเหมือนว่าเซลล์การพาความร้อนขนาดยักษ์หลายเซลล์จะขับเคลื่อนก๊าซจากพื้นผิวของดาวสู่ชั้นบรรยากาศ" [138]นี่เป็นบริเวณเดียวกับที่ Kervella ในปี 2552 ค้นพบขนนกที่สว่างซึ่งอาจประกอบด้วยคาร์บอนและไนโตรเจนและขยายรัศมีโฟโตสเฟียร์อย่างน้อยหกดวงในทิศทางตะวันตกเฉียงใต้ของดาวฤกษ์ [88]

chromosphereถูกถ่ายภาพโดยตรงจากกล้องถ่ายภาพวัตถุมัวบนกระดานฮับเบิลกล้องโทรทรรศน์อวกาศในช่วงความยาวคลื่นรังสีอัลตราไวโอเลต ภาพยังเผยให้เห็นพื้นที่สว่างในจตุภาคตะวันตกเฉียงใต้ของดิสก์ [140]รัศมีเฉลี่ยของโครโมสเฟียร์ในปี 1996 อยู่ที่ 2.2 เท่าของออปติคัลดิสก์ (~10 AU ) และมีรายงานว่ามีอุณหภูมิไม่สูงกว่า5,500 เค . [88] [141]อย่างไรก็ตาม ในปี 2547 การสำรวจกับ STIS ซึ่งเป็นสเปกโตรมิเตอร์ที่มีความแม่นยำสูงของฮับเบิลชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของพลาสมาโครโมสเฟียร์ที่อบอุ่นอยู่ห่างจากดาวฤกษ์อย่างน้อยหนึ่งอาร์ควินาที ที่ระยะทาง197 ชิ้นขนาดของโครโมสเฟียร์อาจถึง200 AU . [140]การสังเกตได้แสดงให้เห็นอย่างแน่ชัดว่าพลาสมาโครโมสเฟียร์ที่อบอุ่นซ้อนทับกันเชิงพื้นที่และอยู่ร่วมกับก๊าซเย็นในซองก๊าซของเบเทลจุส เช่นเดียวกับฝุ่นในเปลือกฝุ่นรอบดาวของมัน [88] [140]

นี้ อินฟราเรดภาพจาก ESO 's VLTเปลือกหอยที่ซับซ้อนการแสดงของก๊าซและฝุ่นรอบ Betelgeuse - The วงกลมสีแดงเล็ก ๆที่อยู่ตรงกลางคือขนาดของโฟโตสเฟีที่

การอ้างสิทธิ์ครั้งแรกของเปลือกฝุ่นที่อยู่รอบๆ เบเทลจุสเกิดขึ้นในปี 1977 เมื่อสังเกตว่าเปลือกฝุ่นรอบดาวฤกษ์สุกเต็มที่มักจะปล่อยรังสีปริมาณมากเกินกว่าส่วนที่เป็นโฟโตสเฟียร์ จากการใช้heterodyne interferometryสรุปได้ว่า supergiant สีแดงปล่อยรังสีส่วนเกินส่วนใหญ่ออกจากตำแหน่งที่เกินรัศมี 12 ดาวหรือระยะห่างโดยประมาณของแถบไคเปอร์ที่ 50 ถึง 60 AU ซึ่งขึ้นอยู่กับรัศมีของดาวฤกษ์ที่สันนิษฐานไว้ [37] [88]ตั้งแต่นั้นมา มีการศึกษาเกี่ยวกับซองฝุ่นนี้ที่ความยาวคลื่นที่แตกต่างกันซึ่งให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างกันโดยสิ้นเชิง การศึกษาในช่วงทศวรรษ 1990 ได้ประมาณรัศมีภายในของเปลือกฝุ่นที่ใดก็ได้ตั้งแต่ 0.5 ถึง1.0 อาร์ค  วินาทีหรือ 100 ถึง200 AU . [142] [143]การศึกษาเหล่านี้ชี้ให้เห็นว่าสภาพแวดล้อมของฝุ่นรอบ Betelgeuse ไม่คงที่ ในปี 1994 มีรายงานว่า Betelgeuse ได้รับการผลิตฝุ่นเป็นระยะ ๆ นานหลายสิบปีตามด้วยการไม่มีการใช้งาน ในปีพ.ศ. 2540 มีการเปลี่ยนแปลงสัณฐานวิทยาของเปลือกฝุ่นอย่างมีนัยสำคัญในหนึ่งปี ซึ่งบ่งชี้ว่าเปลือกมีการส่องสว่างแบบอสมมาตรจากสนามรังสีของดาวฤกษ์ที่ได้รับผลกระทบอย่างรุนแรงจากการมีอยู่ของฮอตสปอตโฟโตสเฟียร์ [142]รายงานปี 1984 เกี่ยวกับเปลือกฝุ่นขนาดยักษ์ที่ไม่สมมาตร1 ชิ้น (206,265 AU ) ไม่ได้รับการยืนยันจากการศึกษาเมื่อเร็ว ๆ นี้ แม้ว่าอีกชิ้นที่ตีพิมพ์ในปีเดียวกันกล่าวว่าพบกระดองฝุ่นสามอันซึ่งขยายออกไปสี่ปีแสงจากด้านหนึ่งของดาวที่กำลังสลายตัว ซึ่งบ่งบอกว่าเบเทลจุสจะสลายชั้นนอกของมันขณะที่มันเคลื่อนที่ [144] [145]

แม้ว่าขนาดที่แน่นอนของเปลือกCOภายนอกทั้งสองจะยังคงเข้าใจยาก การประมาณการเบื้องต้นแนะนำว่าเปลือกหนึ่งขยายจากประมาณ 1.5 ถึง 4.0 อาร์ควินาทีและอีกอันขยายได้มากถึง 7.0 อาร์ควินาที [146]สมมติว่าวงโคจรของ Jovian ของ5.5 AUเป็นรัศมีดาว เปลือกชั้นในจะขยายรัศมีดาวฤกษ์ประมาณ 50 ถึง 150 (~300 ถึง800 AU ) กับรัศมีวงนอกถึง 250 รัศมีดาว (~1,400 AU ). ของดวงอาทิตย์heliopauseอยู่ที่ประมาณ 100 เหรียญออสเตรเลียดังนั้นขนาดของเปลือกนอกนี้เกือบจะสิบสี่ครั้งขนาดของระบบสุริยะ

โช้คคันธนู Supersonic

เบเทลจุสกำลังเดินทางด้วยความเร็วเหนือเสียงผ่านตัวกลางระหว่างดวงดาวด้วยความเร็ว 30 กม./วินาที (เช่น ~6.3 AU / a ) การสร้างช็อตโบว์ [147] [148]ดาวฤกษ์ไม่ได้สร้างการกระแทก แต่เกิดจากลมดาวฤกษ์อันทรงพลังในขณะที่ปล่อยก๊าซจำนวนมหาศาลเข้าสู่ตัวกลางระหว่างดวงดาวด้วยความเร็ว17 กม./วินาทีให้ความร้อนแก่วัสดุที่อยู่รอบดาวฤกษ์ จึงทำให้มองเห็นได้ในแสงอินฟราเรด [149]เนื่องจากบีเทลจุสมีความสว่างมาก จึงมีเพียงในปี 1997 เท่านั้นที่มีการถ่ายภาพช็อตช็อตครั้งแรก ดาวหางโครงสร้างคาดว่าจะมีอย่างน้อยหนึ่งพาร์เซกกว้างสมมติว่าระยะทาง 643 ปีแสง [150]

การจำลองอุทกพลศาสตร์ของการกระแทกของคันธนูในปี 2555 ระบุว่ามันยังเด็กมาก—อายุน้อยกว่า 30,000 ปี—เสนอสองความเป็นไปได้: เบเทลจุสย้ายเข้าไปอยู่ในบริเวณของสสารระหว่างดวงดาวที่มีคุณสมบัติต่างกันไปเมื่อเร็วๆ นี้ หรือเบเทลจุสได้ผ่านการเปลี่ยนแปลงครั้งสำคัญทำให้เกิด ลมดาวฤกษ์ที่เปลี่ยนไป [151]กระดาษปี 2012 เสนอว่าปรากฏการณ์นี้เกิดจากการที่เบเทลจุสเปลี่ยนจากยักษ์สีน้ำเงิน (BSG) เป็นซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดง (RSG) มีหลักฐานว่าในขั้นปลายวิวัฒนาการของดาวฤกษ์อย่างเบเทลจุส ดาวดังกล่าว "อาจมีการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วจากสีแดงเป็นสีน้ำเงิน และในทางกลับกันในแผนภาพเฮิร์ตซปรัง-รัสเซลล์ พร้อมกับการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วของลมดาวและการกระแทกของดาวฤกษ์" [147] [152]ยิ่งกว่านั้น หากการวิจัยในอนาคตแสดงสมมติฐานนี้ เบเทลจุสอาจพิสูจน์ได้ว่าเดินทางเกือบ 200,000 AU เป็นดาวยักษ์แดงที่กระเจิงมากเท่ากับM ตามวิถีของมัน

เบเทลจุสเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงที่วิวัฒนาการมาจากดาวฤกษ์ในซีเควนซ์หลักประเภท O หลักของมันก็จะยุบผลิตซูเปอร์โนวาการระเบิดและทิ้งไว้ข้างหลังที่มีขนาดกะทัดรัดที่เหลืออยู่ รายละเอียดขึ้นอยู่กับมวลตั้งต้นที่แน่นอนและคุณสมบัติทางกายภาพอื่นๆ ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนั้น

ลำดับหลัก

แผนภาพ Hertzsprung–Russellระบุ supergiants เช่น Betelgeuse ที่ย้ายออกจาก ลำดับหลัก

มวลเริ่มต้นของเบเทลจุสสามารถประมาณได้โดยการทดสอบแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวที่แตกต่างกันเพื่อให้ตรงกับคุณสมบัติที่สังเกตได้ในปัจจุบันเท่านั้น ความไม่ทราบของทั้งแบบจำลองและคุณสมบัติปัจจุบันหมายความว่ามีความไม่แน่นอนอย่างมากในการปรากฏตัวครั้งแรกของเบเทลจุส แต่โดยทั่วไปแล้วมวลของมันคาดว่าจะอยู่ในช่วง 10–25 โม  ลาร์โดยโมเดลสมัยใหม่ค้นหาค่า 15-20 โม  ลาร์ องค์ประกอบทางเคมีของมันสามารถสันนิษฐานได้อย่างสมเหตุสมผลว่าเป็นไฮโดรเจนประมาณ 70% ฮีเลียม 28% และธาตุหนัก 2.4% ซึ่งอุดมด้วยโลหะมากกว่าดวงอาทิตย์เล็กน้อย แต่ก็คล้ายกัน อัตราการหมุนเริ่มต้นมีความไม่แน่นอนมากกว่า แต่รุ่นที่มีอัตราการหมุนเริ่มต้นที่ช้าถึงปานกลางจะให้ผลลัพธ์ที่ตรงกับคุณสมบัติปัจจุบันของ Betelgeuse มากที่สุด [14] [84] [153] เบเทลจุสรุ่นซีเควนซ์หลักนั้นน่าจะเป็นดาวเรืองแสงร้อนที่มีประเภทสเปกตรัมเช่น O9V [122]

ดาวฤกษ์ขนาด 15  M จะใช้เวลาระหว่าง 11.5 ถึง 15 ล้านปีในการไปถึงขั้นซูเปอร์ไจแอนต์สีแดง โดยที่ดาวฤกษ์ที่หมุนเร็วกว่าจะใช้เวลานานที่สุด [153]ดาว20 M ☉ ที่หมุนเร็ว  ใช้เวลา 9.3 ล้านปีในการไปถึงเวที supergiant สีแดง ในขณะที่ดาว20  M ☉ ที่หมุนช้าใช้เวลาเพียง 8.1 ล้านปี [84]นี่เป็นการคาดคะเนอายุที่ดีที่สุดของเบเทลจุส เป็นเวลาตั้งแต่ขั้นซีเควนซ์หลักอายุเป็นศูนย์ประมาณ 8.0–8.5 ล้านปีในฐานะดาว20  M ☉ ที่ไม่มีการหมุนเวียน [14]

หลังจากแกนไฮโดรเจนหมดแรง

ภาพCelestiaของ Orion ที่อาจปรากฏขึ้นจากพื้นโลกเมื่อ Betelgeuse ระเบิดเป็น ซุปเปอร์โนวาซึ่งอาจสว่างกว่า ซุปเปอร์โนวาที่ระเบิดในปี 1006

เวลาที่ใช้ไปของเบเทลจุสในฐานะซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงสามารถประมาณได้โดยการเปรียบเทียบอัตราการสูญเสียมวลกับวัตถุรอบดาวที่สังเกตได้ เช่นเดียวกับปริมาณธาตุหนักที่พื้นผิว ค่าประมาณมีตั้งแต่ 20,000 ปีจนถึงสูงสุด 140,000 ปี ดูเหมือนว่าเบเทลจุสจะสูญเสียมวลหนักในช่วงเวลาสั้นๆ และเป็นดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่อย่างรวดเร็วผ่านอวกาศ ดังนั้นการเปรียบเทียบการสูญเสียมวลในปัจจุบันกับมวลที่สูญเสียไปทั้งหมดจึงเป็นเรื่องยาก [14] [84]พื้นผิวของ Betelgeuse การเพิ่มประสิทธิภาพของการแสดงของไนโตรเจนในระดับที่ค่อนข้างต่ำของคาร์บอนและสัดส่วนที่สูงของ13 Cเทียบกับ12 Cทุกตัวบ่งชี้ของดาวที่มีประสบการณ์ขุดขึ้นเป็นครั้งแรก อย่างไรก็ตาม การขุดลอกครั้งแรกเกิดขึ้นในไม่ช้าหลังจากดาวฤกษ์เข้าสู่ระยะซูเปอร์ไจแอนต์สีแดง ซึ่งหมายความว่าเบเทลจุสเป็นซุปเปอร์ยักษ์แดงอย่างน้อยสองสามพันปี การคาดการณ์ที่ดีที่สุดคือ Betelgeuse ใช้เวลาประมาณ 40,000 ปีในฐานะซุปเปอร์ยักษ์แดง[14]ออกจากซีเควนซ์หลักเมื่อประมาณหนึ่งล้านปีก่อน [153]

มวลปัจจุบันสามารถประมาณได้จากแบบจำลองวิวัฒนาการจากมวลเริ่มต้นและมวลที่คาดว่าจะสูญเสียไปจนถึงปัจจุบัน สำหรับเบเทลจุส มวลรวมที่สูญเสียไปคาดว่าจะไม่เกินหนึ่ง  M ทำให้มวลปัจจุบันอยู่ที่ 19.4–19.7  M สูงกว่าที่ประเมินโดยวิธีอื่นอย่างมาก เช่น สมบัติการเต้นเป็นจังหวะหรือแบบจำลองการทำให้แขนขามืดลง [14]

คาดว่าดาวทุกดวงที่มีมวลมากกว่า 10  M จะสิ้นสุดชีวิตเมื่อแกนกลางยุบตัว ซึ่งโดยทั่วไปจะทำให้เกิดการระเบิดของซุปเปอร์โนวา สูงสุดประมาณ 15  M ซูเปอร์โนวาประเภท II-P มักเกิดจากสเตจซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงเสมอ [153]ดาวมวลมากสามารถสูญเสียมวลได้เร็วพอที่จะวิวัฒนาการไปสู่อุณหภูมิที่สูงขึ้นก่อนที่แกนของมันจะยุบตัว โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาวฤกษ์ที่หมุนรอบและแบบจำลองที่มีอัตราการสูญเสียมวลสูงโดยเฉพาะอย่างยิ่ง ดาวเหล่านี้สามารถผลิตซุปเปอร์โนวาประเภท II-L หรือประเภท IIb จากซุปเปอร์ไจแอนต์สีเหลืองหรือสีน้ำเงิน หรือซุปเปอร์โนวาประเภท Ib/c จากดาว Wolf-Rayet [154]โมเดลของดาวฤกษ์20 M ☉ ที่หมุนรอบตัว  ทำนายซุปเปอร์โนวาประเภท II ที่แปลกประหลาดซึ่งคล้ายกับSN 1987Aจากต้นกำเนิดของซุปเปอร์ยักษ์สีน้ำเงิน [153]ในอีกทางหนึ่งแบบจำลอง20 M non ที่ไม่หมุนจะ  ทำนายมหานวดาราประเภท II-P จากต้นกำเนิด supergiant สีแดง [14]

เวลาที่เบเทลจุสจะระเบิดขึ้นอยู่กับเงื่อนไขเบื้องต้นที่คาดการณ์ไว้และการประมาณเวลาที่ใช้ไปในฐานะซุปเปอร์ยักษ์แดง อายุขัยทั้งหมดตั้งแต่เริ่มต้นเฟสซูเปอร์ไจแอนต์สีแดงจนถึงแกนยุบจะแตกต่างกันไปจากประมาณ 300,000 ปีสำหรับดาวฤกษ์25 M ☉ ที่หมุนรอบ  550,000 ปีสำหรับดาว20 M ☉ ที่หมุนรอบ  และไม่เกินหนึ่งล้านปีสำหรับดาว 15 M ที่ไม่หมุน  ดาว. เมื่อพิจารณาจากเวลาโดยประมาณตั้งแต่เบเทลจุสกลายเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดง การประมาณช่วงอายุการใช้งานที่เหลืออยู่จาก "การเดาที่ดีที่สุด" ที่ต่ำกว่า 100,000 ปีสำหรับแบบจำลอง20  M ที่ไม่หมุน ไปจนถึงนานกว่ามากสำหรับแบบจำลองที่หมุนได้หรือดาวมวลต่ำ [14] [153]บ้านเกิดที่น่าสงสัยของ Betelgeuse ใน Orion OB1 Association เป็นที่ตั้งของมหานวดาราหลายแห่งก่อนหน้านี้ เป็นที่เชื่อกันว่าดาวที่หลบหนีอาจเกิดจากซุปเปอร์โนวา และมีหลักฐานที่แน่ชัดว่า OB stars μ Columbae , AE Aurigaeและ53 Arietisล้วนมีต้นกำเนิดมาจากการระเบิดใน Ori OB1 2.2, 2.7 และ 4.9 ล้านปีก่อน [129]

ซุปเปอร์โนวาประเภท II-P ทั่วไปจะปล่อยออก 2 × 10 46  Jของนิวตริโนและก่อให้เกิดการระเบิดเมื่อผสมกับพลังงานจลน์2 × 10 44 J เมื่อมองจากโลก เบเทลจุสที่เป็นซุปเปอร์โนวาประเภท IIP จะมีขนาดปรากฏสูงสุดในช่วง −8 ถึง -12 [155]สิ่งนี้จะมองเห็นได้ง่ายในเวลากลางวัน โดยอาจมีความสว่างถึงเสี้ยวของพระจันทร์เต็มดวงที่มีนัยสำคัญแม้ว่าไม่น่าจะเกินนั้น ซุปเปอร์โนวาประเภทนี้จะคงความสว่างไว้ประมาณ 2-3 เดือนก่อนจะหรี่ลงอย่างรวดเร็ว แสงที่มองเห็นได้เกิดขึ้นจากการสลายกัมมันตภาพรังสีของโคบอลต์เป็นส่วนใหญ่และรักษาความสว่างไว้ได้เนื่องจากความโปร่งใสที่เพิ่มขึ้นของไฮโดรเจนที่หล่อเย็นที่ปล่อยออกมาจากซุปเปอร์โนวา [16]

เนื่องจากความเข้าใจผิดที่เกิดจากการตีพิมพ์ของดาวฤกษ์หดตัว 15% ในปี 2552 ซึ่งเห็นได้ชัดว่ามาจากชั้นบรรยากาศภายนอก[52] [113] เบเทลจุสมักเป็นหัวข้อเรื่องความหวาดกลัวและข่าวลือที่บอกว่าดาวจะระเบิดภายในหนึ่งปี นำไปสู่การพูดเกินจริง อ้างเกี่ยวกับผลที่ตามมาจากเหตุการณ์ดังกล่าว [157] [158]ระยะเวลาและความชุกของข่าวลือเหล่านี้ได้รับการเชื่อมโยงกับความเข้าใจผิดในวงกว้างของดาราศาสตร์โดยเฉพาะอย่างยิ่งวันโลกาวินาศการคาดการณ์เกี่ยวกับปฏิทินมายัน [159] [160] Betelgeuse ไม่น่าจะก่อให้เกิดการระเบิดรังสีแกมมาและไม่ได้ใกล้มากพอสำหรับของรังสีเอกซ์รังสีอัลตราไวโอเลตหรือพุ่งออกมาวัสดุที่จะทำให้เกิดผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญในโลก [14]หลังจากการหรี่แสงของ Betelgeuse ในเดือนธันวาคม 2019 [82] [57]รายงานปรากฏในวิทยาศาสตร์และสื่อกระแสหลักซึ่งรวมถึงการคาดเดาอีกครั้งว่าดาวอาจจะกำลังจะกลายเป็นซุปเปอร์โนวา - แม้กระทั่งในการเผชิญกับการวิจัยทางวิทยาศาสตร์ว่าซุปเปอร์โนวา ไม่คาดว่าจะเป็น 100,000 ปี [161]บางร้านรายงานขนาดเป็นลมเป็น 1.3 เป็นปรากฏการณ์ที่ผิดปกติและน่าสนใจเช่นดาราศาสตร์นิตยสาร[63] National Geographic , [66]และมิ ธ โซเนียน [162]บางสื่อกระแสหลักเช่นวอชิงตันโพสต์ , [67] ข่าวเอบีซีในออสเตรเลีย[68]และวิทยาศาสตร์ยอดนิยม , [163]รายงานว่าซูเปอร์โนวาเป็นไปได้ แต่ไม่น่าขณะที่ร้านอื่น ๆ ภาพซูเปอร์โนวาเป็นไปได้สมจริง ตัวอย่างเช่นCNNเลือกพาดหัวข่าวว่า "ดาวแดงขนาดยักษ์ทำตัวแปลก ๆ และนักวิทยาศาสตร์คิดว่ามันอาจจะกำลังจะระเบิด" [164]ในขณะที่The New York Postประกาศว่า Betelgeuse เป็น "เนื่องจากซุปเปอร์โนวาที่ระเบิดได้" [69] Phil Plaitได้เขียนอีกครั้งเพื่อแก้ไขสิ่งที่เขาเรียกว่า "Bad Astronomy" โดยสังเกตว่าพฤติกรรมล่าสุดของ Betelgeuse "[w]hile ผิดปกติ ... ไม่เคยมีมาก่อน และอาจจะไม่ปังนาน เวลานาน." [165] Dennis Overbyeแห่งThe New York Timesดูเหมือนจะเห็นด้วยกับการเขียนว่า "Betelgeuse กำลังจะระเบิดหรือไม่ อาจจะไม่ แต่นักดาราศาสตร์กำลังสนุกกับการคิดเกี่ยวกับเรื่องนี้" [166]

หลังจากที่ซูเปอร์โนวาในที่สุดที่เหลืออยู่หนาแน่นขนาดเล็กจะถูกทิ้งไว้เบื้องหลังทั้งดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ Betelgeuse ไม่ได้มีขนาดใหญ่พอที่หลักสำหรับหลุมดำเพื่อให้ส่วนที่เหลือคาดว่าจะเป็นดาวนิวตรอนประมาณ 1.5  M [14]

การสะกดและการออกเสียง

Betelgeuse ยังได้รับการสะกดBetelgeux [1]และในเยอรมัน , Beteigeuze [167] (ตามลาง ) [168] [169] BetelgeuxและBetelgeuzeถูกใช้จนถึงต้นศตวรรษที่ 20 เมื่อการสะกดBetelgeuseกลายเป็นสากล [170]ฉันทามติเกี่ยวกับการออกเสียงอ่อนแอและแตกต่างกันไปตามการสะกดคำ:

การออกเสียง-urzเป็นความพยายามที่จะแสดงเสียงeu ของฝรั่งเศส มันใช้งานได้เฉพาะในสำเนียงr -dropping

นิรุกติศาสตร์

ภาพประกอบของนายพราน (ย้อนกลับไปในแนวนอน) ใน อัล Sufi 's หนังสือของดาวคงที่ Betelgeuze มีคำอธิบายประกอบเป็น Yad al-Jauzā ("Hand of Orion") ซึ่งเป็นหนึ่งในต้นกำเนิดนิรุกติศาสตร์ที่นำเสนอของชื่อสมัยใหม่และยังเป็น Mankib al Jauzā' ("Shoulder of Orion")

บีเทลจุสมักถูกแปลผิดว่าเป็น "รักแร้ตรงกลาง" [172]ในงานของเขาในปี 2442 ชื่อดาราและความหมายของพวกเขานักธรรมชาติวิทยาชาวอเมริกัน ริชาร์ด ฮิงค์ลีย์ อัลเลน กล่าวว่าที่มามาจากابط الجوزاء Ibṭ al-Jauzahซึ่งเขาอ้างว่าเสื่อมโทรมลงในหลายรูปแบบรวมถึงBed Elgueze , Beit Algueze , Bet El-Gueze , Beteigeuzeและอื่น ๆ เพื่อรูปแบบBetelgeuse , Betelguese , BetelguezeและBetelgeux ดาวเป็นชื่อBeldengeuzeในตาราง Alfonsine , [173]และอิตาลีเจซูพระสงฆ์และนักดาราศาสตร์Giovanni Battista Riccioliได้เรียกมันว่าBectelgeuzeหรือBedalgeuze [22]

พอล Kunitzsch ศาสตราจารย์อาหรับศึกษาที่มหาวิทยาลัยมิวนิคข้องแวะรากศัพท์ของอัลเลนและเสนอว่าแทนที่จะชื่อเต็มคือการทุจริตของอาหรับيدالجوزاء Yad อัลJauzā 'ความหมาย "มือของอัลJauzā' , เช่นไถ . [174] การทับศัพท์ผิดของยุโรปเป็นภาษาละตินยุคกลางทำให้อักขระตัวแรกy ( โดยมีจุดสองจุดอยู่ข้างใต้) ถูกอ่านผิดเป็น a b ( โดยมีจุดเดียวอยู่ข้างใต้) ในช่วงยุคฟื้นฟูศิลปวิทยาชื่อของดาวนั้นเขียนว่าبيت الجوزاء Bait al-Jauzā' ("บ้านของ Orion") หรือبط الجوزاء Baţ al-Jauzā'ซึ่งคิดว่าหมายถึง "รักแร้ของ Orion" อย่างไม่ถูกต้อง (คำแปลที่แท้จริงของ "รักแร้" จะابط , ทับศัพท์เป็นiBT ) นี้นำไปสู่การแสดงผลที่ทันสมัยBetelgeuse [175]นักเขียนคนอื่นยอมรับคำอธิบายของ Kunitzsch แล้ว [30]

ส่วนสุดท้ายของชื่อ "-elgeuse" มาจากภาษาอาหรับالجوزاء al-Jauzā'ชื่อภาษาอาหรับตามประวัติศาสตร์ของกลุ่มดาวนายพรานชื่อผู้หญิงในตำนานอาหรับโบราณและความหมายที่ไม่แน่นอน เพราะجوز J-WZที่รากของjauzā 'หมายถึง 'กลาง', อัลJauzā'ประมาณหมายถึง 'กลางคนหนึ่ง' ชื่อภาษาอาหรับสมัยใหม่สำหรับกลุ่มดาวนายพรานคือالجبار al-Jabbār ("ยักษ์") แม้ว่าการใช้الجوزاء al-Jauzā'ในชื่อของดาวยังคงดำเนินต่อไป [175]ในศตวรรษที่ 17 ภาษาอังกฤษแปลเอ็ดมุนด์คิลมีดให้มันชื่อIed Algeuze ( "นายพรานมือ") จากChristmannus [22]ชื่อภาษาอาหรับอื่น ๆ ที่บันทึกไว้ ได้แก่Al Yad al Yamnā ("มือขวา"), Al Dhira ("แขน") และAl Mankib ("ไหล่") ทั้งหมดต่อท้าย "ของยักษ์", [22 ]เป็นمنكبالجوزاء Mankib อัลJauzā'

แผนภูมิหวงดาว , ราวค.ศ. 700 แสดง 参宿四 Shēnxiùsì (Betelgeuse) ที่สี่ของดาวกลุ่มดาวสามดาว

ชื่ออื่น

ชื่ออื่นๆ สำหรับ Betelgeuse ได้แก่ Persian Bašn "the Arm" และCoptic Klaria "an Armlet" [22] Bahuเป็นชื่อภาษาสันสกฤตซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของความเข้าใจของชาวฮินดูในกลุ่มดาวว่าเป็นละมั่งวิ่งหรือกวาง [22]ในแบบดั้งเดิมดาราศาสตร์จีนที่ชื่อสำหรับ Betelgeuse เป็น参宿四( Shēnxiùsìที่สี่ของดาวกลุ่มดาวของสามดาว ) [176]ในขณะที่จีนกลุ่มดาว 参宿แต่เดิมเรียกว่าสามดาวในเข็มขัดของนายพราน กลุ่มดาวนี้ขยายเป็นสิบดาวในที่สุด แต่ชื่อเดิมยังคงติดอยู่ [177]ในญี่ปุ่นตระกูล Taira หรือ Heikeนำ Betelgeuse และสีแดงมาใช้เป็นสัญลักษณ์ของมัน เรียกดาวHeike-boshi (平家星) ในขณะที่Minamoto หรือ Genjiได้เลือก Rigel และสีขาว . ทั้งสองตระกูลที่ทรงอำนาจได้ต่อสู้ในสงครามในตำนานในประวัติศาสตร์ญี่ปุ่น ดวงดาวที่เห็นว่าหันหน้าเข้าหากันและแยกออกจากกันโดยเข็มขัดเท่านั้น [178] [179]

ในตำนานของชาวตาฮิติ Betelgeuse เป็นหนึ่งในเสาหลักที่ค้ำจุนท้องฟ้าที่เรียกว่าAnâ-varuซึ่งเป็นเสาหลักสำหรับนั่งข้าง มันถูกเรียกว่าTa'urua-nui-o-Mere "งานรื่นเริงที่ยิ่งใหญ่ในความปรารถนาของพ่อแม่" [180]ศัพท์ภาษาฮาวายคือKaulua-koko "ดาวสีแดงสดใส" [181] Lacandon คนในอเมริกากลางรู้ว่ามันเป็นchak Tulix "ผีเสื้อสีแดง" [182]

นักเขียนดาราศาสตร์Robert Burnham Jr.เสนอคำว่าpadparadaschahซึ่งหมายถึงไพลินสีส้มที่หายากในอินเดียสำหรับดาวดวงนี้ [170]

ตำนาน

ด้วยประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ที่เกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดกับตำนานและโหราศาสตร์ก่อนการปฏิวัติทางวิทยาศาสตร์ดาวแดง เช่นดาวอังคารที่มีชื่อมาจากเทพเจ้าสงครามโรมันมีความเกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดกับต้นแบบการต่อสู้ เพื่อชัยชนะนับพันปี และโดยการขยาย ลวดลายแห่งความตายและการเกิดใหม่ (22)วัฒนธรรมอื่นๆ ได้สร้างตำนานที่แตกต่างกัน Stephen R. Wilk เสนอว่ากลุ่มดาวนายพรานสามารถเป็นตัวแทนของบุคคลในตำนานกรีกPelopsซึ่งมีไหล่เทียมงาช้างที่สร้างขึ้นสำหรับเขา โดยมี Betelgeuse เป็นไหล่ สีที่ชวนให้นึกถึงเงาสีเหลืองสีแดงของงาช้าง [27]

ชาวอะบอริจินจากทะเลทรายเกรทวิกตอเรียทางตอนใต้ของออสเตรเลียได้รวมบีเทลจุสไว้ในประเพณีปากเปล่าของพวกเขาในฐานะชมรมแห่งนีรูนา (กลุ่มดาวนายพราน) ซึ่งเต็มไปด้วยเวทมนตร์แห่งไฟและสลายไปก่อนที่จะกลับมา สิ่งนี้ได้รับการตีความว่าแสดงให้เห็นว่าผู้สังเกตการณ์ชาวอะบอริจินในยุคแรก ๆ ตระหนักถึงความแปรผันของความสว่างของเบเทลจุส [183] [184]

ในทวีปอเมริกา Betelgeuse หมายถึงแขนขาที่ถูกตัดขาดของร่างมนุษย์ (Orion) ซึ่งTaulipangแห่งบราซิลรู้จักกลุ่มดาวในชื่อ Zililkawai วีรบุรุษที่ภรรยาของเขาตัดขาทิ้ง โดยมีแสงตัวแปรของ Betelgeuse เชื่อมโยงกับการแยกส่วน แขนขา ในทำนองเดียวกัน ชาวลาโกตาในอเมริกาเหนือมองว่าเป็นหัวหน้าที่ถูกตัดแขน [27]ชาวWardamanทางเหนือของออสเตรเลียรู้จักดาวดวงนี้ในชื่อYa-jungin "Owl Eyes Flicking" ซึ่งเป็นแสงที่แปรผันซึ่งบ่งบอกถึงการเฝ้าดูพิธีกรรมที่นำโดย Rigel ผู้นำจิงโจ้แดง [185]ในแอฟริกาใต้ตำนาน Betelgeuse ถูกมองว่าเป็นสิงโตหล่อจ้องล่าไปทางสามม้าลายแทนด้วยเข็มขัดของนายพราน [186]

ชื่อภาษาสันสกฤตสำหรับ Betelgeuse เป็นārdrā "หนึ่งชื้น" บาร์ของArdra คฤหาสน์ของดวงจันทร์ในโหราศาสตร์ฮินดู [187] Rigvedic พระเจ้าของพายุRudraเป็นประธานในการดาว; ความสัมพันธ์นี้เชื่อมโยงโดยRichard Hinckley Allenผู้คลั่งไคล้ดาราในศตวรรษที่ 19 กับธรรมชาติพายุของ Orion [22]กลุ่มดาวในนิทานพื้นบ้านมาซิโดเนียเป็นตัวแทนของสินค้าเกษตรและสัตว์ สะท้อนวิถีชีวิตในหมู่บ้าน สำหรับพวกเขา Betelgeuse คือOrach "คนไถนา" ข้าง Orion ที่เหลือซึ่งแสดงภาพคันไถพร้อมวัว การขึ้นของเบเทลจุสตอนประมาณตี 3 ในช่วงปลายฤดูร้อนและฤดูใบไม้ร่วง บ่งบอกถึงเวลาที่คนในหมู่บ้านจะไปที่ทุ่งนาและไถนา [188]สำหรับชาวเอสกิโม การปรากฏตัวของเบเทลจุสและเบลลาทริกซ์บนท้องฟ้าทางตอนใต้หลังพระอาทิตย์ตกดินเป็นจุดเริ่มต้นของฤดูใบไม้ผลิและวันที่ยาวนานขึ้นในปลายเดือนกุมภาพันธ์และต้นเดือนมีนาคม ดาวสองดวงนี้รู้จักกันในชื่อAkuttujuuk "ซึ่ง (สอง) อยู่ห่างกัน" ซึ่งหมายถึงระยะห่างระหว่างดาวทั้งสองซึ่งส่วนใหญ่มาจากผู้คนจากเกาะ North Baffin และคาบสมุทรเมลวิลล์ [31]

สถานที่ที่ตรงกันข้ามของ Orion และScorpiusโดยมีดาว Betelgeuse และAntares ที่แปรผันสีแดงสดตรงกันถูกกล่าวถึงโดยวัฒนธรรมโบราณทั่วโลก การตั้งค่าของนายพรานและการเพิ่มขึ้นของแมงป่องหมายถึงการตายของนายพรานโดยแมงป่อง ในประเทศจีนหมายถึงพี่น้องและคู่แข่ง Shen และ Shang [27] Batakสุมาตราทำเครื่องหมายปีใหม่ของพวกเขากับคนแรกที่ดวงจันทร์ใหม่หลังจากการจมของเข็มขัดนายพรานใต้เส้นขอบฟ้าที่จุด Betelgeuse ยังคงอยู่ "เหมือนหางของไก่" ตำแหน่งของเบเทลจุสและแอนทาเรสที่ปลายอีกด้านของท้องฟ้านั้นถือว่ามีนัยสำคัญและกลุ่มดาวของพวกมันถูกมองว่าเป็นแมงป่องคู่หนึ่ง วันของแมงป่องถูกทำเครื่องหมายเป็นคืนที่สามารถมองเห็นกลุ่มดาวทั้งสองได้ [189]

ในวัฒนธรรมสมัยนิยม

Betelgeuse เป็นหนึ่งในดาวที่สว่างที่สุดและเป็นที่รู้จักดีที่สุดในนิยายหลายเรื่อง ชื่อที่ไม่ธรรมดาของดาราคนนี้เป็นแรงบันดาลใจให้ชื่อเรื่องของภาพยนตร์เรื่องBeetlejuiceปี 1988 ซึ่งอ้างอิงถึงคู่อริที่มีตำแหน่ง และนักเขียนบทMichael McDowellรู้สึกประทับใจกับจำนวนผู้คนที่เชื่อมโยงกัน [170]ในความนิยมนิยายวิทยาศาสตร์ชุดที่โบกรถของกาแล็กซี่โดยดักลาสอดัมส์ , ฟอร์ดนายอำเภอมาจาก "บางดาวเคราะห์ขนาดเล็กในบริเวณใกล้เคียงของ Betelgeuse ได้." [190]

เรือสองลำของกองทัพเรืออเมริกันถูกตั้งชื่อตามดาวเรือทั้งสองของพวกเขาสงครามโลกครั้งที่สองยูเอส  บีเทลจุ (AKA-11)ที่เปิดตัวในปี 1939 และยูเอส  บีเทลจุ (AK-260)เปิดตัวในปี 1944 ในปี 1979 ซึ่งเป็นเรือขนถ่ายน้ำมันฝรั่งเศสชื่อBetelgeuseเป็น จอดอยู่นอกเกาะ Whiddy Islandเมื่อน้ำมันระเบิดคร่าชีวิตผู้คนไป 50 รายในภัยพิบัติครั้งเลวร้ายที่สุดครั้งหนึ่งในประวัติศาสตร์ของไอร์แลนด์ [191]

เพลง The Dave Matthews Band " Black and Blue Bird " อ้างอิงถึงดวงดาว [192]เบลอเพลง "ไกลออกไป" จากอัลบั้ม 1994 ของพวกเขาParklifeกล่าว Betelgeuse ในเนื้อเพลง [193]

ฟิลิปกิ้นบทกวี "นอร์ทเรือ" ที่พบในคอลเลกชันของชื่อเดียวกันอ้างอิงดาวในส่วนที่ชื่อ "เหนือ 80 ° N" ซึ่งอ่าน:

" 'ผู้หญิงคนหนึ่งมีสิบกรงเล็บ' /

ร้องเพลงเมาเรือเมา; / ไกลกว่า Betelgeuse / สว่างกว่า Orion / หรือดาวเคราะห์ Venus และ Mars / เปลวไฟของดาวในมหาสมุทร / 'ผู้หญิงมีสิบกรงเล็บ' /

ร้องเพลงเมาเรือเมาเหล้า”

ฮัมเบิร์ตวูล์ฟเขียนบทกวีเกี่ยวกับ Betelgeuse ซึ่งได้รับการตั้งเพลงโดยกุสตาฟโฮลส์ [194]

ตารางนี้แสดงรายการการวัดเชิงมุมอย่างย่อที่ดำเนินการตั้งแต่ปี 1920 รวมถึงคอลัมน์ที่ให้ช่วงรัศมีปัจจุบันสำหรับการศึกษาแต่ละครั้งโดยอิงจากการประมาณระยะทางล่าสุดของ Betelgeuse (Harper et al. ) ของ197 ± 45 ชิ้น .

บทความ ปี[ก] กล้องโทรทรรศน์ # คลื่นความถี่ λ ( ไมโครเมตร ) ( mas ) [b] รัศมี[c] @
197 ± 45  ชิ้น
หมายเหตุ
มิเชลสัน[32] 1920 เมาท์-วิลสัน 1 มองเห็นได้ 0.575 47.0 ± 4.7 3.2–6.3 AU แขนขามืดลง +17% = 55.0
บอนโน[36] พ.ศ. 2515 ปาโลมาร์ 8 มองเห็นได้ 0.422–0.719 52.0–69.0 3.6–9.2 AU ความสัมพันธ์ที่แข็งแกร่งของกับλ
บาเลก้า[12] พ.ศ. 2521 ESO 3 มองเห็นได้ 0.405–0.715 45.0–67.0 3.1–8.6 AU ไม่มีความสัมพันธ์ระหว่างกับλ
2522 อบต 4 มองเห็นได้ 0.575–0.773 50.0–62.0 3.5–8.0 AU
บุชเชอร์[42] 1989 WHT 4 มองเห็นได้ 0.633–0.710 54.0–61.0 4.0–7.9 AU ค้นพบความไม่สมมาตร/ฮอตสปอต
วิลสัน[87] 1991 WHT 4 มองเห็นได้ 0.546–0.710 49.0–57.0 3.5–7.1 AU การยืนยันฮอตสปอต
ทูทิล[45] 2536 WHT 8 มองเห็นได้ 0.633–0.710 43.5–54.2 3.2–7.0 AU ศึกษาฮอตสปอต 3 ดาว
1992 WHT 1 NIR 0.902 42.6 ± 3.0 3.0–5.6 AU
กิลลิแลนด์[47] 1995 HST ยูวี 0.24–0.27 104–112 10.3–11.1 FWHM เส้นผ่านศูนย์กลาง
0.265–0.295 92–100 9.1–9.8
ไวน์เนอร์[51] 1999 ISI 2 MIR ( วง N ) 11.150 54.7 ± 0.3 4.1–6.7 AU แขนขามืดลง = 55.2 ± 0.5
เพอร์ริน[103] 1997 IOTA 7 NIR ( เค แบนด์ ) 2.200 43.33 ± 0.04 3.3–5.2 AU Kและวงดนตรีที่ L ,ความเปรียบต่างของข้อมูล11.5 μm
เฮาบอยส์[88] 2005 IOTA 6 NIR ( วง H ) 1.650 44.28 ± 0.15 3.4–5.4 AU เส้นผ่าศูนย์กลางรอสส์แลนด์ 45.03 ± 0.12
เอร์นานเดซ[115] ปี 2549 VLTI 2 NIR (วง K) 2.099–2.198 42.57 ± 0.02 3.2–5.2 AU ผลลัพธ์ AMBER ที่มีความแม่นยำสูง
โอนากะ[135] 2008 VLTI 3 NIR (วง K) 2.280–2.310 43.19 ± 0.03 3.3–5.2 AU แขนขามืดลง 43.56 ± 0.06
ทาวส์[53] 2536 ISI 17 MIR (วง N) 11.150 56.00 ± 1.00 4.2–6.8 AU การศึกษาอย่างเป็นระบบเกี่ยวกับการวัด 17 ครั้งในช่วงความยาวคลื่นเดียวกันระหว่างปี 1993 ถึง 2009
2008 ISI MIR (วง N) 11.150 47.00 ± 2.00 3.6–5.7 AU
2552 ISI MIR (วง N) 11.150 48.00 ± 1.00 3.6–5.8 AU
โอนากะ[116] 2011 VLTI 3 NIR (วง K) 2.280–2.310 42.05 ± 0.05 3.2–5.2 AU แขนขามืดลง 42.49 ± 0.06
ฮาร์เปอร์[90] 2008 VLA ที่น่าสังเกตอีกอย่างคือ Harper และคณะ ในตอนท้ายของบทความให้ข้อสังเกตดังนี้: "ในแง่หนึ่ง ระยะทางที่ได้รับของ200 ชิ้นคือความสมดุลระหว่าง131 ชิ้น (425 ly ) ระยะทาง Hipparcos และวิทยุซึ่งมีแนวโน้มไปทาง250 ชิ้น (815 ly )" —ดังนั้นจึงสร้าง ± establish815เท่ากับระยะทางภายนอกของดาว

  1. ^ ปีสุดท้ายของการสังเกต เว้นแต่จะระบุไว้เป็นอย่างอื่น
  2. ^ การวัดดิสก์สม่ำเสมอ เว้นแต่จะระบุไว้เป็นอย่างอื่น
  3. ^ การ คำนวณด้วยรัศมีใช้วิธีการเดียวกับที่ระบุไว้ในหมายเหตุหมายเลข 2 ด้านล่างการวัดที่แขนขามืดลง

  1. อรรถเป็น c d อี ซิมป์สัน เจ.; Weiner, E. , สหพันธ์ (1989). "บีเทลจุส". Oxford English Dictionary (ฉบับที่ 2) อ็อกซ์ฟอร์ด: คลาเรนดอนกด. หน้า 130. ISBN 978-0-19-861186-8.
  2. ^ a b c "พจนานุกรม Merriam-Webster: Betelgeuse" . สืบค้นเมื่อ23 เมษายน 2018 .
  3. ^ a b c van Leeuwen, F (พฤศจิกายน 2550) "ฮิปปาคอส นิวรีดักชั่น". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . วิเชียร . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V . ดอย : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID  18759600 .
  4. ^ คีแนน, ฟิลิป ซี.; แมคนีล, เรย์มอนด์ ซี. (1989). "แคตตาล็อก Perkins ของประเภท MK ที่แก้ไขสำหรับดาวที่เย็นกว่า" ชุดเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K . ดอย : 10.1086/191373 .
  5. ^ a b c นิโคเล็ต, บี. (1978). "แคตตาล็อกของข้อมูลที่เป็นเนื้อเดียวกันในระบบโฟโตเมตริก UBV" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 34 : 1–49. Bibcode : 1978A&AS...34....1N .
  6. ^ "อัลฟ่า โอไรโอนิส" . ดัชนีดาวตัวแปร สืบค้นเมื่อ20 กุมภาพันธ์ 2020 .
  7. ^ ดูคาติ เจอาร์ (2002). "แคตตาล็อกข้อมูลออนไลน์ของ VizieR: แค็ตตาล็อกการวัดแสงดาวในระบบ 11 สีของจอห์นสัน" CDS / ADC สะสมของแคตตาล็อกอิเล็กทรอนิกส์ 2237 . Bibcode : 2002yCat.2237....0D .
  8. ^ a b c Samus, NN; Durlevich, OV; และคณะ (2009). "แคตตาล็อกข้อมูลออนไลน์ของ VizieR: แคตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรผัน (Samus+ 2007-2013)" อัครมหาเสนาบดีออนไลน์ข้อมูลแคตตาล็อก: B 1 : B/gcvs. Bibcode : 2009yCat....102025S .ตีพิมพ์ครั้งแรกในBibcode : 2009yCat....102025S
  9. ^ Famaey, B.; Jorissen, A.; ลูริ, X.; นายกเทศมนตรี ม.; Udry, S.; Dejonghe, H.; ทูรอน, ซี. (2005). "จลนศาสตร์ท้องถิ่นของยักษ์ใหญ่ K และ M จากข้อมูล CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 ทบทวนแนวคิดของ superclusters" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 430 : 165–186. arXiv : stro-ph/0409579 . Bibcode : 2005A&A...430..165F . ดอย : 10.1051/0004-6361:20041272 . S2CID  17804304 .
  10. ^ a b c ฮาร์เปอร์ จีเอ็ม; บราวน์, ก.; Guinan, EF; โอกอร์แมน อี.; ริชาร์ดส์ AMS; Kervella, P.; Decin, L. (2017). "การปรับปรุง 2017 โซลูชั่น astrometric สำหรับ Betelgeuse" วารสารดาราศาสตร์ . 154 (1): 11. arXiv : 1706.06020 . Bibcode : 2017AJ....154...11H . ดอย : 10.3847/1538-3881/aa6ff9 . S2CID  59125676 .
  11. ^ a b c d e f g h จอยซ์ เมอริดิธ; เหลียง, ชิงจิ; โมลนาร์, ลาสซโล; ไอร์แลนด์, ไมเคิล; โคบายาชิ, ชิอากิ; โนโมโตะ, เคนอิจิ (2020). "ยืนหยัดบนไหล่ของยักษ์: การประเมินมวลและระยะทางแบบใหม่สำหรับบีเทลจุสผ่านการจำลองวิวัฒนาการ แอสเทอโรซีสมิก และอุทกพลศาสตร์แบบผสมผสานกับ MESA" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 902 (1): 63. arXiv : 2006.09837 . Bibcode : 2020ApJ...902...63J . ดอย : 10.3847 / 1538-4357 / abb8db S2CID  221507952 .
  12. ^ แลมเบิร์ต ดีแอล; บราวน์, จา; ฮิงเคิล, KH; จอห์นสัน ฝ่ายทรัพยากรบุคคล (กันยายน 2527) "ความอุดมสมบูรณ์ของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนในบีเทลจุส" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 284 : 223–237. Bibcode : 1984ApJ...284..223L . ดอย : 10.1086/162401 . ISSN  0004-637X .
  13. ^ Kravchenko, K.; Jorissen, A.; Van Eck, S.; เมิร์ล, ต.; Chiavassa, A.; Paladini, C .; เฟรย์แท็ก บี.; เพลซ, บี.; Montargès, ม.; Van Winckel, H. (1 เมษายน 2021) "บรรยากาศของ Betelgeuse ก่อนและระหว่างงาน Great Dimming ที่เปิดเผยโดยการตรวจเอกซเรย์" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 2104 : arXiv:2104.08105. arXiv : 2104.08105 . Bibcode : 2021arXiv210408105K . ดอย : 10.1051/0004-6361/202039801 . S2CID  233289746 .
  14. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p โดแลน, มิเชล เอ็ม.; แมทธิวส์ แกรนท์ เจ.; ลำ, Doan Duc; Lan, เหงียน Quynh; Herczeg, Gregory J.; เดียร์บอร์น, เดวิด เอสพี (2017). "เส้นทางวิวัฒนาการสำหรับ Betelgeuse". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 819 (1): 7. arXiv : 1406.3143v2 . Bibcode : 2016ApJ...819....7D . ดอย : 10.3847/0004-637X/819/1/7 . S2CID  37913442 .
  15. ^ a b c สมิธ, นาธาน; ฮิงเคิล, เคนเน็ธ เอช.; ไรด์, นิลส์ (มีนาคม 2552). "ซูเปอร์ไจแอนต์สีแดงในฐานะผู้กำเนิดซูเปอร์โนวาประเภท I ที่มีศักยภาพ: แก้ไขการปล่อย CO 4.6 µm รอบ ๆ VY CMa และ Betelgeuse" วารสารดาราศาสตร์ . 137 (3): 3558–3573 arXiv : 0811.3037 . Bibcode : 2009AJ....137.3558S . ดอย : 10.1088/0004-6256/137/3/3558 . S2CID  19019913 .
  16. ^ โลเบล, อเล็กซ์; ดูปรี, แอนเดรีย เค. (2000). "การสร้างแบบจำลองโครโมสเฟียร์แปรผันของ α Orionis" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 545 (1): 454–74. Bibcode : 2000ApJ...545..454L . ดอย : 10.1086/317784 .
  17. ^ Ramírez, Solange V.; Sellgren, K.; คาร์, จอห์น เอส.; Balachandran, สุจิตรา C.; บลัม, โรเบิร์ต; Terndrup, โดนัลด์ เอ็ม.; สตีด, อดัม (กรกฎาคม 2000). "ธาตุเหล็กดาวฤกษ์ที่ศูนย์กาแลกติก". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 537 (1): 205–20. arXiv : astro-ph/0002062 . Bibcode : 2000ApJ...537..205R . ดอย : 10.1086/309022 . S2CID  14713550 .
  18. ^ a b c d e เคอร์เวลลา, ปิแอร์; Decin, ลีน; ริชาร์ดส์ แอนนิต้า MS; ฮาร์เปอร์, เกรแฮมเอ็ม.; แมคโดนัลด์, เอียน; โอกอร์แมน, เอมอน; Montargès, มิเกล; Homan, วอร์ด; โอนากะ เคอิจิ (2018) "สภาพแวดล้อมที่ล้อมรอบดาวบีเทลจุส V. ความเร็วการหมุนและคุณสมบัติซองจดหมายโมเลกุลจาก ALMA" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 609 : A67. arXiv : 1711.07983 . Bibcode : 2018A&A...609A..67K . ดอย : 10.1051/0004-6361/201731761 . S2CID  54670700 .
  19. ^ "คณะทำงาน IAU ว่าด้วยชื่อดาว (WGSN)" . สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล(IAU) สืบค้นเมื่อ22 พฤษภาคม 2559 .
  20. ^ "แถลงการณ์คณะทำงาน IAU เรื่องชื่อดาว" (PDF) . สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล(IAU) สืบค้นเมื่อ28 กรกฎาคม 2016 – ผ่านUniversity of Rochester .
  21. ^ "แคตตาล็อก IAU ของชื่อดาว" . IAU Division C คณะทำงานเกี่ยวกับชื่อดาว (WGSN) สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล(IAU) สืบค้นเมื่อ28 กรกฎาคม 2016 – ผ่านUniversity of Rochester .
  22. ^ a b c d e f g h อัลเลน, ริชาร์ด ฮิงค์ลีย์ (1963) [1899] ชื่อดาว: ตำนานและความหมายของพวกเขา ( rep . ed.). New York, NY : โดเวอร์ส์พิมพ์ . อิงค์ได้ pp  310-12 ISBN 978-0-486-21079-7.
  23. ^ Stella lucida ใน umero Dextro, Quae โฆษณา rubedinem vergit "ดาวสว่างที่ไหล่ขวาซึ่งเอียงไปสู่ความแดงก่ำ"
  24. ^ บรึค, ฮาวาย (11–15 กรกฎาคม 1978) "พี. แองเจโล เซคคี, SJ 1818–1878" ในแม็กคาร์ธี MF; ฟิลิป เอจีดี; คอยน์, GV (สหพันธ์). การดำเนินการของ IAU Colloquium 47 . การจำแนกสเปกตรัมแห่งอนาคต นครวาติกัน (เผยแพร่เมื่อ พ.ศ. 2522) หน้า 7–20. Bibcode : 1979RA......9....7B .
  25. ^ "จีนโบราณแนะว่าเบเทลจุสเป็นดาราหนุ่ม" . นักวิทยาศาสตร์ใหม่ . ฉบับที่ 92 หมายเลข 1276. ข้อมูลธุรกิจกก. 22 ต.ค. 2524 น. 238.
  26. ^ Levesque, EM (มิถุนายน 2010). คุณสมบัติทางกายภาพของซุปเปอร์ยักษ์แดง ร้อนแรงและเท่: การเชื่อมช่องว่างในซีรีย์การประชุม ASP ของ Star Evolution ขนาดใหญ่ สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 425 . หน้า 103. arXiv : 0911.4720 . Bibcode : 2010ASPC..425..103L .
  27. ^ a b c d วิลค์, สตีเฟน อาร์. (1999). "หลักฐานในตำนานเพิ่มเติมสำหรับความรู้โบราณของดาวแปรผัน". วารสาร American Association of Variable Star Observers . 27 (2): 171–74. Bibcode : 1999JAVSO..27..171W .
  28. ^ เดวิส, เคท (ธันวาคม 2000) "ตัวแปรดาวแห่งเดือน: Alpha Orionis" . American Association of Variable Star Observers (AAVSO) . สืบค้นเมื่อ10 กรกฎาคม 2010 .
  29. ^ a b c เบิร์นแฮม, โรเบิร์ต จูเนียร์ (1978). อัมสวรรค์คู่มือ: คู่มือผู้สังเกตการณ์ของจักรวาลเกินกว่าระบบพลังงานแสงอาทิตย์ 2 . นิวยอร์ก, นิวยอร์ก: Courier Dover Publications หน้า 1290 . ISBN 978-0-486-23568-4.
  30. ^ คาเลอร์, เจมส์ บี. (2002). ร้อยดาวที่ยิ่งใหญ่ที่สุด . นิวยอร์ก นิวยอร์ก: หนังสือโคเปอร์นิคัส หน้า 33. ISBN 978-0-387-95436-3.
  31. ^ แมคโดนัลด์, จอห์น (1998). ท้องฟ้าอาร์กติก: เอสกิโมดาราศาสตร์ตำนานดาวและตำนาน Toronto, Ontario/Iqaluit, NWT: พิพิธภัณฑ์ Royal Ontario/สถาบันวิจัยนูนาวุต น.  52–54, 119 . ISBN 978-0-88854-427-8.
  32. ^ a b c d e มิเชลสัน, AA ; พีซ, เอฟจี (1921). "การวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของ Alpha Orionis ด้วยอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 53 (5): 249–259. Bibcode : 1921ApJ....53..249M . ดอย : 10.1086/142603 . การวัด 0.047 arcsecond สำหรับดิสก์ที่สม่ำเสมอ ในบทความ Michelson ตั้งข้อสังเกตว่าการทำให้แขนขามืดลงจะเพิ่มเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมได้ประมาณ 17% ดังนั้น 0.055 arcseconds
  33. ^ Tenn, Joseph S. (มิถุนายน 2552). "มาร์ติน ชวาร์ซชิลด์ 2508" . ผู้ได้รับรางวัลบรูซ สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก (ASP) . สืบค้นเมื่อ28 กันยายน 2010 .
  34. ^ ชวาร์ซไชลด์, มาร์ติน (1958) โครงสร้างและวิวัฒนาการของดาว สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน. Bibcode : 1958ses..book.....ส . ISBN 978-0-486-61479-3.
  35. ^ Labeyrie, A. (พฤษภาคม 1970). "บรรลุความละเอียดที่จำกัดการเลี้ยวเบนในกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่โดยฟูริเยร์ในการวิเคราะห์รูปแบบจุดในภาพดาว" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 6 : 85. Bibcode : 1970A&A.....6...85L .
  36. ^ a b c บอนโน, D.; Labeyrie, A. (1973). "Speckle interferometry: การทำให้แขนขาคล้ำขึ้นตามสี มีหลักฐานใน Alpha Orionis และ Omicron Ceti" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 181 : L1. Bibcode : 1973ApJ...181L...1B . ดอย : 10.1086/181171 .
  37. ^ ซัตตัน อีซี; ชั้น, JWV; เบตซ์ แอละแบมา; ทาวส์, เชอราตัน; สเปียร์ส, ดีแอล (1977). "เฮเทอโรไดน์ tnterferometry เชิงพื้นที่ของ VY Canis Majoris, Alpha Orionis, Alpha Scorpii และ R Leonis ที่ 11 ไมครอน" จดหมายวารสารดาราศาสตร์ . 217 : L97–L100. Bibcode : 1977ApJ...217L..97S . ดอย : 10.1086/182547 .
  38. ^ เบอร์นัต เอพี; แลมเบิร์ต ดีแอล (พฤศจิกายน 2518) "การสังเกตการณ์เปลือกก๊าซรอบดาวบีเทลจุสและแอนทาเรส" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 201 : L153–L156. Bibcode : 1975ApJ...201L.153B . ดอย : 10.1086/181964 .
  39. ^ ไดค์, HM; Simon, T. (กุมภาพันธ์ 2518) "โมเดลเปลือกกันฝุ่น Circumstellar สำหรับ Alpha Orionis" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 195 : 689–693. Bibcode : 1975ApJ...195..689D . ดอย : 10.1086/153369 .
  40. ^ Boesgaard, น.; Magnan, C. (มิถุนายน 2518). "เปลือกนอกของอัลฟาโอไรโอนิสจากการศึกษาเส้นการปล่อยก๊าซ Fe II" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 198 (1): 369–371, 373–378. Bibcode : 1975ApJ...19..369B . ดอย : 10.1086/153612 .
  41. ^ เบอร์นัต, เดวิด (2008). "อินเตอร์เฟอโรเมทรีปิดบังรูรับแสง" . ถามนักดาราศาสตร์ . ดาราศาสตร์มหาวิทยาลัยคอร์เนล. สืบค้นเมื่อ15 ตุลาคม 2555 .
  42. ^ a b c บุชเชอร์ DF; บอลด์วิน เจ; วอร์เนอร์, พีเจ; ฮานิฟฟ์ แคลิฟอร์เนีย (1990). "การตรวจจับจุดสว่างบนพื้นผิวของ Betelgeuse" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 245 : 7. Bibcode : 1990MNRAS.245P...7B .
  43. ^ วิลสัน, RW; ดิลลอน VS; ฮานิฟฟ์ แคลิฟอร์เนีย (1997). "ใบหน้าที่เปลี่ยนไปของเบเทลจุส" . เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 291 (4): 819. Bibcode : 1997MNRAS.291..819W . ดอย : 10.1093/mnras/291.4.819 .
  44. ^ เบิร์นส์, D.; บอลด์วิน เจ; บอยเซ่น, อาร์ซี; ฮานิฟฟ์ แคลิฟอร์เนีย; ลอว์สัน ประชาสัมพันธ์; แมคเคย์ ซีดี; และคณะ (กันยายน 1997). "โครงสร้างพื้นผิวและโปรไฟล์การทำให้แขนขามืดของบีเทลจุส" . เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 290 (1): L11–L16. Bibcode : 1997MNRAS.290L..11B . ดอย : 10.1093/mnras/290.1.l11 .
  45. ^ Tuthill พีจี; ฮานิฟฟ์ แคลิฟอร์เนีย; บอลด์วิน เจอี (มีนาคม 1997) "ฮอตสปอตของซุปเปอร์ไจแอนต์สายปลาย" . เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 285 (3): 529–39. Bibcode : 1997MNRAS.285..529T . ดอย : 10.1093/mnras/285.3.529 .
  46. ^ ชวาร์ซไชลด์, มาร์ติน (1975) "ในระดับการพาความร้อนแบบโฟโตสเฟียร์ในดาวยักษ์แดงและยักษ์แดง" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 195 (1): 137–44. Bibcode : 1975ApJ...195..137S . ดอย : 10.1086/153313 .
  47. ^ a b c d กิลลิแลนด์, โรนัลด์ แอล.; Dupree, Andrea K. (พฤษภาคม 1996). "ภาพแรกของพื้นผิวดาวฤกษ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล" . จดหมายวารสารดาราศาสตร์ . 463 (1): L29. Bibcode : 1996ApJ...463L..29G . ดอย : 10.1086/310043 . "ภาพ" หรือ "ภาพถ่าย" สีเหลือง/แดงของเบเทลจุสที่มองเห็นได้ทั่วไปไม่ใช่ภาพของยักษ์แดง แต่เป็นภาพที่สร้างขึ้นทางคณิตศาสตร์โดยอิงจากภาพถ่าย ถ่ายภาพเป็นความละเอียดที่ต่ำกว่ามาก: ทั้งภาพพอดี Betelgeuse ภายในพื้นที่ 10 × 10 พิกเซลบนฮับเบิลกล้องโทรทรรศน์อวกาศ กล้องถ่ายภาพวัตถุมัว ภาพถูกสุ่มตัวอย่างเกินด้วยปัจจัย 5 โดยมีการแก้ไข spline spline แบบ bicubic จากนั้นจึงแยกส่วน
  48. ^ ค็อกซ์ แอน เอ็ด (2000). ปริมาณดาราศาสตร์ฟิสิกส์ของอัลเลน . นิวยอร์ก: สปริงเกอร์-แวร์แล็ก. ISBN 978-0-387-98746-0.
  49. ^ ปีเตอร์เสน, แคโรลีน คอลลินส์; แบรนดท์, จอห์น ซี. (1998) [1995]. ฮับเบิลวิชั่น: ผจญภัยต่อไปด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (ฉบับที่ 2) เคมบริดจ์ ประเทศอังกฤษ: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ น.  91–92 . ISBN 978-0-2521-59291-8.
  50. ^ Uitenbroek, ฮัน; ดูปรี, แอนเดรีย เค.; กิลลิแลนด์, โรนัลด์ แอล. (1998). "สเปกตรัมกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลแก้ไขเชิงพื้นที่ของโครโมสเฟียร์ของ α โอไรโอนิส" วารสารดาราศาสตร์ . 116 (5): 2501–2512. Bibcode : 1998AJ....116.2501U . ดอย : 10.1086/300596 .
  51. ^ a b c d ไวน์เนอร์ เจ.; Danchi, ห้องสุขา; เฮล ท.บ.; แมคมาฮอน เจ.; ทาวส์, เชอราตัน; มอนนิเยร์ เจดี; Tuthill, PG (ธันวาคม 2000) "การวัดที่แม่นยำของเส้นผ่านศูนย์กลางของ α Orionis และ ο Ceti ที่ 11 ไมครอน" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 544 (2): 1097–1100. รหัส : 2000ApJ...544.11097W . ดอย : 10.1086/317264 .
  52. ^ a b c d e แซนเดอร์ส, โรเบิร์ต (9 มิถุนายน 2552) "บีเทลจุสดาวยักษ์แดงหดตัวอย่างลึกลับ" . UC Berkeley ข่าว ยูซี เบิร์กลีย์. สืบค้นเมื่อ18 เมษายน 2010 .
  53. ^ a b c d e ทาวส์, เชอราตัน; Wishnow EH; เฮล ท.บ.; Walp, B. (2009). "การเปลี่ยนแปลงอย่างเป็นระบบตามกาลเวลาในขนาดของเบเทลจุส" . จดหมายวารสารดาราศาสตร์ . 697 (2): L127–28. Bibcode : 2009ApJ...697L.127T . ดอย : 10.1088/0004-637X/697/2/L127 .
  54. ^ รวี, วี.; Wishnow อี.; ล็อควูด, เอส.; Townes, C. (ธันวาคม 2011). "ใบหน้ามากมายของเบเทลจุส" สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 448 : 1025. arXiv : 1012.0377 . Bibcode : 2011ASPC..448.1025R .
  55. ^ เบอร์แนท, แอนดรูว์ พี. (1977). "เปลือกหอยรอบดาวและอัตราการสูญเสียมวลของมหายักษ์สี่เอ็ม" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 213 : 756–66. Bibcode : 1977ApJ...213..756B . ดอย : 10.1086/155205 .
  56. ^ a b c d Kervella, P.; Verhoelst, T.; ริดจ์เวย์ เซนต์; Perrin, G.; Lacour, S.; คามิ เจ.; Haubois, X. (กันยายน 2552). "สภาพแวดล้อมแวดล้อมใกล้ดาวบีเทลจุส Adaptive optics spectro-imaging ในอินฟราเรดใกล้ด้วย VLT/NACO" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 504 (1): 115–25. arXiv : 0907.1843 . Bibcode : 2009A&A...504..115K . ดอย : 10.1051/0004-6361/200912521 . S2CID  14278046 .
  57. ^ a b c d กุ้ยแนน, เอ็ดเวิร์ด เอฟ ; Wasatonic, Richard J.; Calderwood, Thomas J. (23 ธันวาคม 2019). "Atel # 13365 - ปรับปรุงที่ 'เป็นลม' ของ Betelgeuse" ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ27 ธันวาคม 2019 .
  58. ^ เบิร์ด เดโบราห์ (23 ธันวาคม 2019) "บีเทลจุส 'เป็นลม' แต่ (น่าจะ) ยังไม่ถึงขั้นระเบิด" . โลกและท้องฟ้า สืบค้นเมื่อ4 มกราคม 2020 .
  59. ^ ลาก่อน เดนนิส (14 สิงหาคม 2020) "ดาวนี้ดูเหมือนว่ามันจะระเบิด. บางทีมันอาจจะเป็นเพียงแค่จาม" เดอะนิวยอร์กไทม์ส . สืบค้นเมื่อ15 สิงหาคม 2020 . นักดาราศาสตร์กล่าวว่าการหรี่แสงอย่างลึกลับของเบเทลจุสยักษ์สีแดงเป็นผลมาจากการหายใจออกของดวงดาว
  60. ^ "ฮับเบิลพบว่าการหรี่แสงอย่างลึกลับของเบเตอยูสเกิดจากการระเบิดที่กระทบกระเทือนจิตใจ" (ข่าวประชาสัมพันธ์) กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล . 13 สิงหาคม 2563
  61. ^ ดูปรี, Adrea K.; และคณะ (13 สิงหาคม 2563). "รังสีอัลตราไวโอเลตแก้ไขเชิงพื้นที่ของการหรี่แสงอันยิ่งใหญ่ของเบเทลจุส" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 899 (1): 68. arXiv : 2008.04945 . Bibcode : 2020ApJ...899...68D . ดอย : 10.3847/1538-4357/aba516 . S2CID  221103735 .
  62. ^ กุ้ยหนาน, เอ็ดเวิร์ด เอฟ.; Wasatonic, Richard J. (1 กุมภาพันธ์ 2020) "Atel # 13439 Betelgeuse อัพเดท - 1 กุมภาพันธ์ 2020; 23:20 UT" ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ2 กุมภาพันธ์ 2020 .
  63. ^ คาร์ลสัน, เอริก้า เค. (27 ธันวาคม 2019). "Betelguese ของการลดแสงแปลกประหลาดมีนักดาราศาสตร์เกาหัวของพวกเขา" ดาราศาสตร์ . สืบค้นเมื่อ28 ธันวาคม 2019 .
  64. ^ แอนดรูว์ กริฟฟิน (29 ธันวาคม 2019) "บีเทลจุสตาร์มีพฤติกรรมที่แปลกและอาจจะเกี่ยวกับการระเบิดลงในซูเปอร์โนวากล่าวว่านักดาราศาสตร์" อิสระ . สืบค้นเมื่อ30 ธันวาคม 2019 .
  65. ^ เอริค แม็ค (27 ธันวาคม 2019) "ดาวบีเทลจุสทำท่าเหมือนจะระเบิด ทั้งที่ออดซ์บอกว่าไม่ใช่" . CNET . สืบค้นเมื่อ30 ธันวาคม 2019 .
  66. ^ a b c d Drake, นาเดีย (26 ธันวาคม 2019). "ดาวยักษ์ทำตัวแปลก ๆ และนักดาราศาสตร์ก็หึ่ง" . สมาคม เนชั่นแนล จีโอกราฟฟิก . สืบค้นเมื่อ26 ธันวาคม 2019 . เบเทลจุสยักษ์แดงมีแสงน้อยที่สุดในรอบหลายปี ทำให้เกิดการคาดเดาว่าดาวจะระเบิด นี่คือสิ่งที่เรารู้
  67. ^ Kaplan, Sarah (27 ธันวาคม 2019v) "บีเทลจุส หนึ่งในดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า อยู่ขอบซุปเปอร์โนวาหรือเปล่า" . เดอะวอชิงตันโพสต์ . สืบค้นเมื่อ28 ธันวาคม 2019 .
  68. ^ a b c Iorio, Kelsie (27 ธันวาคม 2019) “บีเทลจุส ดาวยักษ์แดงในกลุ่มดาวนายพราน จะระเบิดเหรอ?” . ข่าวเอบีซี สืบค้นเมื่อ28 ธันวาคม 2019 .
  69. ^ สปาร์กส์, ฮันนาห์ (26 ธันวาคม 2019). "Massive ดาว 'Betelgeuse ในกลุ่มดาวนายพรานกลุ่มดาวเกิดจากการระเบิดซูเปอร์โนวา" นิวยอร์กโพสต์ . สืบค้นเมื่อ28 ธันวาคม 2019 .
  70. ^ บรูซ ดอร์มินีย์ (17 กุมภาพันธ์ 2020) "Betelgeuse หยุดสุดท้าย Dimming, นักดาราศาสตร์กล่าวว่า" ฟอร์บส์ . สืบค้นเมื่อ19 กุมภาพันธ์ 2020 .
  71. ^ กุ้ยแนน เอ็ดเวิร์ด; Wasatonic ริชาร์ด; คาลเดอร์วูด, โธมัส; คาโรนา, โดนัลด์ (22 กุมภาพันธ์ 2020). "ATel #13512 - การล่มสลายและเพิ่มขึ้นในความสว่างของ Betelgeuse" . ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ22 กุมภาพันธ์ 2020 .
  72. ^ Gehrz, RD; และคณะ (24 กุมภาพันธ์ 2563). "ATel #13518 - Betelgeuse ยังคงแน่วแน่ในอินฟราเรด" . ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ24 กุมภาพันธ์ 2020 .
  73. ^ "การหรี่แสงของ Betelgeuse ไม่น่าจะเย็นลง แค่เต็มไปด้วยฝุ่น แสดงให้เห็นการศึกษาใหม่" (ข่าวประชาสัมพันธ์) มหาวิทยาลัยวอชิงตัน . 6 มีนาคม 2563 . สืบค้นเมื่อ6 มีนาคม 2020 – ผ่านEurekAlert! .
  74. ^ Levesque, เอมิลี่ เอ็ม.; แมสซีย์, ฟิลิป (24 กุมภาพันธ์ 2020). "Betelgeuse เพียงไม่เย็นที่อุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพเพียงอย่างเดียวไม่สามารถอธิบายการลดแสงที่ผ่านมาของ Betelgeuse" จดหมายวารสารดาราศาสตร์ . 891 (2). L37. arXiv : 2002.10463 . Bibcode : 2020ApJ...891L..37L . ดอย : 10.3847/2041-8213/ab7935 . S2CID  211296241 .
  75. ^ ธรรมวารเณร, ทวีชา อี.; แมร์ส, สตีฟ; สซิคลูน่า, ปีเตอร์; เบลล์, เกรแฮม; แมคโดนัลด์, เอียน; เมนเทน, คาร์ล; ไวส์, แอ็กเซล; Zijlstra, อัลเบิร์ต (29 มิถุนายน 2020). "Betelgeuse จางลงใน submillimeter ด้วย: การวิเคราะห์การตรวจสอบ JCMT และ APEX ระหว่างค่าต่ำสุดของแสงล่าสุด" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 897 (1): L9. arXiv : 2006.09409 . Bibcode : 2020ApJ...897L...9D . ดอย : 10.3847/2041-8213/ab9ca6 . ISSN  2041-8213 . S2CID  219721417 .
  76. ^ Sigismondi, Costantino (31 มีนาคม 2020). "Atel # 13601 - อย่างรวดเร็วเพิ่มขึ้นของความสว่างของ Betelgeuse" ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ1 เมษายน 2563 .
  77. ^ อันเดรีย ดูปรี; เอ็ดเวิร์ด Guinan; วิลเลียม ที. ทอมป์สัน; และคณะ (สมาคม STEREO/SECCHI/HI) (28 กรกฎาคม 2020) "การวัดแสงของ Betelgeuse กับภารกิจ STEREO ขณะที่อยู่ในแสงจ้าของดวงอาทิตย์จากโลก" . นักดาราศาสตร์ของโทรเลข สืบค้นเมื่อ28 กรกฎาคม 2020 .
  78. ^ ซิกิสมอนดี้, คอสแทนติโน; และคณะ (30 สิงหาคม 2563). "Atel # 13982: ฝุ่นละอองเมฆที่สองใน Betelgeuse" ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ31 สิงหาคม 2020 .
  79. ^ Cutri, ร.; สกรัทสกี้. ม. (7 กันยายน 2552). "สว่างมากดาวใน 2MASS มา Point แคตตาล็อก (PSC)" การสำรวจท้องฟ้าสองไมครอนทั้งหมดใน IPAC สืบค้นเมื่อ28 ธันวาคม 2011 .
  80. ^ "CCDM (Catalog of Components of Double & Multiple stars (Dommanget+ 2002)" . VizieR . Center de Données astronomiques de Strasbourg . สืบค้นเมื่อ22 สิงหาคม 2010 .
  81. ^ เมสัน, ไบรอัน ดี.; ไวคอฟฟ์, แกรี่ แอล.; Hartkopf, วิลเลียมฉัน.; ดักลาส เจฟฟรีย์ จี.; วอร์ลีย์, ชาร์ลส์ อี. (2001). "2001 นายเรือสหรัฐหอดูดาว Double Star CD-ROM. I. วอชิงตัน Double Star แคตตาล็อก" วารสารดาราศาสตร์ . 122 (6): 3466. Bibcode : 2001AJ....122.3466M . ดอย : 10.1086/323920 .
  82. ^ กุ้ยแนน, เอ็ดเวิร์ด เอฟ ; Wasatonic, Richard J.; คาลเดอร์วูด, โธมัส เจ. (8 ธันวาคม 2019). "ATel #13341 - การเลือนลางของเบเทลจูสยักษ์แดงที่อยู่ใกล้เคียง" . ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ27 ธันวาคม 2019 .
  83. ^ Sbordone, ลูก้า; และคณะ (26 กุมภาพันธ์ 2563). "Atel # 13525 - ความละเอียดสูง, สูง S / N, ออปติคอล HARPS สเปกตรัมของประชาชน Betelgeuse ในระหว่างขั้นต่ำ" ของนักดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นเมื่อ26 กุมภาพันธ์ 2020 .
  84. ^ a b c d แวน ลูน, เจ. ธ. (2013). Kervella, P. (ed.). "บีเทลจุสกับยักษ์แดง" Betelgeuse Workshop 2012 . 60 : 307–316. arXiv : 1303.0321 . Bibcode : 2013EAS....60..307V . CiteSeerX  10.1.1.759.580 . ดอย : 10.1051/eas/1360036 . S2CID  118626509 .
  85. ^ Karovska, ม.; นอยส์, อาร์ดับบลิว; ร็อดเดียร์, เอฟ.; Nisenson, P.; Stachnik, RV (1985) "บนเพื่อนร่วมทางที่เป็นไปได้ของ α Ori" แถลงการณ์สมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน . 17 : 598. Bibcode : 1985BAAS...17..598K .
  86. ^ Karovska, ม.; Nisenson, P.; นอยส์, อาร์. (1986). "บนระบบสามอัลฟาโอไรโอนิส" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 308 : 675–85. Bibcode : 1986ApJ...308..260K . ดอย : 10.1086/164497 .
  87. ^ วิลสัน, RW; บอลด์วิน เจ; บุชเชอร์ DF; วอร์เนอร์, พี.เจ. (1992). "ภาพความละเอียดสูงของ Betelgeuse และ Mira" . เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 257 (3): 369–76. Bibcode : 1992MNRAS.257..369W . ดอย : 10.1093/mnras/257.3.369 .
  88. ^ a b c d e f g h i j k Haubois, X.; Perrin, G.; Lacour, S.; Verhoelst, T.; เมมอน, เอส.; และคณะ (2009). "การถ่ายภาพพื้นผิวจุดด่างของบีเทลจุสในแถบ H" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 508 (2): 923–32. arXiv : 0910.4167 . Bibcode : 2009A&A...508..923H . ดอย : 10.1051/0004-6361/200912927 . S2CID  118593802 .
  89. ^ a b c Montargès, ม.; Kervella, P.; Perrin, G.; Chiavassa, A.; Le Bouquin, J.-B.; Aurière, ม.; López Ariste, A.; Mathias, P.; ริดจ์เวย์ เซนต์; Lacour, S.; Haubois, X.; เบอร์เกอร์, เจ.-พี. (2016). "สภาพแวดล้อมที่ล้อมรอบดาวบีเทลจุสอย่างใกล้ชิด IV. VLTI/PIONIER การตรวจสอบอินเตอร์เฟอโรเมตริกของโฟโตสเฟียร์" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 588 : A130. arXiv : 1602.05108 . Bibcode : 2016A&A...588A.130M . ดอย : 10.1051/0004-6361/201527028 . S2CID  53404211 .
  90. ^ a b c d e f g h i ฮาร์เปอร์, เกรแฮมเอ็ม.; บราวน์อเล็กซานเดอร์; Guinan, Edward F. (เมษายน 2551). "ใหม่ VLA-Hipparcos ระยะ Betelgeuse และผลกระทบของมัน" วารสารดาราศาสตร์ . 135 (4): 1430–40. Bibcode : 2008AJ....135.1430H . ดอย : 10.1088/0004-6256/135/4/1430 .
  91. ^ ฟาน อัลเทน่า WF; ลี เจที; Hoffleit, D. (ตุลาคม 2538). "เยล ตรีโกณมิติ Parallaxes เบื้องต้น". หอดูดาวมหาวิทยาลัยเยล (1991) . 1174 : 0. Bibcode : 1995yCat.1174....0V .
  92. ^ "Hipparcos Input Catalog เวอร์ชัน 2 (Turon+ 1993)" . วิเชียร . ศูนย์เดDonnées astronomiques de Strasbourg 2536 . สืบค้นเมื่อ20 มิถุนายน 2010 .
  93. ^ เพอร์รีแมน, MAC; Lindegren, L.; โควาเลฟสกี้ เจ.; Hoeg, อี.; บาสเตียน ยู.; เบอร์นัคคา PL; และคณะ (1997). "แคตตาล็อกของ Hipparcos" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 323 : L49–L52. Bibcode : 1997A&A...323L..49P .
  94. ^ อายเออร์, แอล.; Grenon, M. (2000). "ปัญหาที่พบในการวิเคราะห์ดาวแปรผัน Hipparcos" เดลต้า Scuti และดาวที่เกี่ยวข้อง - คู่มืออ้างอิงและการดำเนินการของ 6 เวียนนาการประชุมเชิงปฏิบัติการในฟิสิกส์ดาราศาสตร์ การประชุมเชิงปฏิบัติการเวียนนาครั้งที่ 6 ในวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ชุดการประชุม ASP 210 . เวียนนา, ออสเตรีย: สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . หน้า 482. arXiv : astro-ph/0002235 . Bibcode : 2000ASPC..210..482E . ISBN 978-1-58381-041-5.
  95. ^ "ผลงานทางวิทยาศาสตร์" . องค์การอวกาศยุโรป . 19 กุมภาพันธ์ 2556 . สืบค้นเมื่อ1 มีนาคม 2556 .
  96. ^ ต. พรัสตี; GAIA Collaboration (2016), "The Gaia mission" (PDF) , Astronomy and Astrophysics (forthcoming article), 595 : A1, arXiv : 1609.04153 , Bibcode : 2016A&A...595A...1G , doi : 10.1051/0004-6361 /201629272 , S2CID  9271090 , ดึงข้อมูลเมื่อ21 กันยายน 2016
  97. ^ "ยินดีต้อนรับสู่ Gaia Archive" . องค์การอวกาศยุโรป . สืบค้นเมื่อ3 กันยายน 2020 .
  98. ^ a b c d จูบ LL; ซาโบ, Gy. ม.; เครื่องนอน TR (2006). "ความแปรปรวนของดาวยักษ์แดง: การเต้นเป็นจังหวะ ระยะเวลาทุติยภูมิที่ยาวนาน และเสียงการพาความร้อน" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1721K . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID  5203133 .
  99. ^ กัว เจเอช; Li, Y. (2002). "วิวัฒนาการและการเต้นของซูเปอร์ไจแอนต์สีแดงที่โลหะที่แตกต่างกัน" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 565 (1): 559–570. Bibcode : 2002ApJ...565..559G . ดอย : 10.1086/324295 .
  100. ^ โกลด์เบิร์ก, แอล. (1984). "ความแปรปรวนของอัลฟ่าโอไรโอนิส" . สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 96 : 366. Bibcode : 1984PASP...96..366G . ดอย : 10.1086/131347 .
  101. ^ ไม้, ประชาสัมพันธ์; โอลิเวียร์ อีเอ; คาวาเลอร์, SD (2004). "เป็นเวลานานมัธยมศึกษาในเร้าใจ Asymptotic ยักษ์ดาวสาขา: การสืบสวนแหล่งกำเนิดของพวกเขา" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 604 (2): 800. Bibcode : 2004ApJ...604..800W . ดอย : 10.1086/382123 .
  102. ^ Balega, Iu.; Blazit, A.; บอนโน, D.; Koechlin, L.; Labeyrie, A.; Foy, R.. (พฤศจิกายน 2525). "เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของบีเทลจุส". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 115 (2): 253–56. Bibcode : 1982A&A...115..253B .
  103. ^ a b c Perrin, G.; ริดจ์เวย์ เซนต์; Coudé du Foresto, V.; เมนเนสสัน, บี.; เทราบ, วอชิงตัน; ลาคาส เอ็มจี (2004). "การสังเกตแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกของซุปเปอร์ไจแอนต์สตาร์ α Orionis และ α Herculis ด้วย FLUOR ที่ IOTA" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 418 (2): 675–685. arXiv : astro-ph/0402099 . Bibcode : 2004A&A...418.675P . ดอย : 10.1051/0004-6361:20040052 . S2CID  119065851 . สมมติระยะทาง197 ± 45 ชิ้น , ระยะเชิงมุมของ43.33 ± 0.04 masจะเท่ากับรัศมีของ4.3 AUหรือ 920  R
  104. ^ ยัง, จอห์น (24 พฤศจิกายน 2549). "การถ่ายภาพพื้นผิวของ Betelgeuse กับโคสต์และ WHT ว่า" มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 14 มิถุนายน 2550 . สืบค้นเมื่อ21 มิถุนายน 2550 . รูปภาพของฮอตสปอตบนพื้นผิวของบีเทลจุสที่ความยาวคลื่นที่มองเห็นได้และอินฟราเรดโดยใช้อินเทอร์เฟอโรมิเตอร์บนพื้นดินที่มีความละเอียดสูง
  105. ^ ไดค์, HM; แวนเบลล์ GT; ทอมป์สัน, อาร์อาร์ (1998). "รัศมีและอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพสำหรับ K และ M Giants และ Supergiants II" วารสารดาราศาสตร์ . 116 (2) : 981. Bibcode : 1998AJ....116..981D . CiteSeerX  10.1.1.24.1889 . ดอย : 10.1086/300453 .
  106. ^ เพอร์ริน, กาย; มัลเบท, ฟาเบียน (2003). "การสังเกตด้วย VLTI" . EAS สิ่งพิมพ์ซีรีส์ 6 : 3. Bibcode : 2003EAS.....6D...3P . ดอย : 10.1051/eas/20030601 .
  107. ^ เนมิรอฟ, อาร์.; บอนเนลล์ เจ. สหพันธ์. (21 เมษายน 2555). "3AT" . ภาพดาราศาสตร์ประจำวัน นาซ่า. สืบค้นเมื่อ17 สิงหาคม 2555 . ภาพถ่ายแสดงสามในสี่เปลือกซึ่งมีกล้องโทรทรรศน์เสริม (ATs) 1.8 เมตรที่หอดูดาว Paranal ในภูมิภาคทะเลทรายอาตากามาของชิลี
  108. ^ Worden, S. (1978). "Speckle Interferometry". นักวิทยาศาสตร์ใหม่ . 78 : 238–40. Bibcode : 1978NewSc..78..238W .
  109. ^ Roddier, F. (1999). ภาคพื้นดินอินเตอร์เฟอมีการปรับเปลี่ยนเลนส์ การทำงานที่ขอบ: Optical และ IR Interferometry จากกราวด์และอวกาศ การดำเนินการจากการประชุม ASP 194 . หน้า 318. Bibcode : 1999ASPC..194..318R . ISBN 978-1-58381-020-0.
  110. ^ "สุดยอดนวัตกรรม 5ประการจากกล้องเทียมของฮับเบิล" NASA Jet Propulsion Laboratory สถาบันเทคโนโลยีแห่งแคลิฟอร์เนีย 4 พฤษภาคม 2552 . สืบค้นเมื่อ28 สิงหาคม 2550 .
  111. ^ เมลนิค เจ.; เปตรอฟอาร์.; Malbet, F. (23 กุมภาพันธ์ 2550). "The Sky ผ่านสามตายักษ์อำพันตราสารบน VLT มอบความมั่งคั่งของผลการค้นหาเป็น" หอดูดาวยุโรปใต้ สืบค้นเมื่อ29 สิงหาคม 2550 .
  112. ^ Wittkowski, M. (23 กุมภาพันธ์ 2550). "MIDI และอำพันจากจุดที่ผู้ใช้ในมุมมองของ" (PDF) ความคิดเห็นเกี่ยวกับดาราศาสตร์ใหม่ 51 (8–9): 639–649. Bibcode : 2007NewAR..51.639W . ดอย : 10.1016/j.newar.2007.04.005 . เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 28 กรกฎาคม 2554 . สืบค้นเมื่อ29 สิงหาคม 2550 .
  113. ^ "ยักษ์แดงดาวบีเทลจุในกลุ่มดาวนายพรานจะหดตัวลึกลับ" นิตยสารดาราศาสตร์ . 2552 . สืบค้นเมื่อ14 กันยายน 2555 .
  114. ^ เนมิรอฟ, อาร์.; บอนเนลล์ เจ. สหพันธ์. (6 มกราคม 2553). "ผิวด่างของบีเทลจุส" . ภาพดาราศาสตร์ประจำวัน นาซ่า. สืบค้นเมื่อ18 กรกฎาคม 2010 .
  115. ^ Hernandez Utrera, O.; เชลลี, เอ (2009). "วัดเส้นผ่าศูนย์กลางที่ถูกต้องของ Betelgeuse ใช้ VLTI / อำพันตราสาร" (PDF) Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, เซเรีย เดอ คอนเฟเรนเซียส . 37 : 179–80. Bibcode : 2009RMxAC..37..179H .
  116. ^ โอนากะ, ก.; Weigelt, G.; Millour, F.; ฮอฟมันน์, K.-H.; ดรีบี, ต.; Schertl, D.; เชลลี, A.; Massi, F.; เปตรอฟ, อาร์.; Stee, Ph. (2011). "การถ่ายภาพบรรยากาศแบบไดนามิกของ Betelgeuse ยักษ์ใหญ่สีแดงในแนวโอเวอร์โทนของ CO ด้วย VLTI/AMBER" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 529 : A163. arXiv : 1104.0958 . Bibcode : 2011A&A...529A.163O . ดอย : 10.1051/0004-6361/201016279 . S2CID  56281923 . เราได้รับขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางดิสก์สม่ำเสมอของ42.05 ± 0.05 masและเส้นผ่านศูนย์กลางดิสก์ที่มืดลงแบบกฎกำลังไฟฟ้าของ42.49 ± 0.06 masและพารามิเตอร์การทำให้แขนขามืดลงของ(9.7 ± 0.5) × 10 −2
  117. ^ a b c Kervella, P.; Perrin, G.; Chiavassa, A.; ริดจ์เวย์ เซนต์; คามิ เจ.; Haubois, X.; Verhoelst, T. (2011). "สภาพแวดล้อมใกล้ดาวบีเทลจุส" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 531 : A117. arXiv : 1106.5041 . ดอย : 10.1051/0004-6361/201116962 . S2CID  119190969 .
  118. ^ Montargès, ม.; Kervella, P.; Perrin, G.; โอนากะ, ก.; Chiavassa, A.; ริดจ์เวย์ เซนต์; Lacour, S. (2014). "คุณสมบัติของ CO และ H2O MOLsphere ของ Betelgeuse ยักษ์แดงจากการสังเกตการณ์ VLTI/AMBER" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 572 : id.A17. arXiv : 1408.2994 . Bibcode : 2014A&A...572A..17M . ดอย : 10.1051/0004-6361/201423538 . S2CID  118419296 .
  119. ^ โคเวน, รอน (10 มิถุนายน 2552). "Betelgeuse ลดขนาด: แดง Supergiant ได้หายไปร้อยละ 15 ของขนาดของมัน" การหดตัวนั้นสอดคล้องกับการหดตัวของดาวฤกษ์ด้วยระยะทางที่เท่ากันระหว่างดาวศุกร์กับดวงอาทิตย์ นักวิจัยรายงานเมื่อวันที่ 9 มิถุนายนที่การประชุมสมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน และในจดหมายวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 1 มิถุนายน
  120. ^ เครื่องนอน TR; ซิลสตรา, AA; ฟอน เดอร์ ลู่เหอ, O.; โรเบิร์ตสัน เจจี; และคณะ (1997). "เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของ R Doradus: ดาวคล้าย Mira ที่อยู่ใกล้เคียง" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 286 (4): 957–62. arXiv : astro-ph/9701021 . Bibcode : 1997MNRAS.286..957B . ดอย : 10.1093/mnras/286.4.957 . S2CID  15438522 .
  121. ^ กองทหารรักษาการณ์ RF (1993). "จุดยึดสำหรับระบบ MK ของการจำแนกสเปกตรัม" . แถลงการณ์สมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน . 25 : 1319. Bibcode : 1993AAS...183.1710G . สืบค้นเมื่อ4 กุมภาพันธ์ 2555 .
  122. ^ เลอแบร์ต ต.; แมตทิวส์ แอลดี; เจอราร์ด, อี.; Libert, Y. (2012). "การค้นพบเปลือกก๊าซ HI ที่แยกออกจากกันรอบๆ α Orionis" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 422 (4): 3433. arXiv : 1203.0255 . รหัส : 2012MNRAS.422.3433L . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2012.20853.x . S2CID  54005037 .
  123. ^ "แคตตาล็อก Bright Star 5 แก้ไข Ed. (Hoffleit + 1991)" วิเชียร . ศูนย์เดDonnées astronomiques de Strasbourg สืบค้นเมื่อ7 กันยายน 2555 .
  124. ^ ดอร์ช, SBF (2004). "กิจกรรมแม่เหล็กในปลายประเภทยักษ์ดาว: ตัวเลข MHD จำลองของไม่ใช่เชิงเส้นไดนาโมการดำเนินการใน Betelgeuse" (PDF) ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 423 (3): 1101–07. arXiv : astro-ph/0403321 . Bibcode : 2004A&A...423.1101D . ดอย : 10.1051/0004-6361:20040435 . S2CID  16240922 .
  125. ^ Aurière, เอ็ม; Donati, J.-F.; คอนสแตนติโนว่า-อันโตวา, R.; Perrin, G.; เปอตี, พี.; Roudier, T. (2010). "สนามแม่เหล็กของเบเทลจุส: ไดนาโมในพื้นที่จากเซลล์พาความร้อนขนาดยักษ์" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 516 : L2. arXiv : 1005.4845 . Bibcode : 2010A&A...516L...2A . ดอย : 10.1051/0004-6361/201014925 . S2CID  54943572 .
  126. ^ เนลสัน ทรัพยากรบุคคล; เลสเตอร์ เจบี; Haubois, X. (ธันวาคม 2011). การชั่งน้ำหนัก Betelgeuse: การวัดมวลของ Orionis αจากดาวฤกษ์กิ่งมืด การประชุม Pacific Rim ครั้งที่ 9 เรื่อง Stellar Astrophysics การดำเนินการของการประชุมที่จัดขึ้นที่ลี่เจียง ประเทศจีน เมื่อวันที่ 14-20 เมษายน 2554 ASP Conference Series สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 451 . หน้า 117. arXiv : 1109.4562 . Bibcode : 2011ASPC..451..117N .
  127. ^ Posson-Brown, เจนนิเฟอร์; Kashyap, Vinay L.; พีซ เดรอน โอ.; เดรก, เจเรมี เจ. (2006). Dark Supergiant: ขีด จำกัด ของ Chandra ในรังสีเอกซ์จาก Betelgeuse arXiv : astro-ph/0606387 .
  128. ^ เมเดอร์, อังเดร; เมย์เน็ต, จอร์จส์ (2003). "บทบาทของการหมุนและการสูญเสียมวลในการวิวัฒนาการของดาวมวลมาก". การดำเนินการของ IAU Symposium 212 : 267. Bibcode : 2003IAUS..212..267M .
  129. ^ เรย์โนลด์ส อาร์เจ; อ็อกเดน PM (1979) "หลักฐานเชิงแสงสำหรับเปลือกที่ขยายตัวขนาดใหญ่มากซึ่งเกี่ยวข้องกับการเชื่อมโยง I Orion OB, วงของ Barnard และเส้นใย H-alpha ละติจูดสูงของกาแลคซีใน Eridanus" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 229 : 942. Bibcode : 1979ApJ...229..942R . ดอย : 10.1086/157028 .
  130. ^ Decin, L.; ค็อกซ์ NLJ; โรเยอร์, ​​พี.; แวน มาร์ล เอเจ; Vandenbussche, B.; Ladjal, D.; เคิร์ชบาม, เอฟ.; Ottensamer, R.; บาร์โลว์ เอ็มเจ; บลูมแมร์ต, JADL; โกเมซ เอชแอล; Groenewegen, แมต; ลิม, ต.; สวินยาร์ด, บีเอ็ม; Waelkens, C.; ทีเลนส์, AGGM (2012). "ลักษณะลึกลับของซองจดหมายรอบดาวและการกระแทกของโบว์ที่อยู่รอบๆ เบเทลจุสตามที่เฮอร์เชลเปิดเผย I. หลักฐานของการกระจุกตัว โค้งหลายส่วน และโครงสร้างคล้ายแท่งเส้นตรง" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 548 : A113. arXiv :