Quan sát dữ liệu

Kỷ nguyên J2000.0 J2000.0 Equinox

Chòm sao Orion

Cách phát âm / bi ː təldʒu ː z / hoặc

/ Bɛtəldʒu ː z / [1]

Xích 05h 55phút 10.3053s [2]

Xích 07 · 24 '25,426 "[2]

Cấp sao biểu kiến (V) 0,42 [2] (0,3-1,2)

Đặc điểm

Loại quang phổ M2Iab [2]

U-B màu chỉ số 2,06 [3]

B-V màu chỉ số 1,85 [3]

Biến loại SR c (bán thường xuyên) [2]

Đo sao

Vận tốc xuyên tâm (Rv) 21,91 [2] km / s

Chuyển động thật (μ) RA: 24,95 ± 0,08 [4] mas / năm

Tháng Mười Hai: 9,56 ± 0,15 [4] mas / năm

Sai (π) 5,07 ± 1,10 [4] mas

Từ xa 643 ± 146 [4] ly

(197 ± 45 [4] pc)

Độ tuyệt đối (MV) -6,05 [5]

Thông tin chi tiết

Thánh Lễ ~ 18-19 [6] M ☉

Bán kính ~ 1180 [7] R ☉

Lực hấp dẫn bề mặt (log g) -0,5 [8]

Độ sáng ~ 140.000 [9] ☉ L

Nhiệt độ 3.500 [8] [10] K

Tính kim loại 0,05 Fe / H [11]

Luân chuyển 5 km / s [10]

Age ~ 1,0 × 107 [6] năm

Gọi khác

Betelgeuse, α Ori, 58 Ori, HR 2061, BD 7 ° 1055, HD 39801, FK5 224, HIP 27989, SAO 113271, GC 7451, CCDM J05552 0724 AP, AAVSO 0549 07

Cơ sở dữ liệu tham khảo

Simbad dữ liệu

Tọa độ: 05h 55phút 10.3053s, 07 · 24 '25,426 "

Betelgeuse, cũng được biết đến với tên gọi Alpha của Bayer Orionis (α Orionis, α Ori), là ngôi sao thứ chín sáng nhất trong bầu trời đêm và các ngôi sao sáng thứ hai trong chòm sao Orion, Rigel outshining nước láng giềng (Beta Orionis) hiếm khi. -Màu đỏ rõ rệt, đó là một ngôi sao biến semiregular mà rõ ràng cường độ khác nhau giữa 0.2 và 1.2, phạm vi rộng nhất của bất kỳ ngôi sao độ lớn đầu tiên. Ngôi sao này đánh dấu đỉnh trên bên phải của Tam giác mùa đông và trung tâm của Lục giác mùa đông.

Phân loại như là một sao siêu khổng lồ đỏ, Betelgeuse là một trong những ngôi sao lớn nhất và sáng nhất được biết đến. Nếu nó là trung tâm của hệ Mặt Trời, bề mặt của nó sẽ mở rộng vành đai tiểu hành tinh trong quá khứ có thể vào quỹ đạo của sao Mộc và xa hơn nữa, hoàn toàn nhấn chìm sao Thủy, sao Kim, trái đất và sao Hỏa. Tuy nhiên, với ước tính khoảng cách trong thế kỷ qua đã dao động trong khoảng từ 180 đến 1.300 năm ánh sáng từ trái đất, tính toán đường kính của nó, độ sáng và khối lượng đã chứng minh khó khăn. Betelgeuse hiện đang nghĩ đến nằm xung quanh 640 năm ánh sáng, năng suất một cường độ có nghĩa là tuyệt đối trong khoảng -6,05.

Năm 1920, Alpha Ori là ngôi sao đầu tiên (sau khi Mặt Trời) có đường kính góc của nó đo. Kể từ đó, các nhà nghiên cứu đã sử dụng một số kính viễn vọng khổng lồ này để đo sao, mỗi lần với các thông số kỹ thuật khác nhau, thường đạt được kết quả trái ngược nhau. Hiện nay ước tính phạm vi đường kính của ngôi sao từ khoảng 0,043-0,056 giây cung, một mục tiêu di động tốt nhất là Betelgeuse xuất hiện để thay đổi hình dạng kỳ. Bởi vì chi tối, biến đổi, và đường kính góc mà thay đổi theo bước sóng, ngôi sao vẫn còn là một bí ẩn khó hiểu. Để làm phức tạp thêm vấn đề, Betelgeuse có một phong bì, phức tạp không đối xứng gây ra bởi mất mát khối lượng khổng lồ liên quan đến đám khói lớn của khí bị trục xuất ra khỏi bề mặt của nó. Có cả bằng chứng của đồng sao quỹ đạo trong phong bì này khí, có thể góp phần vào hành vi lập dị của ngôi sao.

Các nhà thiên văn tin rằng Betelgeuse chỉ 10 triệu năm tuổi, nhưng đã phát triển nhanh chóng bởi vì khối lượng cao. Nó được cho là một ngôi sao chạy trốn khỏi OB1 Orion Hiệp hội, mà còn bao gồm các loại cuối O và B sao trong vành đai của Orion-Alnitak, Alnilam và Mintaka. Hiện nay trong một giai đoạn cuối của sự tiến hóa của sao, Betelgeuse dự kiến sẽ nổ tung như một siêu tân tinh loại II, có thể trong vòng vài triệu năm tiếp theo.

Nội dung [ẩn]

1 quan sát lịch sử

1,1 Herschel phát hiện

Độ mở ống kính che 1,2

1,3 gần đây các nghiên cứu

2 Visibility

2,1 Enigmatic sai

2,2 nhịp điệu múa

2,3 góc dị thường

3 tiết

3,1 Cryptic đường

3,2 Ethereal một giống tiêu

3,3 Circumstellar động

Đến gần 3,4 siêu tân tinh

4 Sao hệ thống

5 dân tộc học ảnh hưởng

5,1 Spelling

5,2 Pronunciation

5,3 Từ nguyên

5,4 Legacy

6 Betelguese trong quân sự

7 Xem thêm

8 Ghi chú

9 Tham khảo

10 Liên kết ngoài

[Sửa] Lịch sử quan sát

Betelgeuse và màu đỏ của nó đã được ghi nhận từ thời cổ đại, các nhà thiên văn học cổ điển Ptolemy mô tả màu sắc của nó là "ὑπόκιρρος", một thuật ngữ mà sau này được mô tả bởi một dịch giả của Ulugh Beg của Zij-i Sultani như rubedinis, tiếng Latin cho "thuyền chạy bằng bánh lái" [12. ] [13] Với lịch sử thiên văn học có liên quan mật thiết với thần thoại và chiêm tinh học trước khi cuộc cách mạng khoa học, ngôi sao màu đỏ, giống như sao Hỏa hành tinh có nguồn gốc tên từ một vị thần chiến tranh La Mã, đã được gắn liền với các nguyên mẫu của võ cho cuộc chinh phục thiên niên kỷ, và bằng cách mở rộng các motif của cái chết và tái sinh. [12] Trước khi hệ thống hiện đại của phân loại sao, Angelo Secchi đã tạo ra hệ thống riêng của mình phân tích quang phổ với Betelgeuse là một nguyên mẫu cho Class III của mình (màu cam với màu đỏ) sao.

[Sửa] Phát hiện Herschel

Chân dung Sir John Herschel của Julia Margaret Cameron một vài năm trước khi biến death.The của mình trong độ sáng của Betelgeuse lần đầu tiên được mô tả năm 1836 bởi Sir John Herschel, khi ông cho xuất bản những quan sát của ông ở vạch ra của Thiên văn học, ông ghi nhận sự gia tăng hoạt động từ 1836 - năm 1840, theo sau là một giảm tiếp theo. Năm 1849, ông lưu ý một chu kỳ ngắn hơn của biến đổi mà đỉnh điểm năm 1852. Sau đó quan sát ghi cực đại cao bất thường với khoảng cách vài năm, nhưng chỉ có các biến thể nhỏ 1957-1967. Các hồ sơ của Hiệp hội Mỹ biến quan sát Star (AAVSO) cho thấy một mức độ tối đa rõ ràng (độ sáng) là 0,2 trong những năm 1933 và 1942, với một mờ tối thiểu so với biên độ 1,2 trong cả hai năm 1927 và 1941. [14] [15] Điều này biến đổi trong độ sáng có thể giải thích tại sao Johann Bayer, với việc xuất bản Uranometria của ông năm 1603, được các alpha sao như nó có thể đã bị cạnh tranh các Rigel thường sáng hơn (beta). [16]

Năm 1920, Albert Michelson và Francis Pease gắn một mét 6 (20 ft) giao thoa trên mặt trước của 2,5 mét (100 inch) kính viễn vọng tại Đài quan sát núi Wilson. Sự giúp đỡ của John Anderson, bộ ba đã đo đường kính góc của α Orionis tại 0,047 ", một nhân vật dẫn đường kính 3,84 × 108 km (240 triệu dặm hay AU 2,58) dựa trên giá trị thị sai sau đó-hiện tại của 0,018". [17] Tuy nhiên có sự không chắc chắn đã được biết đến nhờ vào tối chân tay và đo lường các lỗi chủ đề-một trung tâm, nơi sẽ là trọng tâm của cuộc điều tra khoa học gần một thế kỷ. Bắt đầu từ góc đo này đầu tiên ở bước sóng nhìn thấy, các nhà nghiên cứu đã tiến hành điều tra nhiều từ khác nhau, từ tử ngoại đến giữa hồng ngoại với kết quả controvertible.

Các năm 1950 và những năm 60 đã thấy sự phát triển quan trọng khoa học, hai Stratoscope dự án và xuất bản năm 1958 của cấu trúc và sự tiến hoá của các ngôi sao, chủ yếu là công việc của Martin Schwarzschild và đồng nghiệp thân thiết của anh tại Đại học Princeton, Richard hại. [18] [19] cuốn sách dạy một thế hệ của vật lý thiên văn như thế nào để sử dụng công nghệ máy tính mới sinh để tạo ra các mô hình sao trong khi các dự án Stratoscope, bằng cách khí cầu instrumented trên turbulance của trái đất, sản xuất một số các hình ảnh tốt nhất của các hạt năng lượng mặt trời và vết đen bao giờ nhìn thấy, do đó xác nhận sự tồn tại của sự đối lưu trong khí quyển mặt trời. [18] Cả hai phát triển sẽ chứng minh có tác động đáng kể đến sự hiểu biết của chúng ta về cấu trúc của supergiants màu đỏ giống như Betelgeuse.

[Sửa] Độ mở ống kính che

Betelgeuse chụp trong ánh sáng tử ngoại của kính viễn vọng Hubble và sau đó được tăng cường bởi NASA. [20] Những năm 1970 chứng kiến nhiều tiến bộ đáng chú ý trong giao thoa từ các ngành khoa học Phòng thí nghiệm Berkeley không gian làm việc trong các Labeyrie hồng ngoại và Antoine trong thể nhìn thấy, khi các nhà nghiên cứu đã bắt đầu để kết hợp các hình ảnh từ nhiều kính thiên văn và sau đó phát minh ra "tua-theo dõi" công nghệ. Nhưng phải đến cuối thập niên 1980 và đầu những năm 1990, khi Betelgeuse trở thành một mục tiêu thường xuyên cho khẩu độ che giao thoa rằng những đột phá quan trọng xảy ra trong hình ảnh nhìn thấy được ánh sáng và hồng ngoại. Đi tiên phong bởi John E. Baldwin và các đồng nghiệp khác của Tập đoàn Vật lý thiên văn Cavendish, kỹ thuật mới đóng góp một số các phép đo chính xác nhất về Betelgeuse đến nay, trong khi tiết lộ một số điểm sáng trên quyển sáng của ngôi sao. [21] [22] [23] Đây là những quang và hồng ngoại hình ảnh đầu tiên của một đĩa sao khác với Mặt Trời, lần đầu tiên từ giao thoa trên mặt đất và sau đó từ độ phân giải cao quan sát của kính viễn vọng COAST, với "bản vá lỗi sáng" hay "điểm nóng" tiềm năng corroborating một lý thuyết đưa ra bởi nhiều thập kỷ trước đó của các tế bào Schwarzschild đối lưu lớn thống trị bề mặt sao. [24] [25]

Năm 1995, Kính viễn vọng Hubble của Faint Object Camera chụp một hình ảnh độ phân giải cực tím có thể so sánh, hình ảnh thông thường, kính thiên văn đầu tiên (hoặc "trực tiếp hình ảnh" trong thuật ngữ NASA) của đĩa của ngôi sao khác. hình ảnh đã được chụp tại bước sóng cực tím từ mặt đất dựa trên công cụ không thể tạo ra hình ảnh trong các tia cực tím với độ chính xác tương tự như Hubble. Giống như hình ảnh trước đó, hình ảnh này cực tím cũng có một bản vá sáng, chỉ ra một khu vực nóng của khoảng 2.000 K, trong trường hợp này ở phần phía tây nam của bề mặt của ngôi sao [26] sau đó utraviolet phổ chụp với các cao Goddard Độ phân giải quang phổ được đề xuất. Rằng điểm nóng là một trong hai cực của Betelgeuse quay. Điều này sẽ cung cấp cho các trục quay một góc nghiêng của khoảng 20 ° đến sự chỉ đạo của Trái Đất, và góc một vị trí từ thiên Bắc trong khoảng 55 °. [27]

[Sửa] Các nghiên cứu gần đây

AAVSO V-band ánh sáng đường cong của Betelgeuse (Alpha Orionis) từ Tháng Mười Hai 1988 - tháng tám thập kỷ 2002The đầu tiên của thế kỷ 21 đã chứng kiến những tiến bộ quan trọng trên nhiều mặt trận, các trung tâm nhất trong số đó đã được các hình ảnh của quyển của ngôi sao ở các bước sóng khác nhau và việc nghiên cứu phức tạp của vỏ α Ori circumstellar. Vào buổi bình minh của thiên niên kỷ, Betelgeuse được đo vào giữa hồng ngoại sử dụng không gian hồng ngoại giao thoa (ISI) sản xuất một chi tối ước tính 55,2 ± 0,5 milliarcseconds (mas)-một con số hoàn toàn phù hợp với những phát hiện Michelson tám mươi năm trước đó. [17 ] [28] Vào thời điểm công bố của mình, các sai ước tính từ các nhiệm vụ Hipparcos là 7,63 ± 1,64 mas, năng suất ước tính cho một bán kính Betelgeuse là 3.6 AU. Tuy nhiên, nhiều nghiên cứu giao thoa trong cận hồng ngoại đã xuất hiện từ từ Đài quan sát Paranal tại Chile đường kính nhiều tranh cãi cho chặt hơn. Tuy nhiên, vào ngày 09 tháng sáu năm 2009, giải Nobel Charles Townes thông báo rằng ngôi sao đã giảm xuống còn 15% kể từ năm 1993 với tốc độ ngày càng tăng. Ông trình bày bằng chứng cho thấy ISI của UC Berkeley trên đỉnh Mt. Wilson Observatory đã quan sát 15 năm liên tục co sao. Mặc dù các phòng giảm rõ ràng của kích thước Betelgeuse của, Townes và đồng nghiệp của ông, Edward Wishnow, chỉ ra rằng độ chói biểu kiến của ngôi sao, hoặc độ lớn, được theo dõi thường xuyên bởi các thành viên của Hiệp hội Mỹ của biến quan sát Star (AAVSO), đã cho thấy không có mờ đi đáng kể trong cùng một khoảng thời gian [29] [30] Phát hiện này của một bán kính giảm dần cùng với một thông lượng tương đối ổn định đặt ra câu hỏi một số lý thuyết cơ bản của cấu trúc sao..

Bao trùm toàn bộ cuộc thảo luận này đã được yêu cầu nhiều vào sự năng động sâu sắc của bầu khí quyển mở rộng của Betelgeuse. Trong nhiều thập kỷ các nhà thiên văn đã hiểu rằng gã khổng lồ màu đỏ chiếm ưu thế đại chúng trở về Galaxy tạo vỏ mờ bên ngoài, nhưng thực tế cơ thiệt hại như vậy khối lượng sao vẫn là một bí ẩn [31] Với những tiến bộ gần đây trong các phương pháp giao thoa, các nhà thiên văn có thể được gần gũi. Để giải quyết này vấn đề hóc búa. Vào tháng Bảy năm 2009, hình ảnh được phát hành bởi Đài quan sát Nam châu Âu, được chụp bởi kính viễn vọng trên mặt đất giao thoa (VLTI), cho thấy đám khói lớn rất lớn các khí được đẩy ra vào khí quyển xung quanh với khoảng cách xấp xỉ 30 AU. [10] [32] tương với khoảng cách giữa Mặt trời và Sao Hải Vương, điều này là phóng đại chúng, nhưng một trong nhiều động lực xảy ra trong bầu không khí xung quanh. Các nhà thiên văn đã xác định được ít nhất 6 vỏ khác nhau xung quanh Betelgeuse. Như thế kỷ này mở ra, giải quyết những bí ẩn của tổn thất khối lượng trong giai đoạn cuối của sự tiến hóa của một ngôi sao có thể tiết lộ những yếu tố đó kết tủa những cái chết nổ của các sao khổng lồ. [29]

[Sửa] Tầm nhìn

Các vị trí của Betelgeuse gần nổi tiếng "Vành đai của Orion". Betelgeuse là dễ dàng để phát hiện trên bầu trời đêm, như xuất hiện trong gần vành đai nổi tiếng của Orion và có màu đỏ cam đặc biệt được bằng mắt thường. Ở Bắc bán cầu, bắt đầu vào tháng Giêng mỗi năm, nó có thể được nhìn thấy gia tăng ở phía đông ngay sau khi mặt trời lặn. Đến giữa tháng, ngôi sao này là do phía nam trên bầu trời buổi tối và hiển thị cho khu vực hầu như mọi người ở trên thế giới, với chỉ một vài trạm nghiên cứu không rõ ràng ở Nam Cực ở phía nam vĩ độ 82 ° không thể nhìn thấy nó. Tại các thành phố lớn ở Nam bán cầu (ví dụ, Sydney, Buenos Aires, và Cape Town) sao tăng gần 49 ° phía trên đường chân trời. Khi đến tháng (hoặc tháng ở Nam bán cầu), người khổng lồ màu đỏ có thể thoáng nhìn thấy, nhưng một thời gian ngắn trên chân trời phía tây ngay sau khi mặt trời đặt.

Mức độ rõ ràng của α Ori được liệt kê trong Simbad tại 0,42, làm cho nó trên trung bình ngôi sao sáng thứ chín trong các thiên thể hình cầu ngay trước Achernar. Vì Betelgeuse là một ngôi sao có độ sáng thay đổi phạm vi giữa 0.2 và 1.2, có thời kỳ khi nào nó sẽ vượt qua Procyon để trở thành ngôi sao sáng thứ tám. Như Rigel, với một mức độ rõ ràng danh nghĩa 0,12, đã được báo cáo có biến động nhẹ trong sáng, bởi 0,03-0,3 độ lớn, [33] nó cũng có thể cho Betelgeuse để thỉnh thoảng đánh bóng khả năng Rigel và trở thành ngôi sao sáng thứ bảy. Tại mờ nhạt của nó, nó sẽ tụt lại phía sau Deneb là ngôi sao sáng thứ 19 và cạnh tranh với Mimosa cho vị trí thứ 20.

Hình ảnh từ của ESO Very Large Telescope hiển thị không chỉ là đĩa sao, nhưng cũng có không khí một mở rộng với một chùm trước đây chưa biết xung quanh khí [34] Betelgeuse đã. Một chỉ số màu sắc (B-V) của 1,85 con số-một mà chỉ vào nâng cao "đỏ" của đối tượng này thiên. quyển này có một bầu không khí mở rộng, hiển thị dòng mạnh mẽ của khí thải hơn là hấp thụ, một hiện tượng xảy ra khi một ngôi sao được bao quanh bởi một phong bì dày khí. Điều này kéo dài không khí khí đã được quan sát di chuyển cả hai cách và hướng tới Betelgeuse, tùy thuộc vào biến động dường như vận tốc xuyên tâm trong quyển. Chỉ có khoảng 13% năng lượng bức xạ của ngôi sao được phát ra dưới dạng ánh sáng nhìn thấy, với hầu hết các bức xạ của nó xảy ra trong vùng hồng ngoại. Nếu mắt chúng ta rất nhạy cảm với bức xạ ở tất cả các bước sóng, Betelgeuse sẽ xuất hiện như ngôi sao sáng nhất trên bầu trời. [15]

[Sửa] Bí Ẩn sai

Kể từ thành công đầu tiên đã được tiến hành đo thị sai năm 1838 bởi Friedrich Bessel, nhà thiên văn học đã được bối rối bởi khoảng cách của Betelgeuse, sự không chắc chắn trong đó đã có những ước tính đáng tin cậy của nhiều thông số sao khó khăn. Một khoảng cách chính xác và đường kính góc sẽ tiết lộ nhiệt độ bán kính và hiệu quả của một ngôi sao, dẫn đến một sự hiểu biết rõ ràng về độ sáng bolometric; độ sáng kết hợp với một sự hiểu biết về sự phong phú đồng vị cung cấp ước tính của thời đại sao và đại chúng [4] Năm 1920, khi các. nghiên cứu giao thoa đầu tiên được thực hiện trên đường kính của ngôi sao, các sai giả định là 0,180 giây cung. Điều đó tương đương với một khoảng cách là 56 parsec (pc) hoặc khoảng 180 năm ánh sáng (ly) và sản xuất không chỉ là một bán kính không chính xác cho các ngôi sao, nhưng mỗi đặc điểm khác sao. Kể từ đó, đã có một cuộc điều tra đang diễn ra như với khoảng cách thực tế của ngôi sao bí ẩn này với khoảng cách được đề xuất cao như 400 parsec hay khoảng 1.300 năm ánh sáng. [4]

Trước khi công bố các Catalogue Hipparcos (1997), có hai ấn phẩm tôn trọng với lên đến sai dữ liệu cập nhật về Betelgeuse. Việc đầu tiên là Đài quan sát Đại học Yale (1991) với một sai công bố của π = 9,8 ± 4,7 mas, năng suất khoảng cách khoảng 102 pc hoặc 330 ly [35]. Thứ hai là đầu vào Hipparcos Catalogue (1993) với một thị sai lượng giác của π ± 5 = 4 mas, một khoảng cách là 200 hoặc 650 máy ly-gần như gấp đôi so với ước tính Yale. [36] Với sự không chắc chắn như vậy, các nhà nghiên cứu đã áp dụng một loạt các dự toán khoảng cách, một hiện tượng mà nhiên liệu nhiều cuộc tranh luận, không chỉ trong về khoảng cách của ngôi sao, mà còn tác động của nó trên các thông số khác sao. [4]

Hình ảnh hiển thị của một trong NRAO Rất mảng lớn đặt tại Socorro, New Mexico, Mỹ. Mỗi phòng trong số 27 ăng-ten nặng 209 tấn và có thể di chuyển khi cần thiết trên đường sắt các bài hát cho phép các mảng để thực hiện nghiên cứu chi tiết sử dụng interferometry.The tổng hợp khẩu độ dài chờ đợi kết quả từ sứ mệnh Hipparcos được cuối cùng phát hành vào năm 1997. Thay vì giải quyết vấn đề, một con số sai mới được xuất bản của π = 7,63 ± 1,64 mas, trong đó tương đương với khoảng cách một trong 131 pc hoặc khoảng 430 ly [37] Vì sao như Betelgeuse khác nhau. Trong sáng, họ nâng cao các vấn đề cụ thể trong định lượng khoảng cách của họ. [38] Như vậy, lỗi lớn của vũ trụ trong các giải pháp Hipparcos cũng có thể có nguồn gốc sao, có thể liên quan đến chuyển động của photocenter này, đơn đặt hàng 3,4 mas, trong băng Hipparcos Hp trắc quang. [4] [39 ]

Tiến bộ mới trong thiên văn vô tuyến dường như đã thắng thế trong cuộc tranh luận này. Mới chất không gian độ phân giải, vị trí đài phát thanh đa bước sóng của Betelgeuse thực hiện bởi Graham Harper và các đồng nghiệp bằng cách sử dụng NRAO của Very Large Array (VLA) đã tạo ra một ước tính chính xác hơn, kết hợp với các dữ liệu Hipparcos gần đây cung cấp một mới astrometric giải pháp: π = 5,07 ± 1,10 mas, một yếu tố lỗi chặt hơn năng suất khoảng cách 197 ± 45 pc hoặc 643 ± 146 ly. [4]

Nghệ sĩ vẽ của Gaia nhiệm vụ sắp tới với việc giới thiệu dự kiến của nó trong 2012.The bước đột phá có khả năng tính toán tiếp theo sẽ đến từ nhiệm vụ của Cơ quan Vũ trụ châu Âu sắp tới Gaia khi cam kết một phân tích chi tiết các tính chất vật lý cho mỗi ngôi sao quan sát, cho thấy độ sáng, nhiệt độ, trọng lực và thành phần. Gaia sẽ đạt được điều này bằng cách liên tục đo vị trí của tất cả các đối tượng xuống mức độ 20, và sáng hơn những người hơn độ lớn 15, với độ chính xác của 24 microarcseconds-tương tự như đo đường kính của một sợi tóc của con người từ 1000 km. Trên tàu, thiết bị phát hiện sẽ đảm bảo rằng các ngôi sao biến như Betelgeuse tất cả sẽ được phát hiện để giới hạn này mờ nhạt, do đó giải quyết hầu hết các hạn chế của các nhiệm vụ Hipparcos trước đó. Các ngôi sao gần nhất, trên thực tế, sẽ có khoảng cách đo trong vòng một yếu tố lỗi chưa từng có 0,001%. Ngay cả những ngôi sao gần trung tâm Ngân hà, khoảng 30.000 năm ánh sáng, sẽ có khoảng cách đo được trong vòng một yếu tố là 20%. [40]

[Sửa] Nhịp điệu múa

Tia cực tím hình ảnh của Betelgeuse hiển thị bất đối xứng của ngôi sao rung động, mở rộng và contraction.Distance không phải là bí ẩn duy nhất đã làm say mê thiên văn học. Là một ngôi sao biến dao động với tiểu phân loại "SRC", nhà nghiên cứu đã đưa ra giả thuyết khác nhau để giải thích vũ đạo dễ bay hơi của α Ori-một hiện tượng gây ra một dao động biên độ tuyệt đối từ -5,27 và -6,27. [41] sự hiểu biết hiện tại của chúng ta về cấu trúc sao cho mà các lớp ngoài của sao siêu khổng lồ này dần dần mở rộng và hợp đồng, gây ra diện tích bề mặt (quyển) để luân phiên tăng, giảm, và nhiệt độ tăng và mùa thu-do đó lôi kéo sự nhịp đo theo độ sáng của ngôi sao giữa độ mờ nhất của nó là 1,2, nhìn thấy vào đầu năm 1927, và sáng nhất của nó là 0,2, được thấy vào năm 1933 và 1942. Một sao siêu khổng lồ màu đỏ giống như Betelgeuse sẽ pulsate theo cách này bởi vì bầu khí quyển sao của nó vốn đã không ổn định. Theo hợp đồng sao, nó hấp thụ nhiều hơn và nhiều năng lượng đi qua nó, làm cho bầu không khí nóng lên và mở rộng. Ngược lại, như là ngôi sao mở rộng, bầu khí quyển của nó trở nên ít đậm đặc cho phép năng lượng để thoát và không khí để làm mát, do đó bắt đầu một giai đoạn co mới [14]. Tính toán rung động của ngôi sao và mô hình hóa tính chu kỳ của nó đã được khó khăn, như nó xuất hiện có một số chu kỳ xen kẽ. Như đã thảo luận trong các giấy tờ của Stebbins và Sanford trong những năm 1930, có những biến thể ngắn dài khoảng 150-300 ngày mà điều chỉnh một biến thể thường xuyên theo chu kỳ với thời gian khoảng 5,7 năm. [42] [43]

Một minh họa cấu trúc của Mặt Trời hiện hạt quyển sáng:

1. Core

2. Khu bức xạ

3. Vùng đối lưu

4. Quyển

5. Thiên sắc cầu

6. Corona

7. Vết đen của mặt trời

8. Hạt

9. ProminenceIn thực tế, sao siêu khổng lồ các quán hiển thị các biến thể bất thường trắc quang, phân cực và quang phổ, mà chỉ vào hoạt động phức tạp trên bề mặt của ngôi sao và trong bầu khí quyển mở rộng của nó. [21] Trong tương phản rõ rệt với những ngôi sao khổng lồ nhất mà thường biến thời gian dài với thời gian hợp lý thường xuyên , gã khổng lồ màu đỏ thường semiregular hoặc đột xuất với các dao động đặc trưng. Trong một bài báo mang tính bước ngoặt xuất bản vào năm 1975, Martin Schwarzschild do những biến động này brightess để các mô hình mô hạt thay đổi được hình thành bởi một vài tế bào đối lưu khổng lồ bao phủ bề mặt của những ngôi sao này. [25] [44] Đối với Mặt trời, những tế bào này đối lưu, hay còn gọi là hạt năng lượng mặt trời, đại diện cho chế độ quan trọng nhất của truyền nhiệt, vì thế những phần tử đối lưu mà chi phối sự biến đổi độ sáng trong quyển mặt trời [25] Các đường kính điển hình cho một hạt năng lượng mặt trời. là khoảng 2.000 km (năng suất diện tích bề mặt khoảng kích thước của Ấn Độ) , với độ sâu trung bình 700 km. Với một bề mặt của khoảng 6000000000000 km2, có khoảng 2 triệu hạt nhỏ như vậy nằm trên quyển sáng của Mặt trời, mà vì họ sản xuất một số thông lượng tương đối ổn định. Bên dưới những hạt nhỏ, đó là phỏng đoán rằng có 5-10.000 siêu hạt, đường kính trung bình trong đó là 30.000 km với độ sâu khoảng 10.000 km. [45] Ngược lại, Schwardschild lập luận rằng ngôi sao như Betelgeuse có thể chỉ có một con quái vật chục hạt có đường kính từ 180 triệu km trở lên thống trị bề mặt của ngôi sao với độ sâu khoảng 60 triệu km, trong đó, vì nhiệt độ rất thấp và rất thấp, mật độ được tìm thấy trong phong bì màu đỏ khổng lồ, dẫn đến kém hiệu quả đối lưu. Do đó, nếu chỉ có một thứ ba của các tế bào này đối lưu có thể nhìn thấy cho chúng tôi tại bất kỳ thời gian một, các biến thể thời gian và theo quan sát của họ cũng có thể được phản ánh trong sự biến đổi độ sáng của ánh sáng tích hợp của ngôi sao. [25]

Schwarzschild giả thuyết của các tế bào đối lưu khổng lồ thống trị bề mặt của gã khổng lồ đỏ và supergiants dường như đã bị mắc kẹt với cộng đồng thiên văn học. Khi Kính viễn vọng Hubble chụp hình ảnh đầu tiên trực tiếp của Betelgeuse năm 1995 tiết lộ một bí ẩn tại chỗ nóng, nhà thiên văn học do nó để đối lưu. [46] Hai năm sau, nhà thiên văn học quan sát thấy không tương xứng phức tạp trong việc phân phối độ sáng của ngôi sao tiết lộ ít nhất ba điểm sáng , độ lớn trong số đó là "điểm nóng bề mặt phù hợp với đối lưu". [22] Sau đó, trong năm 2000, một nhóm các nhà thiên văn học dẫn đầu bởi Alex Lobel của Trung tâm Harvard-Smithsonian cho Vật lý thiên văn (CfA) lưu ý rằng cuộc triển lãm hoành hành bão Betelgeuse nóng và lạnh khí trong bầu không khí hỗn loạn của nó. Nhóm nghiên cứu phỏng đoán rằng khu vực rất lớn của các quyển của ngôi sao mạnh mẽ phình ra các hướng khác nhau tại những thời điểm, đẩy ra đám lâu dài của khí ấm áp vào các phong bì bụi lạnh. Một lời giải thích mà đã được dành được sự xuất hiện của sóng xung kích gây ra bởi khí nóng đi qua khu vực lạnh của ngôi sao [43] [47] Các nhóm điều tra. Bầu khí quyển của Betelgeuse trong khoảng thời gian năm năm từ năm 1998 đến năm 2003 với các kính viễn vọng không gian hình ảnh quang phổ trên tàu Hubble. Họ thấy rằng các hành động bọt của khí quyển sắc tung ra một mặt của ngôi sao, trong khi nó rơi vào trong ở phía bên kia, tương tự như chuyển động chậm khuấy của đèn dung nham.

[Sửa] Góc dị thường

Một thách thức thứ ba mà đã đối đầu với nhà thiên văn học đã được đo đường kính góc của ngôi sao. Ngày 13 tháng 12, 1920, Betelgeuse trở thành ngôi sao đầu tiên bên ngoài Hệ mặt trời bao giờ có đường kính của nó được đo. [17] Mặc dù giao thoa vẫn còn trong giai đoạn phôi thai, thí nghiệm chứng tỏ là một thành công và Betelgeuse được tìm thấy có một đĩa thống nhất 0,047 giây cung. Các "nhà thiên văn học những hiểu biết về tối chân tay bị đáng chú ý, ngoài một lỗi đo là 10%, nhóm nghiên cứu kết luận rằng các đĩa sao đã có thể lớn hơn 17% do sự giảm dần cường độ ánh sáng xung quanh các cạnh, do đó đường kính góc về. 055 ". [17] [30] Từ đó, đã có những nghiên cứu khác tiến hành, trong đó có sản xuất nhiều góc độ mà 0,042-0,069 giây cung [28] [48] [49] Kết hợp. rằng dữ liệu với ước tính khoảng cách lịch sử 180-815 ly, sản lượng đường kính dự kiến của đĩa sao của bất cứ nơi nào 2,4-17,8 AU, vì thế bán kính 1,2-8,9 AU tương ứng [lưu ý 1] Sử dụng hệ thống năng lượng mặt trời như là một tiêu chuẩn so sánh., quỹ đạo của sao Hỏa là khoảng 1,5 AU , Ceres trong vành đai 2,7 AU tiểu hành tinh, sao Mộc 5,5 AU-do đó một quyển đó, tùy thuộc vào khoảng cách thực tế của Betelgeuse từ Trái Đất, cũng có thể mở rộng ra ngoài quỹ đạo sao Mộc, nhưng không hoàn toàn như xa như Saturn ở 9,5 AU.

Radio hình ảnh hiển thị kích thước của quyển của Betelgeuse (vòng tròn) và hiệu quả của lực lượng không khí đối lưu trên không đối xứng của ngôi sao khi họ mở rộng vượt ra ngoài quỹ đạo của đường kính chính xác Saturn.The đã được khó để xác định vì nhiều lý do:

Việc mở rộng nhịp điệu và sự co của quyển, như lý thuyết cho thấy, có nghĩa là đường kính không bao giờ cố;

Không có định nghĩa "cạnh" với ngôi sao như chi tối làm cho khí thải quang học khác nhau về màu sắc và giảm xa hơn một mở rộng ra từ trung tâm;

Betelgeuse được bao quanh bởi một phong bì circumstellar sáng tác của vật chất được phóng ra từ các vấn đề sao mà cả hai đều hấp thụ và phát ra ánh sáng, làm cho nó khó khăn để xác định các cạnh của quyển; [29]

Các phép đo có thể được chụp tại bước sóng khác nhau trong quang phổ điện từ, với mỗi một cái gì đó tiết lộ bước sóng khác nhau. Các nghiên cứu đã chỉ ra rằng đường kính góc là đáng kể lớn hơn ở các bước sóng nhìn thấy được, làm giảm đến mức tối thiểu trong cận hồng ngoại, chỉ có tăng trở lại vào giữa hồng ngoại [50] [51] Sự khác biệt về đường kính báo cáo có thể được càng nhiều càng tốt 30. 35%, nhưng vì mỗi biện pháp bước sóng một cái gì đó khác nhau, so sánh với một tìm kiếm khác là có vấn đề; [29]

Khí quyển lấp lánh giới hạn độ phân giải có thể đạt được từ kính viễn vọng trên mặt đất từ độ phân giải góc làm giảm sự hỗn loạn. [21]

Để khắc phục những thách thức này, nhà nghiên cứu đã sử dụng giải pháp khác nhau. Khái niệm giao thoa thiên văn lần đầu tiên được hình thành bởi Hippolyte Fizeau vào năm 1868. [52] Ông đề nghị các quan sát của các ngôi sao thông qua hai khẩu độ để có được nhiễu mà có thể cung cấp thông tin về phân bố cường độ không gian của ngôi sao. Kể từ đó, các khoa học về giao thoa đã phát triển đáng kể, khẩu độ nhiều nơi giao thoa đang được sử dụng bao gồm nhiều hình ảnh chồng lên nhau. Những "đốm" hình ảnh này sau đó được tổng hợp bằng cách sử dụng phân tích Fourier-một phương pháp được sử dụng cho một mảng rộng của các đối tượng thiên văn bao gồm cả các nghiên cứu của các ngôi sao nhị phân, chuẩn tinh, tiểu hành tinh và nhân thiên hà. [53] Sự xuất hiện của quang học thích nghi từ năm 1990 đã cách mạng góc cao độ phân giải thiên văn học, [54] trong khi đài quan sát không gian như Hipparcos, Hubble và Spitzer đã tạo bước đột phá quan trọng khác. [20] [55] Gần đây, một nhạc cụ, các thiên văn Multi-Beam Recombiner (AMBER), đang cung cấp những hiểu biết mới. Là một phần của VLTI, AMBER có khả năng kết hợp các chùm ba kính thiên văn đồng thời, cho phép các nhà nghiên cứu để đạt được milliarcsecond phân giải không gian. Cũng bằng cách kết hợp ba đường cơ sở thay vì hai, đó là quán với giao thoa thông thường, cho phép các nhà thiên văn AMBER để tính toán giai đoạn đóng cửa-một yếu tố quan trọng trong hình ảnh thiên văn. [56] [57]

Các cuộc tranh luận hiện nay xoay quanh mà bước sóng khả kiến, cận hồng ngoại (NIR), hoặc giữa hồng ngoại (MIR)-sản xuất các góc đo chính xác nhất [lưu ý 1]. Các giải pháp chấp nhận rộng rãi nhất, nó xuất hiện, là một trong những thực hiện với các ISI vào giữa những nhà thiên văn học hồng ngoại từ Phòng thí nghiệm khoa học không gian tại Đại học California Berkeley. Trong năm kỷ 2000, các nhóm, dưới sự lãnh đạo của John Weiner, xuất bản một bài báo cho thấy Betelgeuse với một đĩa thống nhất 54,7 ± 0,3 mas, bỏ qua sự đóng góp có thể từ các điểm nóng, mà ít chú ý vào giữa hồng ngoại. [28 ] Các giấy cũng bao gồm một phụ cấp lý thuyết cho năng suất tối chi đường kính 55,2 ± 0,5 mas con số một tương đương với một bán kính khoảng 5,5 AU (1.180 R ☉), giả sử một khoảng cách của 197,0 ± 45 pc. [lưu ý 2] Tuy nhiên, do các yếu tố sai số góc ± 0,5 mas kết hợp với một lỗi sai của ± 45 pc hàng tại số Harper's, bán kính của quyển thực sự có thể được làm nhỏ như 4,2 AU hoặc lớn như 6,9 AU. [58]

Qua Đại Tây Dương, một nhóm các nhà thiên văn học dẫn đầu bởi Guy Perrin của Observatoire de Paris sản xuất một tài liệu năm 2004 cho rằng con số gần hồng ngoại của 43,33 ± 0,04 mas là một quyển sáng đo lường chính xác hơn. [50] "Một kịch bản phù hợp để giải thích các quan sát của ngôi sao từ hiển thị cho các trung hồng ngoại có thể được thiết lập ", Perrin báo cáo. "Ngôi sao này được nhìn thấy qua một bầu khí quyển, dày mở rộng phân tán ánh sáng ấm áp đó ở các bước sóng ngắn như vậy, hơi tăng đường kính của nó phân tán trở nên. Không đáng kể trên 1,3 μm. Bầu không khí phía trên là gần như trong suốt trong K và L-đường kính tối thiểu là ở những bước sóng này nơi mà các quyển cổ điển có thể được trực tiếp nhìn thấy Vào giữa hồng ngoại, sự phát xạ nhiệt của không khí ấm áp làm tăng đường kính biểu kiến của ngôi sao.. " Đối số vẫn chưa nhận được hỗ trợ rộng rãi giữa các nhà thiên văn học. [29]

Các nghiên cứu gần đây thực hiện trong gần hồng ngoại với các IOTA và VLTI đã mang lại hỗ trợ mạnh mẽ để phân tích Perrin của năng suất đường kính là khoảng 42,57-44,28 mas với các yếu tố lỗi tối thiểu thấp hơn so với 0,04 mas [59] [60]. Trung tâm của cuộc thảo luận này Tuy nhiên, có một bài báo thứ hai được xuất bản bởi nhóm Berkeley vào năm 2009, lần này dẫn đầu bởi Charles Townes, báo cáo là bán kính của Betelgeuse đã thực sự thu nhỏ 1993-2009 15%, với số đo góc 2008 bằng 47,0 mas, không quá xa so với dự kiến của Perrin. [30] [61] Không giống như hầu hết các giấy tờ đến nay được xuất bản, nghiên cứu này bao phủ một chân trời 15 năm tại một bước sóng cụ thể. nghiên cứu trước đây đã thường kéo dài 1-2 năm bằng cách so sánh và đã khám phá nhiều bước sóng, thường đạt được kết quả rất khác nhau. Các phòng giảm tách góc tương đương với một loạt các giá trị từ 56,0 ± 0,1 mas thấy trong 1993-47,0 ± 0,1 mas thấy trong năm 2008 co một gần 0,9 AU trong 15 năm hay khoảng 1.000 km / giờ. [Lưu ý 3] là gì không hoàn toàn được gọi là liệu quan sát này là bằng chứng của một sự mở rộng nhịp nhàng và co của các ngôi sao như các nhà thiên văn đã đưa ra giả thuyết, và nếu như vậy, những gì các chu kỳ có thể được, mặc dù Townes cho thấy rằng nếu một chu kỳ tồn tại, nó có thể là một vài thập kỷ