Бетелгез

Бетелгез (α Ori, α Orionis, Alpha Orionis, народно: Орач) — црвен суперџиновска ѕвезда која се наоѓа во соѕвездието Орион. Таа е обично десеттата најсветла ѕвезда на ноќното небо и, по Ригел, втората најсветла ѕвезда во нејзиното соѕвездие. Таа е јасно црвеникава, полуправилна променлива ѕвезда чија привидна величина, која варира помеѓу +0,0 и +1,6, има најширок опсег прикажан од која било ѕвезда со прва величина. Бетелгез е најсветлата ѕвезда на ноќното небо со блиску инфрацрвени бранови должини. Нејзината Бајерова ознака е α Орионис, латинизирано во Алфа Орионис и скратено Алфа Ори или α Ори. Иако Бетелгез има ѕвездена ознака ''алфа'', Ригел (бета Орион) обично е посветла. Тоа е затоа што Бетелгез е променлива ѕвезда. Ѕвездата има вертекс на зимскиот триаголник. Астрономите веруваат дека Бетелгез е стара само неколку милиони години, но дека брзо се развола поради големата маса.
Бетелгез е црвен суперџин и релативно светла ѕвезда, и се наоѓа на списокот на најголемите познати ѕвезди. Со полупречник помеѓу 640 и 764 пати поголем од оној на Сонцето, кога би бил во центарот на нашиот Сончев Систем, нејзината површина би се наоѓала надвор од астероидниот појас и би ги проголтала орбитите на Меркур, Венера, Земја и Марс. Аголната големина на Бетелгез првпат е измерен во 1920-1921 година од страна на Алберт Абрахам Мичелсон и Френсис Пез со помош на астрономски интерферометар и телескоп од 2,5 метри поставен во опсерваторија на планината Вилсон. Пресметките на масата на Бетелгез се движат од малку под десет до малку повеќе од дваесет пати поголема од онаа на Сонцето. Од различни причини, нејзиното растојание било доста тешко да се измери; тековните најдобри проценки се од редот на 400-600 светлосни години од Сонцеторелативно широка неизвесност за релативно блиска ѕвезда. Нејзината апсолутна величина е околу -6. Со возраст помала од 10 милиони години, Бетелгез се развила брзо поради својата голема маса и се очекува да го заврши својот развој со експлозија на супернова, најверојатно во рок од 100.000 години. Кога Бетелгез ќе експлодира, ќе свети како полумесечината повеќе од три месеци; животот на Земјата ќе биде неповреден. Ѕвездата била исфрлена од своето родно место во здружението Орион ОБ1кое ги вклучува ѕвездите во Орионовиот ПојасЗабележано е дека оваа ѕвезда-бегалка се движи низ меѓуѕвездената средина со брзина од км/сек., создавајќи лачен удар широк од четири светлосни години.
Бетелгез станала првата екстра сончева ѕвезда чија аголна големина на фотосферата била измерена во 1920 година, а последователните иследувања покажале аголен пречник (т.е. привидна големина) кој се движи од 0,042 до 0,056 лачни секунди; тој опсег на определби се припишува на несферичноста, рабното затемнување, пулсирањата и различниот изглед на различни бранови должини. Исто така е опкружена со сложена, асиметрична обвивка, приближно 250 пати поголема од големината на ѕвездата, предизвикана од загуба на маса од самата ѕвезда. Аголниот пречник на Бетелгез, набљудуван од Земјата, го надминуваат само оние на Р Златна Рипка и Сонцето.
Почнувајќи од октомври 2019 година, Бетелгез започнала значително да се затемнува, а до средината на февруари 2020 година нејзината осветленост се намалила за фактор од приближно 3, од светлинска величина 0,5 на 1,7. Потоа се вратила во понормален опсег на осветленост, достигнувајќи врв од 0,0 визуелни и 0,1 V во април 2023 година. Инфрацрвените набљудувања не откриле значителна промена во сјајноста во последните 50 години, што сугерира дека затемнувањето се должи на промена во згаснувањето околу ѕвездата, а не на пофундаментална промена. Иследувањето со помош на вселенскиот телескоп „Хабл“ сугерира дека затскриената прашина била создадена со исфрлање на површинска маса; овој материјал бил фрлен на милиони милји од ѕвездата, а потоа се оладил за да формира прашина што предизвикала затемнување.
1 Номенклатура
Ознаката на ѕвездата е ''α Орионис'' (латинизирано од ''Alpha Orionis''), била дадена од страна на германскиот картограф Јохан Бајер во 1603 година.
Традиционалното име ''Бетелгез'' е изведено од арапското الجوزاء ''yad al-jawzā'' „раката на ''ел-Џавза“'' [т.е. Орион]“. Арапите порано соѕвездието Близнаци го нарекувале ''ar-Latn'' („главниот“) но подоцна со тоа име го нарекувале Орион. Се појавила грешка при транслитерација на името на латински од страна на Европејците во среден век, што довело до испуштање на буквата ''y'' (ﻴ, со две точки долу) која била прочитана како ''b'' (ﺒ, само со една точка долу). Во текот на ренесансата името на оваа ѕвезда било запишано како ''ar-Latn'' со значење ''пазувата на главниот''. Натаму се дошло до современата верзија на името ''Бетелгез'', а во 1899 година Ричард Хинкли Ален повторно по грешка, оригиналното име го запишал како ''ar-Latn''). На германски, името на оваа ѕвезда е уште повеќе грешно: ''Beteigeuze'', поради тоа што буквата л е погрешно била препишана како и. На англиски, постојат четири вообичаени изговори на ова име, во зависност од тоа дали првото ''e'' се изговара кратко или долго и дали ''s'' се изговара или :* BET-əl-jooz;
* BEE-təl-jooz;
* BET-əl-jooss;
* BEE-təl-jooss, popularized for sounding like "beetle juice".
Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Првиот билтен на РГИ, издаден јули 2016 година, вклучувал табела со првите две групи на имиња одобрени од РГИЅ, во кои била вклучена и ''Бетелгез'' за оваа ѕвезда. Денес е внесена во Каталогот на имиња на ѕвезди на Меѓународниот астрономски сојуз.
2 Историја на набљудување
Бетелгез и нејзината црвена боја биле забележани уште од антиката; класичниот астроном Птоломеј ја опишал нејзината боја како grc ( ''hypókirrhos'' = повеќе или помалку портокалово-кафеава), термин подоцна опишан од преведувачот на ''Зиј-и Султани'' на Улугбег како ''rubedo'', латински за „групост“. Во 19 век, пред современите системи на ѕвездена класификација, Анџело Секи ја вклучил Бетелгез како една од прототиповите за неговата класа III (портокалова до црвена) на ѕвезди. За разлика од тоа, три века пред Птоломеј, кинеските астрономи ја забележале Бетелгез како ''жолт''а; Таквото набљудување, доколку е точно, би можело да сугерира дека ѕвездата била во жолта суперџинска фаза околу ова време, веродостојна можност, со оглед на тековните истражувања за сложената околуѕвездена средина на овие ѕвезди.
2.1 Зародишни откритија
Абориџинските групи во Јужна Австралија споделувале усни приказни за променливата осветленост на Бетелгез во период од најмалку 1.000 години.
Варијацијата во осветленоста на Бетелгез била опишана во 1836 година од страна на сер Џон Хершел во ''Контурите на астрономијата''. Од 1836 до 1840 година, тој забележал значителни промени во величината кога Бетелгез го надминал Ригел во октомври 1837 година и повторно во ноември 1839 година. Следувал 10-годишен период на мирување; потоа во 1849 година, Хершел забележал уште еден краток циклус на варијабилност, кој го достигнал својот врв во 1852 година. Подоцнежните набљудувачи забележале невообичаено високи максими со интервал од години, но единствено мали варијации од 1957 до 1967 година. Записите на Американското здружение на набљудувачи со променливи ѕвезди (АЗНПЅ) покажуваат максимална осветленост од 0,2 во 1933 и 1942 година и минимум 1,2, забележана во 1927 и 1941 година. Оваа варијабилност во осветленоста може да објасни зошто Јохан Бајер, со објавувањето на неговата ''Уранометрија'' во 1603 година, ја означил ѕвездата ''алфа'', бидејќи веројатно се спротивставувала на обично посветлата Ригел (''бета''). Од арктичките географски широчини, црвената боја на Бетелгез и повисоката местоположба на небото од Ригел значело дека Инуитите ја сметале за посветло, а едно локално име било ''Улуријажјуак'' („голема ѕвезда“).
Во 1920 година, Алберт А. Мајкелсон и Френсис Г. Пис поставиле интерферометар од шест метри на предната страна на телескопот од 2,5 метри во опсерваторијата „Маунт Вилсон“, со помош на Џон Август Андерсон. Триото го измерил аголниот пречник на Бетелгез на 0,047″, бројка што резултирала со пречник од ( астрономски единици) врз основа на вредноста на паралаксата од . Но, затемнувањето на екстремитетите и грешките во мерењето резултирало со несигурност за точноста на овие мерења.
Во 1950-тите и 1960-тите биле забележани две развојни етапи кои влијаеле на теоријата на ѕвездената конвекција кај црвените суперџинови: проектите на Стратоскоп и објавувањето на ''Структура и развој на ѕвездите'' од 1958 година, главно дело на Мартин Шварцшилд и неговиот колега од Универзитетот Принстон, Ричард Херм. Оваа книга претставила и распространила идеи за тоа како да се применат компјутерски технологии за да се создадат ѕвездени модели, додека проектите на Стратоскоп, со преземање телескопи со балон над турбуленциите на Земјата, создале некои од најдобрите слики на солчеви гранули и сончеви дамки некогаш видени, со што го потврдиле за постоењето на конвекција во сончевата атмосфера.
2.2 Окритија
Астрономите забележале некои големи достигнувања во технологијата за астрономско снимање во 1970-тите, почнувајќи со пронајдокот на интерферометрија на дамки од Антоан Лабејри, процес кој значително го намалил ефектот на заматување предизвикан од астрономското гледање. Ја зголемило оптичката резолуција на земјините телескопи, овозможувајќи попрецизни мерења на фотосферата на Бетелгез. Со подобрувања во инфрацрвената телескопија на врвот на планината Вилсон, Монт Лок и Мауна Кеја на Хаваи, астрофизичарите започнале да гледаат во сложените обиколни ѕвездени школки што го опкружуваат суперџинот, што ги натерало да се сомневаат во присуството на огромни госовити меури од конвекција. Сепак, до крајот на 1980-тите и почетокот на 1990-тите, кога Бетелгез станала редовна цел за интерферометрија за маскирање на отворот, се случиле откритија во снимките со видлива светлина и инфрацрвена светлина, на чело со Џон Болдвин и неговите колеги од групата за астрофизика Кевендиш. Тие употребиле новата техника со мала маска со неколку дупки во рамнината на зеницата на телескопот, претворајќи го отворот во „ад хок“ интерферометриска низа. Техниката придонела за некои од најпрецизните мерења на Бетелгез, притоа откривајќи светли точки на фотосферата на ѕвездата. Овие станале првите оптички и инфрацрвени снимки на ѕвезден диск различен од Сонцето, направени најпрвин од интерферометри на земјата, а подоцна од набљудувања со повисока резолуција на телескопот „COAST“. Се смета дека „светлите дамки“ или „жариштата“ забележани со овие инструменти ја потврдуваат теоријата изнесена од Шварцшилд децении порано за масивните конвекциони ќелии кои доминираат на ѕвездената површина.
Во 1995 година, камерата со слаб објект на вселенскиот телескоп „Хабл“ снимила ултравиолетова слика со резолуција поголема од онаа добиена со интерферометри на земја - првата конвенционална телескопска слика (или „директна слика“ во терминологијата на НАСА) на дискот на друга ѕвезда. Бидејќи ултравиолетовата светлина се апсорбира од Земјината атмосфера, набљудувањата на овие бранови должини најдобро се изведуваат со вселенски телескопи. Оваа слика, како и претходните слики, содржела светла дамка што укажува на регион во југозападниот квадрант келвини потопла од ѕвездената површина. Последователните ултравиолетови спектри земени со спектрографот со висока резолуција „Годард“ сугерираат дека жариштето е еден од половите на вртење на Бетелгез. Ова ќе и даде на вртежната оска наклон од околу 20° во однос на правецот на Земјата и положбен агол од небесниот север од околу 55°.
2.3 Испитувања од 2000-тите
Во едно испитување објавено во декември 2000 година, пречникот на ѕвездата бил измерен со инфрацрвен просторен интерферометар (ИПИ) на средно-инфрацрвени бранови должини, што дава проценка на затемнување од мас – бројка целосно конзистентна со наодите на Мајкелсон осумдесет години порано. Во моментот на нејзиното објавување, проценетата паралакса од мисијата Хипаркос изнесувала , давајќи проценет полупречник за Бетелгез од астрономски единици. Сепак, инфрацрвеното интерферометриски иследување објавено во 2009 година објавило дека ѕвездата се намалила за 15% од 1993 година со зголемена стапка без значително намалување на големината. Последователните набљудувања сугерираат дека очигледната контракција може да се должи на активноста на обвивката во проширената атмосфера на ѕвездата.
Покрај пречникот на ѕвездата, се појавиле прашања за сложената динамика на продолжената атмосфера на Бетелгез. Масата што ги сочинува галаксиите се рециклира додека ѕвездите се формираат и уништуваат, а црвените суперџинови се главните придонесувачи, но сепак процесот со кој се губи масата останува непознат. Со напредокот во интерферометриските методологии, астрономите можеби се блиску до разрешување на оваа загатка. Сликите објавени од Европската јужна опсерваторија во јули 2009 година, направени од копнениот Многу голем телескопски интерферометар (МГТИ), покажале огромен столб гас кој се протега АЕ од ѕвездата во околната атмосфера. Ова масовно исфрлање било еднакво на растојанието помеѓу Сонцето и Нептун и е едно од повеќекратните настани што се случуваат во околната атмосфера на Бетелгез. Астрономите идентификувале најмалку шест школки околу Бетелгез. Решавањето на мистеријата за губење на масата во доцните фази од развојот на ѕвездата може да ги открие оние фактори кои го забрзуваат згаснувањето на овие ѕвездени џинови.
2.4 2019-2020
Пулсирачка полуправилна променлива ѕвезда, Бетелгез е предмет на повеќе циклуси на зголемување и намалување на осветленоста поради промените во нејзината големина и температура. Астрономите кои први забележале затемнување на Бетелгез, астрономите од Универзитетот Виланова, Ричард Васатоник и Едвард Гуинан, и аматерот Томас Калдервуд, теоретизираат дека случајноста на нормален 5,9 годишен минимум светлински циклус и подлабок од нормалниот 425 дневниот период се движечки фактори. Други можни причини за кои се претпоставува до крајот на 2019 година биле ерупција на гас или прашина или флуктуации во осветленоста на површината на ѕвездата.
До август 2020 година, долгорочните и обемни проучувања на Бетелгез, првенствено користејќи ултравиолетови набљудувања од вселенскиот телескоп Хабл, сугерирале дека неочекуваното затемнување веројатно било предизвикано од огромна количина на супержежок материјал исфрлен во вселената. Материјалот се оладил и формирал облак од прашина што ја блокирало ѕвездената светлина што доаѓа од околу една четвртина од површината на Бетелгез. Хабл снимил знаци на густ, загреан материјал кој се движи низ атмосферата на ѕвездата во септември, октомври и ноември пред неколку телескопи да го забележат поизразеното затемнување во декември и првите неколку месеци од 2020 година.
До јануари 2020 година, Бетелгез се намалил за фактор од приближно 2,5 од светлинската величина 0,5 до 1,5 и била пријавена дека е уште побледа во февруари во ''The Astronomer's Telegram'' со рекорден минимум +1,614, истакнувајќи дека ѕвездата во моментов е „најмалку светла и најстудена“ во текот на нивните 25 годишни иследувања и исто така пресметале на намалување на полупречникот. Астрономското списание го опишало како „бизарно затемнување“, и популарните шпекулации заклучиле дека ова може да укажува на неизбежна супернова. Ова ја исфрлил Бетелгез од една од првите 10 најсветли ѕвезди на небото на најсветли 20 ѕвезди, забележливо позатемнета од нејзиниот близок сосед Алдебаран. Извештаите на мејнстрим медиумите расправале за шпекулациите дека Бетелгез можеби ќе експлодира како супернова, но астрономите забележуваат дека суперновата се очекува да се случи приближно во следните 100.000 години и затоа е малку веројатно дека ќе биде неизбежна.
До 17 февруари 2020 година, осветленоста на Бетелгез останала константна околу 10 денови, а ѕвездата покажала знаци на повторно осветлување. На 22 февруари 2020 година, Бетелгез можеби престанала да се затемнува целосно, освен завршувајќи ја епизодата на затемнување. На 24 февруари 2020 година, не була откриена значајна промена во инфрацрвената светлина во последните 50 години; ова се сметало неповрзано со неодамнешното визуелно избледување и сугерирало дека претстојниот колапс на јадрото можеби е малку веројатен. Исто така на 24 февруари 2020 година, понатамошни набљудувања сугерирале дека затнувањето на „крупно зрнеста околуѕвездена прашина“ може да биде најверојатното објаснување за затемнувањето на ѕвездата. Иследувањето кое користи набљудувања на бранови должини под милиметри исклучува значителен придонес од апсорпцијата на прашина. Наместо тоа, се смета дека големите ѕвездени точки се причина за затемнувањето. Последователни иследувања, пријавени на 31 март 2020 година во ''The Astronomer's Telegram'', откриле брз пораст на осветленоста на Бетелгез.
Бетелгез е речиси незабележлива од земјата помеѓу мај и август, бидејќи е премногу блиску до Сонцето. Пред да влезе во врската со Сонцето во 2020 година, Бетелгез достигнала осветленост од +0,4 . Набљудувањата со вселенското летало СТЕРЕО-А кои биле направени во јуни и јули 2020 година покажале дека ѕвездата се затемнила за 0,5 од последното набљудување на земјата во април. Ова е изненадувачки, бидејќи се очекувало максимум за август/септември 2020 година, а следниот минимум требало да се случи околу април 2021 година. Сепак, познато е дека осветленоста на Бетелгез варира нередовно, што ги отежнува предвидувањата. Избледувањето може да укаже дека друг настан на затемнување кое може да се случи многу порано од очекуваното. На 30 август 2020 година, астрономите известиле за откривање на втор облак од прашина емитиран од Бетелгез и поврзан со неодамнешното значително затемнување (секундарен минимум на 3 август) во сјајноста на ѕвездата.
Во јуни 2021 година, прашината била објаснета како евентуално предизвикана од ладна дамка на нејзината фотосфера и во август втората независна група ги потврдила овие резултати. Се смета дека прашината е резултат на ладењето на гасот кој бил исфрлен од ѕвездата. Иследувањето од август 2022 година со помош на вселенскиот телескоп „Хабл“ ги потврдило претходните истражувања и сугерирало дека прашината може да се создаде со исфрлање на површинска маса. Исто така, се претпоставува дека затемнувањето би можело да дојде од краткорочниот минимум што се совпаѓа со долгорочниот минимум кој произведува голем минимум, циклус од 416 дена и 2010 дневен циклус соодветно, механизам првпат предложен од астрономот Л.Голдберг. Во април 2023 година, астрономите објавиле дека ѕвездата достигнала врв од 0,0 визуелни и 0,1 V-појаси.
3 Набљудување
Како резултат на нејзината карактеристична портокалово-црвена боја и позиција во Орион, Бетелгез е лесно да се најде со голо око. Таа е една од трите ѕвезди што го сочинуваат астеризмот на зимскиот триаголник и го означува центарот на зимскиот шестоаголник. Може да се види како се издига на исток на почетокот на јануари секоја година, веднаш по зајдисонце. Помеѓу средината на септември и средината на март (најдобро во средината на декември), таа е видлива за речиси секој населен регион на земјината топка, освен во Антарктикот на географски широчини јужно од 82°. Во мај (умерени северни широчини) или јуни (јужни широчини), црвениот суперџин може накратко да се види на западниот хоризонт по зајдисонце, повторно се појавува неколку месеци подоцна на источниот хоризонт пред изгрејсонце. Во средниот период (јуни-јули, центар околу средината на јуни), таа е невидлива со голо око (видлива само со телескоп на дневна светлина), освен околу пладне ниско на север во регионите на Антарктикот помеѓу 70° и 80° јужна географска ширина (за време на пладневниот самрак во поларната ноќ, кога Сонцето е под хоризонтот).
Бетелгез е променлива ѕвезда чија привидна величина се движи помеѓу 0,0 и +1,6. Има периоди во кои таа го надминува Ригел и станува шеста најсветла ѕвезда, а некогаш ќе стане и посветла од Капела. Најслабо, Бетелгез може да падне зад Денеб и Мимоза, и двете малку променливи, за да бидат дваесеттата најсветла ѕвезда.
Бетелгез има боен показател B–V од 1,85 – бројка што укажува на нејзиното изразено „црвенило“. Фотосферата има проширена атмосфера, која покажува силни линии на емисија наместо апсорпција, феномен што се јавува кога ѕвездата е опкружена со густа гасовита обвивка (наместо јонизирана). Оваа проширена гасовита атмосфера е забележана како се движи кон и подалеку од Бетелгез, во зависност од флуктуациите во фотосферата. Бетелгез е најсветлиот близу инфрацрвен извор на небото со Ј големина на опсег од -2,99; само околу 13% од зрачната енергија на ѕвездата се емитува како видлива светлина. Кога човечките очи би биле чувствителни на зрачење на сите бранови должини, Бетелгез би се појавила како најсветлата ѕвезда на ноќното небо.
Каталозите наведуваат до девет слаби привидни придружници на Бетелгез. Тие се на растојанија од околу една до четири лачни минути и сите се послаби од 10 величини.
3.1 Ѕвезден систем
Бетелгез генерално се смета за единечна изолирана ѕвезда и ѕвезда-бегалка, која моментално не е поврзана со ниту едно јато или регион за формирање на ѕвезди, иако нејзиното родно место не е познато.
Биле предложени два спектроскопски придружници на Бетелгез. Анализата на податоците за поларизација од 1968 до 1983 година укажале на близок придружник со периодична орбита од околу 2,1 години, и со користење на интерферометрија на дамки, тимот заклучил дека поблиску од двајцата придружници се наоѓа на (≈9 АЕ) од главната ѕвезда со положбен агол од 273°, орбита што потенцијално би ја сместила во хромосферата на ѕвездата. Подалечниот придружник се наоѓал на (≈77 АЕ) со положбен агол од 278°. Понатамошните иследувања не пронашле докази за овие придружници или активно го побивале нивното постоење, но можноста близок придружник да придонесе за целокупниот флукс никогаш не била целосно исклучена. Интерферометрија со висока резолуција на Бетелгез и нејзината околина, далеку од технологијата од 1980-тите и 1990-тите, не открила никакви придружници.
Едно поново иследување покажало дека незабележлив придружник на бело џуџе кое модулира прашина од би било најверојатното решение за секундарната периодичност на Бетелгез од 2170 денови, флуктуирачката радијална брзина, умерениот полупречник и малата варијација на делотворна температура. Кандидатот за бело џуџе би имал полуглавна оска од АЕ.
3.2 Мерења на растојание
Паралакса е очигледна промена на положбата на објектот, мерена во секунди на лак, предизвикана од промената на положбата на набљудувачот на тој објект. Додека Земјата орбитира околу Сонцето, се гледа дека секоја ѕвезда се поместува за дел од лакот од секундата, која мерка, во комбинација со основната линија обезбедена од Земјината орбита го дава растојанието до таа ѕвезда. Од првото успешно мерење на паралакса од страна на Фридрих Бесел во 1838 година, астрономите се сè уште збунети од очигледната оддалеченост на Бетелгез. Познавањето на оддалеченоста на ѕвездата ја подобрува точноста на другите ѕвездени параметри, како што е сјајноста што, кога се комбинира со аголен пречник, може да се користи за пресметување на физичкиот пречник и делотворната температура; сјајноста и изотопската застапеност може да се користат и за да се процени староста и масата на ѕвездите.
Кога биле извршени првите интерферометриски иследувања за пречникот на ѕвездата во 1920 година, претпоставената паралакса изнесувала ". Ова е еднакво на растојание од или отприлика светлосни години, создавајќи не само неточен пречник за ѕвездата туку и секоја друга ѕвездена карактеристика. Оттогаш, се работи за мерење на растојанието на Бетелгез, со предложени растојанија до или околу светлосни години.
Пред објавувањето на каталогот „Хипаркос“ во 1997 година, постоеле две малку спротивставени мерења на паралаксата за Бетелгез. Првото, во 1991 година, дало паралакса од , давајќи растојание од приближно или светлосни години. Второто било од Hipparcos Input Catalog (1993) со тригонометриска паралакса од , растојание од или светлосни години. Со оглед на оваа несигурност, истражувачите усвоиле широк опсег на проценки на растојанието, што довело до значителни разлики во пресметката на атрибутите на ѕвездата.
Резултатите од мисијата Хипаркос биле објавени во 1997 година. Измерената паралакса на Бетелгез изнесувала , што е еднакво на растојание од приближно или , и имало помала пријавена грешка од претходните мерења. Меѓутоа, подоцнежната евалуација на мерењата на паралаксата на Хипаркос за променливи ѕвезди како Бетелгез покажала дека неизвесноста на овие мерења била потценета. Во 2007 година, била пресметана подобрена бројка од , па оттука и многу построга граница на грешка што дава растојание од приближно или светлосни години.
Во 2008 година, мерењата со помош на Многу Голема Низа (МГН) произвеле радио решение од , што е еднакво на растојание од или светлосни години. Како што истакнал истражувачот Харпер: „Ревидираната паралакса Хипаркос води до поголемо растојание од оригиналот; сепак, астрометриското решение сè уште бара значителен космички шум од 2,4 маси. Со оглед на тоа, јасно е дека податоците на Хипаркос сè уште содржат систематски грешки од непознато потекло." Ажурираниот резултат од понатамошните набљудувања со ALMA и e-Merlin дава паралакса од mas и растојание од парсеци или светлосни години.
Во 2020 година, новите набљудувачки податоци од вселенскиот ''Solar Mass Ejection Imager'' на сателитот Кориолис и три различни техники за моделирање произвеле рафинирана паралакса од mas, полупречник од , и растојание од парсеци или светлосни години, што, доколку е точно, би значело дека Бетелгез е речиси 25% помала и 25% поблиску до Земјата отколку што се сметало претходно.
Иако тековната мисија на Гаја на Европската вселенска агенција не се очекувало да даде добри резултати за ѕвезди посветли од приближно V=6 граница на заситеност на инструментите на мисијата, фактичката операција покажала добри перформанси на објекти со величина +3. Принудените набљудувања на посветлите ѕвезди значат дека конечните резултати треба да бидат достапни за сите светли ѕвезди, а паралаксата за Бетелгез ќе биде објавена по редослед на големина попрецизна од моментално достапната. Нема податоци за Бетелгез во Gaia Data Release 2, кој бил објавен во 2018 година.
3.3 Варијабилност
Бетелгез е класифициран како полуправилна променлива ѕвезда, што покажува дека одредена периодичност е забележлива во промените на осветленоста, но амплитудите може да варираат, циклусите може да имаат различна должина и може да има застој или периоди на неправилност. Сместена е во подгрупата SRc; ова се пулсирачки црвени суперџинови со амплитуди околу една светлинска величина и периоди од десетици до стотици дена.
Бетелгез обично покажува единствено мали промени на осветленоста блиску до светлинска величина +0,5, иако во нејзините екстреми може да стане светла како светлинска величина 0,0 или слаба како светлинска величина +1,6. Бетелгез е наведена во Општиот каталог на променливи ѕвезди со можен период од 2.335 денови. Подетални анализи покажале главен период близу 400 дена, краток период од 185 дена, и подолг секундарен период околу 2.100 дена. Најниската веродостојно снимена величина на V-појас од +1,614 била пријавена во февруари 2020 година.
Радијалните пулсирања на црвените суперџинови се добро моделирани и покажуваат дека периодите од неколку стотици денови обично се должат на фундаменталното и првото пулсирање. Линиите во спектарот на Бетелгез покажуваат доплерови поместувања што укажуваат на промени во радијалната брзина што одговараат, многу грубо, на промените на осветленоста. Ова ја покажува природата на пулсирањата во големина, иако соодветните температурни и спектрални варијации не се јасно видливи. Директно се измерени и варијациите во пречникот на Бетелгез. Биле забележани први пулсирања од 185 дена, а односот на основните и призвуковите периоди дава вредни информации за внатрешната структура на ѕвездата и нејзината старост.
Изворот на долгите секундарни периоди е непознат, но тие не можат да се објаснат со радијални пулсирања. Интерферометриските набљудувања на Бетелгез покажале жаришта за кои се смета дека се создадени од масивни ќелии за конвекција, значителен дел од пречникот на ѕвездата и секоја од нив емитува 5-10% од вкупната светлина на ѕвездата. Една теорија за објаснување на долгите секундарни периоди е дека тие се предизвикани од развојот на таквите клетки во комбинација со вртењето на ѕвездата. Други теории вклучуваат блиски двојни интеракции, хромосферска магнетна активност што влијае на губењето на масата или нерадијални пулсирања како што се g-режимите.
Покрај дискретните доминантни периоди, се забележуваат стохастички варијации со мала амплитуда. Се предлага ова да се должи на зрното, слично на истиот ефект врз сонцето, но во многу поголем обем.
3.4 Пречник
На 13 декември 1920 година, Бетелгез станала првата ѕвезда надвор од Сончевиот Систем на која била измерена аголната големина на нејзината фотосфера. Иако интерферометријата сè уште била во повој, експериментот се покажал успешен. Истражувачите, користејќи униформен модел на диск, утврдиле дека Бетелгез имала пречник од ", иако ѕвездениот диск веројатно бил 17% поголем поради рабното затемнување, што резултирало со проценка за нејзиниот аголен пречник од околу 0,055.“ Оттогаш, други иследувања произвеле аголен пречник кој се движи од 0,042 до ". Комбинирајќи ги овие податоци со историски проценки за растојание од 180 до светлосни години дава проектиран полупречник на ѕвездениот диск од некаде од 1,2 до астрономски единици. Користејќи го Сончевиот Систем за споредба, орбитата на Марс е околу АЕ, Церера во астероидниот појас АЕ, Јупитер АЕ - значи, ако се претпостави дека Бетелгез го зазема местото на Сонцето, нејзината фотосфера би можела да се прошири надвор од орбитата на Јупитер, не стигнувајќи до Сатурн на АЕ.
Точниот пречник е тешко да се дефинира поради неколку причини:
# Бетелгез е пулсирачка ѕвезда, па нејзиниот пречник се менува со текот на времето;
# Ѕвездата нема дефиниран „раб“ бидејќи затемнувањето на екстремитетите предизвикува оптичките емисии да се разликуваат по боја и да се намалуваат колку што се протега подалеку од центарот;
# Бетелгез е опкружен со околу ѕвездена обвивка составена од материја исфрлена од ѕвездата - материја која апсорбира и емитува светлина - што го отежнува дефинирањето на фотосферата на ѕвездата;
# Мерењата може да се земаат на различни бранови должини во рамките на електромагнетниот спектар и разликата во пријавените пречници може да биде од 30–35%, но сепак е тешко да се спореди еден наод со друг, бидејќи очигледната големина на ѕвездата се разликува во зависност од користената бранова должина. Проучувањата покажале дека измерениот аголен пречник е значително поголем при ултравиолетови бранови должини, се намалува преку видливото на минимум во блиско-инфрацрвениот спектар и повторно се зголемува во средниот инфрацрвен спектар;# Атмосферското треперење ја ограничува резолуцијата што може да се добие од телескопите на земјата, бидејќи турбуленцијата ја намалува аголната резолуција.
Општо пријавените полупречници на големите студени ѕвезди се Розеландовите полупречници, дефинирани како полупречник на фотосферата на специфична оптичка длабочина од две третини. Ова одговара на полупречник пресметан од делотворна температура и булометриската осветленост. Розеландовиот полупречник се разликува од директно измерените полупречници, со корекции за рабното затемнување и бранова должина на набљудување. На пример, измерениот аголен пречник од 55,6 маси би одговарал на просечниот Розеландовиот полупречник од 56,2 маси, додека понатамошните корекции за постоењето на околните лушпи од прашина и гас би дале пречник од маси.
За да се надминат овие предизвици, истражувачите примениле различни решенија. Астрономската интерферометрија, за прв пат конципирана од Хиполит Физо во 1868 година, станала основниот концепт што овозможила големи подобрувања во современата телескопија и довела до создавање на интерферометарот Мајкелсон во 1880-тите, и првото успешно мерење на Бетелгез. Исто како што перцепцијата на човечката длабочина се зголемува кога две очи наместо едно перцепираат објект, Физо предложил набљудување на ѕвездите преку два отвори наместо еден за да се добијат пречки што ќе обезбедат информации за распределбата на просторниот интензитет на ѕвездата. Науката се развила брзо и денес се користат интерферометри со повеќе бленди за снимање на дамки, кои се синтетизираат со помош на Фурјеова анализа за да се добие портрет со висока резолуција. Токму оваа методологија ги идентификувала жариштата на Бетелгез во 1990-тите. Други технолошки откритија вклучуваат адаптивна оптика, вселенски опсерватории како Хипаркос, Хабл и Спицер, и астрономскиот рекомбинатор со повеќе зракови (AMBER), кој ги комбинира зраците на три телескопи истовремено милосрдно да се постигне, овозможувајќи просторна резолуција.
Набљудувањата во различни региони на електромагнетниот спектар - видливиот, блиско-инфрацрвениот (NIR), средно-инфрацрвениот (MIR) или радиото - произведуваат многу различни аголни мерења. Во 1996 година, Бетелгез се покажал дека има униформа диск од маси. Во 2000 година, тим од Лабораторија за вселенски науки пресметал пречник од маси, игнорирајќи го секој можен придонес од жариштата, кои се помалку забележливи во средниот инфрацрвен регион. Бил вклучен и теоретски додаток за рабно затемнување, со пречник од маси. Претходната проценка е еднаква на полупречник од приближно или , претпоставувајќи го Харперовото растојание од 2008 година од парсеци, бројка приближно со големина на јупитеровата орбита од астрономски единици.
Во 2004 година, тим од астрономи кои работат во блиската инфрацрвена светлина објавиле дека попрецизното фотосферско мерење е маси. Иследувањето, исто така, дало објаснување за тоа зошто различните бранови должини од видливото до средното инфрацрвено подрачје создаваат различни пречници: ѕвездата се гледа низ густа, топла продолжена атмосфера. При кратки бранови должини (видливиот спектар) атмосферата ја расфрла светлината, со што малку го зголемува пречникот на ѕвездата. При блиску инфрацрвени бранови должини (појаси K и L), расејувањето е занемарливо, така што класичната фотосфера може директно да се види; во средно-инфрацрвеното расејување се зголемува уште еднаш, предизвикувајќи топлинската емисија на топлата атмосфера да го зголеми очигледниот пречник.
Иследувањата со IOTA и VLTI објавени во 2009 година донеле силна поддршка за идејата за прашински обвивки и молекуларна обвивка (MOLсфера) околу Бетелгез, и дале пречници кои се движат од 42,57 до маси со релативно незначителни маргини на грешка. Во 2011 година, третата проценка во блиску инфрацрвена светлина ги потврдува бројките од 2009 година, овој пат покажувајќи пречник на дискот од рабното затемнување од маси. Близу инфрацрвениот фотосферски пречник од маси на растојание според Хипаркос од парсеци е еднаков на околу или . Пресметките од 2014 година добиваат аголен пречник од (еквивалентно на униформиран диск) со користење на набљудувања на бендот H и K направени со инструментот VLTI AMBER.
Во 2009 година било објавено дека полупречникот на Бетелгез се намалил од 1993 до 2009 година за 15%, со аголното мерење од 2008 година еднакво на маси. За разлика од повеќето претходни трудови, ова набљудување користело мерења на една специфична бранова должина во текот на 15 години. Намалувањето на очигледната големина на Бетелгез е еднакво на опсег на вредности помеѓу забележано во 1993 година до забележано во 2008 година - контракција од речиси во години. Набљудуваната контракција генерално се верува дека е варијација во само дел од продолжената атмосфера околу Бетелгез, а набљудувањата на други бранови должини покажале зголемување на пречникот во сличен период.
Најновите модели на Бетелгез имаат фотосферски аголен перечник од околу маси, со повеќе обвивки до маси. Претпоставувајќи растојание од парсеци, тоа значи ѕвезден пречник од 887±203 ''R''<sub>☉</sub>.
Некогаш се сметало дека има најголем аголен пречник од која било ѕвезда на небото по Сонцето. Но Бетелгез ја изгубила таа разлика во 1997 година кога група астрономи го измериле пречникот на R Златна Рипка во износ од , иако R Златн Рипка, е многу поблиску до Земјата на околу светлосни години, има линеарен пречник приближно една третина од оној на Бетелгез.
3.5 Окултации
Бетелгез е премногу далеку од еклиптиката за да биде прикриена од главните планети, но оние од некои астероиди (кои се со поширок опсег и многу побројни) се случуваат често. Делумна окултација од астероидот со 19-та величина се случила на 2 јануари 2012 година. Тоа било делумно бидејќи аголниот пречник на ѕвездата бил поголем од оној на астероидот; осветленоста на Бетелгез паднала за само околу 0,01 величина.
Се предвидувало дека астероидот 319 Леона со 14-та величина ќе биде окултен на 12 декември 2023 година, 01:12 UTC. Тоталноста на почетокот била неизвесна, а окулацијата била проектирана да трае само приближно дванаесет секунди (видливо на тесен пат на површината на Земјата, чија точна ширина и местоположба првично биле неизвесни поради недостаток на прецизно знаење за големината и патеката на астероид). Проекциите подоцна биле рафинирани бидејќи повеќе податоци биле анализирани за вкупност („огнен прстен“) од приближно пет секунди и 60 километри широка патека која се протега од Таџикистан, Ерменија, Турција, Грција, Италија, Шпанија, Атлантскиот Океан, Мајами, Флорида и Флорида Кис до делови од Мексико. (Среќниот настан би овозможил и детални набљудувања на самата Леона 319). ). Меѓу другите програми, 80 аматерски астрономи само во Европа биле координирани од астрофизичарот Мигел Монтаргес и сор. на Париската опсерваторија за настанот.
4 Физички карактеристики
Бетелгез е многу голема, светла, но студена ѕвезда класифицирана како црвен суперџин со M1-2 Ia-ab. Буквата „М“ во оваа ознака значи дека е црвена ѕвезда што припаѓа на спектралната класа М и затоа има релативно ниска фотосферска температура; Класата на осветленост на суфиксот „Ia-ab“ покажува дека е суперџин со средна сјајност, со својства на дел помеѓу нормалниот суперџин и прозрачниот суперџин. Од 1943 година, спектарот на Бетелгез служи како една од стабилните точки на прицврстување според која се класифицираат другите ѕвезди.
Несигурноста во температурата на површината на ѕвездата, пречникот и растојанието го отежнуваат постигнувањето прецизно мерење на сјајноста на Бетелгез, но истражувањата од 2012 година наведуваат сјајност од околу , претпоставувајќи растојание од парсеци. Студиите од 2001 година известуваат за делотворни температури кои се движат од 3.250 до 3.690 К. Вредности надвор од овој опсег биле претходно пријавени, а се верува дека голем дел од варијациите се реални, поради пулсирањата во атмосферата. Ѕвездата е исто така бавен ротатор и најновата забележана брзина била 5.45 км/сек. — многу побавно од Антарес која има вртежна брзина од 20 км/сек. Периодот на вртење зависи од големината и ориентацијата на Бетелгез кон Земјата, но пресметано е дека трае години да се сврти околу својата оска, наклонета под агол од околу степени кон Земјата.
Во 2004 година, астрономите користејќи компјутерски симулации шпекулирале дека дури и доколку Бетелгез не се врти, може да покаже магнетна активност од големи размери во својата проширена атмосфера, фактор каде што дури и умерено силните полиња би можеле да имаат значајно влијание врз прашината на ѕвездата, ветерот и загубата на масните својства. Серија спектрополариметриски набљудувања кои биле добиени во 2010 година со телескопот Бернард Лиот во опсерваторијата Пик ду Миди откриле присуство на слабо магнетно поле на површината на Бетелгез, што сугерира дека џиновските конвективни движења на суперџиновите се способни да предизвикаат почеток на динамо ефект.
4.1 Маса
Бетелгез нема познати орбитални придружници, така што нејзината маса не може да се пресмета со тој директен метод. Современите проценки на масата од теоретското моделирање произвеле вредности од , со вредности од – од постари студии. Пресметано е дека Бетелгез го започнала својот живот како ѕвезда од , врз основа на сончева светлина од 90.000–150.000. Нов метод за одредување на масата на суперџинот бил предложен во 2011 година, тврдејќи за сегашната ѕвездена маса од со горна граница од 16,6 и долна од , врз основа на набљудувања на профилот на интензитетот на ѕвездата од интерферометрија на тесен H-појас и користејќи фотосферско мерење од приближно или . Веројатна претходна анализа на возраста дава моментална маса од и почетна маса од
Масата на Бетелгез може да се процени и врз основа на нејзината позиција на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм врз основа на големината и бојата (ГБ) . Бојата на Бетелгез можеби се променила од жолта (или можеби портокалова; т.е. жолт суперџин) во црвена во последните неколку илјади години, врз основа на преглед на историски записи од 2022 година. Оваа промена на бојата во комбинација со големината и бојата сугерира маса од и возраст од 14 Myr, и растојание од 125 до 150 парсеци (~ 400 до 500 светлосни години).
4.2 Движење
Кинематиката на Бетелгез е сложена. Возраста на суперџиновите од класа М со почетна маса од е приближно 10 милиони години. Поаѓајќи од нејзината денешна положба и движење, проекција назад во времето би ја сместила Бетелгез околу подалеку од галактичката рамнина - неверојатна местоположба, бидејќи таму нема регион за формирање на ѕвезди. Освен тоа, проектираниот пат на Бетелгез не се смета дека се вкрстува со субасоцијацијата 25 Ори или со далеку помладото јато на маглината Орион (ОМЈ, исто така познато како Ори OB1d), особено затоа што астрометријата со многу долга основна низа дава растојание од Бетелгез до ОМЈ помеѓу 389 и парсеци. Следствено, веројатно е дека Бетелгез не секогаш го имала своето сегашно движење низ вселената, туку го сменила курсот во еден или друг момент, веројатно како резултат на блиска ѕвездена експлозија. Набљудувањето на Вселенската опсерваторија Хершел во јануари 2013 година открило дека ветровите на ѕвездата се судираат со околната меѓуѕвездена средина.
Најверојатното сценарио за формирање на ѕвезди за Бетелгез е дека станува збор за ѕвезда-бегалка од здружението Орион ОБ1. Првично била член на повеќекратен систем со висока маса во Ori OB1a, Бетелгеуз веројатно била формирана пред околу 10-12 милиони години, но бргу се развила поради нејзината висока маса. Научниците предложиле во 2015 година дека Бетелгез може наместо тоа да биде член на новооткриеното здружение Торион OB.
4.3 Динамика на кружни ѕвезди
Во доцната фаза на ѕвездениот развој, масивните ѕвезди како Бетелгез покажуваат високи стапки на губење на масата, веројатно колку на секои години, што резултира со сложена околуѕвездена обвивка која постојано е во флукс. Во еден труд од 2009 година, губењето на ѕвездената маса било наведено како „клуч за разбирање на развојот на вселената од најраните космолошки времиња до сегашната епоха, како и за формирањето на планетите и формирањето на самиот живот“. Сепак, физичкиот механизам не е добро разбран. Кога Мартин Шварцшилд прв ја предложил својата теорија за огромни конвекциони ќелии, тој тврдел дека тоа е веројатната причина за загуба на маса кај развојните суперџинови како Бетелгез. Неодамнешната работа ја потврдила оваа хипотеза, но сè уште има несигурности за структурата на нивната конвекција, механизмот на нивното губење на масата, начинот на кој се формира прашина во нивната проширена атмосфера и условите што го преципитираат нивното драматично финале како супернова од типот II. Во 2001 година, Греам Харпер го проценил ѕвездениот ветер на на секои години, но истражувањата од 2009 година обезбедиле докази за епизодна загуба на маса што ја прави неизвесна секоја вкупна бројка за Бетелгез. Тековните набљудувања сугерираат дека ѕвезда како Бетелгез може да помине дел од својот живот како црвен суперџин, но потоа да премине низ Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, да помине уште еднаш низ кратка жолта суперџинска фаза и потоа да експлодира како син суперџин или Волф-Рајеова ѕвезда.
Астрономите можеби се блиску до решавање на оваа мистерија. Тие забележале голем гасовит облак кој се протега најмалку шест пати повеќе од неговиот ѕвезден полупречник, што покажува дека Бетелгез не ја фрла материја рамномерно во сите правци. Присуството на столбот имплицира дека сферичната симетрија на фотосферата на ѕвездата, често забележана во инфрацрвената светлина, не е зачувана во нејзината блиска околина. Пријавени се асиметрии на ѕвездениот диск на различни бранови должини. Сепак, поради рафинираните способности на NACO, адаптивната оптика на Многу голем телескоп, овие асиметрии се нашле во фокус. Двата механизми кои би можеле да предизвикаат такво асиметрично губење на масата биле конвекционите ќелии од големи размери или губење на поларна маса, веројатно поради вртење. Истражувајќи подлабоко со AMBER на Европската јужна опсерваторија, забележан е гас во проширената атмосфера на суперџинот како енергично се движи нагоре и надолу, создавајќи меурчиња големи како самиот суперџин, што го натерало неговиот тим да заклучи дека таквиот ѕвезден пресврт стои зад масивното исфрлање на столбот забележано од Кервела.
4.3.1 Асиметрични школки
На околу 0,45 ѕвездени полупречници (~ ) над фотосферата, може да лежи молекуларен слој познат како MOLсфера или молекуларна средина. Истражувањата покажуваат дека се состои од водена пареа и јаглерод моноксид со делотворна температура од околу келвини Водената пареа првично била откриена во спектарот на суперџинот во 1960-тите со двата проекти Стратоскоп, но била игнорирана со децении. МОЛсферата може да содржи и SiO и Al<sub>2</sub>O<sub>3</sub> - молекули кои би можеле да го објаснат формирањето на честички од прашина.
Друг поладен регион, асиметричната гасовита обвивка, се протега за неколку полупречници (~ 10-40 АЕ) од фотосферата. Тој е збогатен со кислород и особено со азот во однос на јаглеродот. Овие аномалии на составот најверојатно се предизвикани од контаминација од материјал обработен со јаглеродно-азотно-кислородниот циклус од внатрешноста на Бетелгез.
Сликите на радио-телескоп кои биле направени во 1998 година потврдуваат дека Бетелгез има многу сложена атмосфера, со температура од келвини, слична на онаа забележана на површината на ѕвездата, но многу понизок од околниот гас во истиот регион. Сликите на Многу голем телескоп исто така покажуваат дека овој гас со пониска температура прогресивно се лади додека се протега нанадвор. Иако неочекувано, се покажува дека е најзастапената состојка на атмосферата на Бетелгез. „''Ова го менува нашето основно разбирање за атмосферите на црвените суперџинови''“, објаснил Џереми Лим, водачот на тимот. „''Наместо атмосферата на ѕвездата да се шири подеднакво поради гасот загреан на високи температури во близина на нејзината површина, денес се смета дека неколку џиновски конвекциски ќелии го придвижуваат гасот од површината на ѕвездата во нејзината атмосфера''“. Ова е истиот регион во кој се верува дека постои откритието на Кервела од 2009 година за светла грутка, која веројатно содржи јаглерод и азот и се протега најмалку шест фотосферски полупречници во југозападниот правец на ѕвездата.
Хромосферата била директно снимена од камерата со слаб објект на вселенскиот телескоп „Хабл“ во ултравиолетови бранови должини. Сликите откриле и светла област во југозападниот квадрант на дискот. Просечниот полупречник на хромосферата во 1996 година изнесувал околу 2,2 пати поголем од оптичкиот диск (~ АЕ) и било пријавено дека има температура не повисока од келвини Меѓутоа, во 2004 година набљудувањата со STIS, високопрецизниот спектрометар на Хабл, укажале на постоење на топла хромосферска плазма најмалку една лачна секунда оддалечена од ѕвездата. На растојание од 197 парсеци, големината на хромосферата може да биде до 200 парсеци. Набљудувањата дефинитивно покажале дека топлата хромосферска плазма просторно се преклопува и коегзистира со ладен гас во гасовитата обвивка на Бетелгез, како и со прашината во нејзините обвивки од околу ѕвездената прашина.
Првото тврдење за обвивка од прашина што го опкружува Бетелгез било изнесено во 1977 година кога било забележано дека обвивките од прашина околу зрелите ѕвезди често испуштаат големи количини на зрачење што го надминува фотосферскиот придонес. Со користење на хетеродинска интерферометрија, било заклучено дека црвениот суперџин емитира поголем дел од своето вишок зрачење од позиции над 12 ѕвездени полупречници или приближно растојанието на Кајперовиот Појас на 50 до 60 АЕ, што зависи од претпоставениот ѕвезден полупречник. Оттогаш, биле направени иследувања за оваа обвивка од прашина на различни бранови должини, кои даваат дефинитивно различни резултати. Иследувањата од 1990-тите го процениле внатрешниот полупречник на обвивката од прав некаде од 0,5 до или 100 до АЕ. Овие студии укажуваат дека околината со прашина што го опкружува Бетелгез не е статична. Во 1994 година, било објавено дека Бетелгез се подложува на спорадично повеќедецениско производство на прашина, проследено со неактивност. Во 1997 година, биле забележани значајни промени во морфологијата на обвивката од прашина за една година, што укажува на тоа дека обвивката е асиметрично осветлена од полето на ѕвезденото зрачење силно погодено од постоењето на фотосферски жаришта. Извештајот од 1984 година за џиновска асиметрична обвивка од прашина од парсек ( АЕ) не е потврден со неодамнешните иследувања, иако друг извештај кој бил објавен истата година вели дека се пронајдени три школки од прашина кои се протегаат на четири светлосни години од едната страна на ѕвездата во распаѓање, што укажува на тоа дека Бетелгез ги отфрла своите надворешни слоеви додека се движи.
Иако точната големина на двете надворешни обвивки CO останува неостварлива, прелиминарните проценки сугерираат дека едната обвивка се протега од околу 1,5 до 4,0 лачни секунди, а другата се проширува до 7,0 лачни секунди. Претпоставувајќи ја Јовиевата орбита од како пречник на ѕвездата, внатрешната обвивка би се протегала приближно 50 до 150 ѕвездени полупречници (~ 300 до АЕ) со надворешната до 250 ѕвездени полупречници (~ АЕ). Хелиопаузата на Сонцето се проценува на 100 АЕ, така што големината на оваа надворешна обвивка би била речиси четиринаесет пати поголема од големината на Сончевиот Систем.
4.3.2 Назвучен ударен бран
Бетелгез патува назвучно низ меѓуѕвездената средина со брзина од км/сек. (т.е. ~ АЕ) создавајќи ударен бран. Ударот не е создаден од ѕвездата, туку од нејзиниот моќен ѕвезден ветер додека исфрла огромни количества гас во меѓуѕвездената средина со брзина од км/сек., загревајќи го материјалот што ја опкружува ѕвездата, а со тоа ја прави видлива во инфрацрвена светлина. Бидејќи Бетелгез е толку светла, дури во 1997 година за прв пат бил снимен ударниот бран. Структурата на кометата се проценува дека е широка најмалку еден парсек, претпоставувајќи растојание од 643 светлосни години.
Хидродинамичките симулации на ударниот бран направени во 2012 година покажуваат дека тој е многу млад - стар помалку од 30.000 години - што сугерира две можности: дека Бетелгез се преселила во регион на меѓуѕвездената средина со различни својства неодамна или дека Бетелгез претрпела значителна трансформација што создава променет ѕвезден ветер. Еден труд од 2012 година, предложил дека овој феномен е предизвикан од преминот на Бетелгез од син суперџин (ССЏ) во црвен суперџин (ЦСЏ). Постојат докази дека во доцната развојна фаза на ѕвезда како Бетелгез, таквите ѕвезди „може да претрпат брзи премини од црвено во сино и обратно на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, со придружни брзи промени на нивните ѕвездени ветрови и ударни бранови“. Покрај тоа, доколку идните истражувања ја потврдат оваа хипотеза, Бетелгез може да се покаже дека патувал близу 200.000 АЕ како црвен суперџин расфрлајќи дури 3 ''M''<sub>☉</sub> по неговата траекторија.
5 Животни фази
Бетелгез е црвен суперџин кој се развил од ѕвезда од главната низа од типот О. По исцрпувањето на јадрото на водородот, Бетелгез се развил во син суперџин пред да се развие во сегашната форма на црвен суперџин. Нејзиното јадро на крајот ќе пропадне, предизвикувајќи експлозија на супернова и оставајќи зад себе компактен остаток. Деталите зависат од точната почетна маса и другите физички својства на ѕвездата од главната низа.
5.1 Главна низа
Почетната маса на Бетелгез може да се процени единствено со тестирање на различни ѕвездени развојни модели за да одговараат на нејзините денешни набљудувани својства. Непознавањето и на моделите и на денешните својства значат дека постои значителна несигурност во првичниот изглед на Бетелгез, но нејзината маса обично се проценува дека била во опсег од , со современи модели кои наоѓаат вредности од . Нејзиниот хемиски состав може разумно да се претпостави дека бил околу 70% водород, 28% хелиум и 2,4% тешки елементи, малку побогати со метали од Сонцето, но инаку слични. Почетната стапка на вртење е понеизвесна, но моделите со бавни до умерени стапки на почетно вртење даваат најдобри совпаѓања со денешните својства на Бетелгез. Таа верзија на главната низа на Бетелгез би била жешка светлечка ѕвезда со спектрален тип како што е O9V.
ѕвездата би траела помеѓу 11,5 и 15 милиони години за да се достигне фазата на црвениот суперџин, а на ѕвездите кои побрзо се вртат им треба најдолго време. Брзо вртежните ѕвезди имаат период од 9,3 милиони години за да стигнат до фазата на црвениот суперџин, додека ѕвездите со бавно вртење имаат период од само 8,1 милиони години. Ова се најдобрите проценки за сегашната возраст на Бетелгез, бидејќи времето од незјината главна секвенца на нулта возраст се проценува на 8,0-8,5 милиони години како ѕвезда без вртење.
5.2 По исцрпување на јадрото на водород
Времето на Бетелгез поминато како црвен суперџин може да се процени со споредување на стапките на загуба на маса со набљудуваниот околуѕвезден материјал, како и со изобилството на тешки елементи на површината. Проценките се движат од 10.000 години до максимум 140.000 години. Се смета дека Бетелгез претрпува кратки периоди на голема загуба на маса и е ѕвезда-бегалка која брзо се движи низ вселената, така што споредбите на нејзината моментална загуба на маса со вкупната изгубена маса се тешки.
Површината на Бетелгез покажува зголемување на азот, релативно ниски нивоа на јаглерод и висока пропорција од 13C во однос на 12 C, сето тоа укажува на ѕвезда која го доживеала првото зацрпување. Меѓутоа, првото зацрпување се случува набргу откако ѕвездата ќе ја достигне фазата на црвен суперџин и затоа тоа само значи дека Бетелгез е црвен суперџин најмалку неколку илјади години. Најдоброто предвидување е дека Бетелгез веќе потрошил околу 40.000 години како црвен суперџин, откако ја напуштил главната низа пред можеби еден милион години.
Тековната маса може да се процени од развојните модели од почетната маса и очекуваната маса изгубена досега. За Бетелгез, вкупната изгубена маса се предвидува да биде не повеќе од околу , давајќи струја од , значително повисоко од проценетите со други средства како што се пулсирачките својства или моделите за рабно затемнување.
Сите ѕвезди помасивни од околу се очекува да го прекинат својот живот кога нивните јадра ќе згаснат, обично предизвикувајќи експлозија на супернова. До околу , тип на суперновата II-P секогаш се произведува од фазата на црвениот суперџин.
Помасивните ѕвезди можат да изгубат маса доволно брзо за да се развијат кон повисоки температури пред нивните јадра да се урнат, особено за вртежните ѕвезди и моделите со особено високи стапки на загуба на маса. Овие ѕвезди можат да произведат тип II-L или тип IIb супернови од жолти или сини суперџинови или тип I b/c супернова од Волф-Рајеова ѕвезда. Модели на ротирачки ѕвезди предвидуваат необичен тип II супернова слична на SN 1987A од син суперџин. Од друга страна, неротирачките модели предвидуваат тип II-P супернова од предок на црвен суперџин.
Времето до експлозијата на Бетелгез зависи од предвидените првични услови и од проценката на времето веќе поминато како црвен суперџин. Вкупниот животен век од почетокот на фазата на црвениот суперџин до колапсот на јадрото варира од околу 300.000 години за вртежна ѕвезда, 550.000 години за вртежна ѕвезда и до милион години за ѕвезда која не се врти. Со оглед на проценетото време откако Бетелгез станала црвен суперџин, проценките за нејзиниот преостанат животен век се движат од „најдобрата претпоставка“ од под 100.000 години за невртежен модел до многу подолг за вртежен модел или ѕвезди со помала маса. Осомниченото родно место на Бетелгез во здружението Орион ОБ1 е место на неколку претходни супернови. Се верува дека ѕвездите бегалки може да се предизвикани од супернови, а постојат силни докази дека OB-ѕвездите μ Гулаб, AE Кочијаш и 53 Овен потекнуваат од таквите експлозии во Ori OB1 пред околу 2.2, 2.7 и 4.9 милиони години.
Типичен тип на суперновата II-P емитира 2×10<sup>46</sup> J неутрино и произведува експлозија со кинетичка енергија од 2×10<sup>44</sup> J . Како што се гледа од Земјата, Бетелгез како тип на суперновата IIP би имала врвна привидна величина некаде во опсегот од -8 до -12. Ова би било лесно видливо на дневна светлина, со можна осветленост до значителен дел од полната месечина, иако веројатно не ја надминува. Овој тип на супернова би останал со приближно константна осветленост за 2-3 месеци пред брзото затемнување. Видливата светлина се произведува главно од радиоактивното распаѓање на кобалт и ја одржува неговата осветленост поради зголемената транспарентност на водородот за ладење исфрлен од суперновата.
5.2.1 Медиумско известување
Поради недоразбирањата предизвикани од објавувањето во 2009 година за контракцијата на ѕвездата од 15%, очигледно на нејзината надворешна атмосфера, Бетелгез често претставувала предмет на страшни приказни и гласини кои сугерираат дека ќе експлодира во рок од една година и ќе доведе до претерани тврдења за последиците од таквиот настан. Времето и распространетоста на овие гласини се поврзани со пошироки заблуди за астрономијата, особено со предвидувањата за судниот ден поврзани со календарската апокалипса на Маите. Бетелгез веројатно нема да произведе излив на гама-зраци и не е доволно блиску за нејзинитерендгенски зраци, ултравиолетово зрачење или исфрлен материјал да предизвикаат значителни ефекти на Земјата.
По затемнувањето на Бетелгез во декември 2019 година, се појавиле извештаи во науката и мејнстрим медиумите кои повторно вклучувале шпекулации дека ѕвездата би можела да експлодира како супернова - дури и во услови на научни истражувања дека супернова не се очекува за можеби 100.000 години. Некои изданија ја објавиле величината од +1,3 како необичен и интересен феномен, како списанието ''Astronomy'', ''National Geographic'' и ''Smithsonian''.
Некои мејнстрим медиуми, како ''The Washington Post'', ''ABC News'' во Австралија и ''Popular Science'', објавиле дека супернова е можна, но малку веројатна, додека други медиуми лажно прикажуваат супернова како непосредна реална можност. CNN, на пример, го избрал насловот „Големата црвена ѕвезда делува чудно и научниците сметаат дека можеби ќе експлодира“, додека ''New York Post'' ја прогласила Бетелгез како „можна експлозивна супернова“.
Фил Плејт, во својот блог Bad Astronomy, забележувајќи дека неодамнешното однесување на Бетелгез, „[иако не) необично... не е без преседан“, тврди дека ѕвездата веројатно нема да експлодира „долго, долго време.“ Денис Овербај од Њујорк Тајмс се согласил дека експлозија не е неизбежна, но додал дека „астрономите се забавуваат размислувајќи за тоа“.
По евентуалната супернова, ќе остане мал густ остаток, или неутронска ѕвезда или црна дупка. Се смета дека Бетелгез нема јадро доволно масивно за црна дупка, така што остатокот веројатно ќе биде неутронска ѕвезда од приближно . Бидејќи неговата оска на вртење не е кон Земјата, Бетелгез како супернова нема да предизвика експлозија на гама-зраци во правец на Земјата кои би го загрозиле нашиот екосистем, иако е релативно блиску, околу 640 светлосни години од нас. Како и да е, Бетелгез како супернова може да ја засени Месечината на ноќното небо.
6 Етнолошки атрибути
Бетелгез, исто така, се пишува ''Betelgeux'' и, на германски, ''Beteigeuze'' (според Боде).''Betelgeux'' и ''Betelgeuze'' се користеле до почетокот на 20 век, кога правописот ''Betelgeuse'' станал универзален. Консензусот за неговиот изговор е слаб и е разновиден како и неговите правописи:
* BET-əl-joozОксфордски речник и Кралско астрономско друштво на Канада
* BEET-əl-jooz, -⁠jurzОксфордски речник
* BEET-əl-joos(Канадски речник на Оксфорд, ''Webster's Collegiate Dictionary'')
* bet-əl-GURZ(Марта Еванс Мартин, Пријателските ѕвезди)
Изговорите ''-urz'' се обиди да се изрече францускиот ''еу'' звук.
6.1 Етимологија
Бетелгез често погрешно се преведува како „пазуви“. Во своето дело ''„Ѕвездени имиња и нивните значења“'' од 1899 година, американскиот аматерски натуралист Ричард Хинкли Ален изјавил дека изведбата е од '''', за која тој тврди дека се дегенерира во голем број форми, вклучувајќи ги ''Бед Елгезе'', ''Бејт Алгуезе'', ''Бет Ел- гезе'', и ''Бетејгезе'', до формите ''Бетелгеуз'', ''Бетелгузе'', ''Бетелгезе'' и ''Бетелгејкс''. Ѕвездата била наречена ''Белденгез'' во ''Алфонсинови''те табели, и италијанскиот језуитски свештеник и астроном Џовани Батиста Ричоли ја нарекол ''Бектелгез'' или ''Бедалгеуз''.
Пол Куницш, професор по арапски студии на Универзитетот во Минхен, ја отфрлил изведбата на Ален и наместо тоа предложил дека целото име е расипување на арапскиот ar '''', што значи „Раката на ''ел-Џауза '“'' ; ''т.е.'' Орион. Европската погрешна транслитерација на средновековен латински довела до тоа првиот знак ''y'' ( مي, со две точки одоздола) да биде погрешно прочитан како ''b'' ( ب, со само една точка одоздола). За време на ренесансата, името на ѕвездата било напишано како ar '''' („куќа на Орион“) или ar '''', погрешно се смета дека значи „пазуви на Орион“ (вистински превод на „пазувите“ би бил ar, транслитерирана како '' )''. Ова довело до современото прикажување како ''Бетелгез''. Оттогаш, други писатели го прифатиле објаснувањето на Куницш.
Последниот дел од името, „-elgeuse“, доаѓа од арапскиот ar '''', историско арапско име на соѕвездието Орион, женско име во старата арапска легенда и со неизвесно значење. Затоа што ar '''', коренот на '''', значи „средина“, '''' грубо значи „централно“. Современото арапско име за Орион е ar '''' („Џинот“), иако употребата на ar '''' во името на ѕвездата продолжило. Англискиот преведувач од 17 век, Едмунд Чилмид, му го дал името ''Иед Алгеуз'' („Раката на Орион“), од Џејкоб Кристман. Други арапски имиња вклучуваат ar '''' („десната рака“), ar '''' („раката“) и ar '''' („рамото“), целиот ел-Џауза, Орион, како ar '''' .
6.2 Други имиња
Други имиња за Бетелгез го вклучуваат персиското ''fa-Latn'' „Раката“ и коптското ''cop-Latn''. ''sa-Latn'' било нејзиното име на санскрит, како дел од хиндуското разбирање на соѕвездието како трчачка антилопа или елен. Во традиционалната кинеска астрономија, името за Бетелгез еzh (''zh-Latn, четврта ѕвезда од соѕвездието Три Ѕвезди'') како кинеско соѕвездиеzh првично се однесувало на трите ѕвезди во Орионовиот Појас. Ова соѕвездие на крајот било проширено на десет ѕвезди, но претходното име останало. Во Јапонија, кланот Таира или Хајке го усвоиле Бетелгез и нејзината црвена боја како свој симбол, нарекувајќи ја ѕвездата ''Хајке-боши'', (ja), додека кланот Минамото, или Генџи, ја избрала Ригел и нејзината бела боја. Двете моќни семејства воделе легендарна војна во јапонската историја.
Во тахитското учење, Бетелгез била еден од столбовите што го потпирале небото, позната како ''Ана-вару'', столбот покрај кој се седи. Таа била наречена и ''Ta'urua-nui-o-Mere'' „Голема веселба во родителските копнежи“. Хавајски термин бил ''Kaulua-koko'' („брилијантна црвена ѕвезда“). Народот Лакандон од Средна Америка ја познавал ѕвездата како ''chäk tulix'' („црвена пеперутка“).
Астрономскиот писател Роберт Бурнам Џуниор го предложил терминот ''padparadaschah'', кој означува редок портокалов сафир во Индија, за ѕвездата.
6.3 Митологија
Со историјата на астрономијата тесно поврзана со митологијата и астрологијата пред научната револуција, црвената ѕвезда, како планетата Марс, која го добива своето име од римскиот бог на војната, била тесно поврзана со боречкиот архетип на освојување со милениуми, со проширување, мотивот на смртта и повторното раѓање. Други култури создале различни митови. Стивен Р. Вилк предложил дека соѕвездието Орион би можело да ја претставува грчката митолошка фигура Пелопс, кој имал вештачко рамо од слонова коска направено за него, со Бетелгез како рамо, а неговата боја потсетува на црвеникаво жолтиот сјај на слонова коска.
Абориџиновите од Големата пустина Викторија во Јужна Австралија ја вклучиле Бетелгез во нивните усни традиции како Нируна (Орион), кој се полни со огнена магија и се распаѓа пред да се врати. Ова се толкува како факт кох покажува дека раните абориџински набљудувачи биле свесни за варијациите на осветленоста на Бетелгез. Народот Вардаман од северна Австралија ја познавал ѕвездата како ''Ја-џунгин'' („Очите на бувот кои трепкаат“), нејзината променлива светлина означува нејзино наизменично следење на церемониите предводени од водачот на црвениот кенгур Ригел. Во јужноафриканската митологија, Бетелгез била перцепирана како лав кој фрла предаторски поглед кон трите зебри претставени со Орионовиот Појас.
Во Америка, Бетелгез означува отсечен екстремитет на човечка фигура (Орион) - бразилскиот Таулипанг го познава соѕвездието како Зилилкаваи, херој кому сопругата му ја отсечел ногата, со променливата светлина на Бетелгез поврзана со пресекот на раката. Слично на тоа, народот Лакота од Северна Америка ја гледал како поглавар на која и е отсечена раката.
Санскритското име за Бетелгез е ārdrā („влажниот“), истоимено со месечевата палата Ардра во хиндуската астрологија . Ригведскиот бог на бурите Рудра претседавал со ѕвездата; оваа здружение било поврзано од ентузијастот на ѕвездите од 19 век Ричард Хинкли Ален со бурната природа на Орион. Соѕвездијата во македонскиот фолклор претставувале земјоделски предмети и животни, како одраз на нивниот начин на живот. Бетелгез кај народот во Македонија е позната под името Орач, Терач (с. Сопотница и Суво Грло) или Рале (с. Пештани). Означувало дека селските мажи да одат на полињата и да ораат. За оваа ѕвезда се знае во речиси сите села и е дел од основните „белези“ на небото. Соѕвездието Орион во кое се наоѓа, кај народот се нарекува Ралици, сликовито претставено како рало со волови, при што орачот се наоѓа малку подалеку од ралото.
За Инуитите, појавата на Бетелгез и Белатрикс високо на јужното небо по зајдисонце го означува почетокот на пролетта и продолжувањето на деновите кон крајот на февруари и почетокот на март. Двете ѕвезди биле познати како ''Акутуџук'' („оние [две] поставени далеку“), што се однесува на растојанието меѓу нив, главно на луѓето од островот Северен Бафин и полуостровот Мелвил.
Спротивните местоположби на Орион и Скорпија, со нивните соодветни светло-црвени променливи ѕвезди Бетелгез и Антарес, биле забележани од древните култури ширум светот. Поставувањето на Орион и издигнувањето на Скорпија ја означуваат смртта на Орион од скорпијата. Во Кина тие ги означуваат браќата и ривали Шен и Шанг. Батак од Суматра ја одбележуваат својата Нова година со првата млада месечина по потонувањето на Орионовиот Појас под хоризонтот, во тој момент Бетелгез останал „како опашка од петел“. Положбите на Бетелгез и Антарес на спротивните краеви на небесното небо се сметале за значајни, а нивните соѕвездија се гледале како пар скорпии. Скорпионите денови биле означени како ноќи кога можеле да се видат двете соѕвездија.
6.4 Во популарната култура
Како една од најсветлите и најпознатите ѕвезди, Бетелгез се појавува во многу белетристика. Необичното име на ѕвездата го инспирирал насловот на филмот ''Битлџус'' од 1988 година, кој се однесува на неговиот насловен антагонист, а сценаристот Мајкл Мекдауел бил импресиониран од тоа колку луѓе ја направиле оваа меѓусебна врска. Ликовите Форд Префект и Запход Библброкс, од книгата „Водич низ галаксијата за автостопери“ на Даглас Адамс, потекнуваат од „малечка планета некаде од околината на Бетелгез“.
Два брода на американската морнарица го добиле името по ѕвездата, и двата бродови од Втората светска војна, лансиран во 1939 година и лансиран во 1944 година. Во 1979 година, францускиот супертанкер ''Бетелгез'' бил закотвен кај островот Види, испуштајќи нафта кога експлодирала, при што загинале 50 луѓе во една од најлошите катастрофи во историјата на Ирска.
Песната на бендот Дејв Метјуз „ Црна и сина птица“ се однесува на ѕвездата. Песната на Blur „Far Out“ од нивниот албум „Parklife“ од 1994 година ја споменува Бетелгез во своите текстови.
Поемата на Филип Ларкин „Северниот брод“, пронајдена во истоимената збирка, се повикува на ѕвездата во делот „Над 80° северно“, кој гласи:"&#x2009;„Жената има десет канџи“, /
Пееше пијаниот чамец; / Подалеку од Бетелгез, / Побрилијантна од Орион / Или планетите Венера и Марс, / Ѕвездениот пламен на океанот; / „Жената има десет канџи“, /
Пееше пијаниот чамец. "Хамберт Волф напишал песна за Бетелгез, со музика од Густав Холст.
Во трилогијата на Френк Херберт „Универзумот Дина“, се споменува планетарен систем со име Бел Тегез, што е веројатно извртено име за Бетелгез.
Во новелата „Сирените на Титан“ од 1959 година, на Курт Вонегат, ликот Винстон Нилс Ремфурд и неговото куче Казак постојат како „брановиден феномен“, кој започнува на Сонцето и завршува на Бетелгез.
7 Табела со проценки на аголен пречник
Оваа табела дава неисцрпен список на аголни мерења спроведени од 1920 година. Вклучена е и колона која обезбедува тековен опсег на полупречници за секоја студија заснована на најновата проценка на растојанието на Бетелгеуз (Харпер ''и сор.'' ) од .
Од, Година, Телескоп, #, Спектар, λ (μm), ∅ (mas), Полупречник @, Белешка
Мајкелсон, 1920, М. Вилсон, 1, Видлива, 0.575, 3.2–, Затемнување од +17% = 55.0
Боне, 1972, Паломар, 8, Видлива, 0.422–0.719, 52.0–69.0, 3.6–, Силна корелација на ∅ со λ
Балега, 1978, ЕЈО, 3, Видлива, 0.405–0.715, 45.0–67.0, 3.1–, Нема корелација на ∅ со λ
1979, SAO, 4, Видлива, 0.575–0.773, 50.0–62.0, 3.5–
Бушер, 1989, WHT, 4, Видлива, 0.633–0.710, 54.0–61.0, 4.0–, Откриени асиметрии/жаришта
Вилсон, 1991, WHT, 4, Видлива, 0.546–0.710, 49.0–57.0, 3.5–, Потврдени жаришта
Тутил, 1993, WHT, 8, Видлива, 0.633–0.710, 43.5–54.2, 3.2–, Проучување на жаришта на 3 ѕвезди
1992, WHT, 1, NIR, 0.902, 3.0–
Гилиланд, 1995, HST, УВ, 0.24–0.27, 104–112, 10.3–11.1, FWHM пречници
0.265–0.295, 92–100, 9.1–9.8
Винер, 1999, ISI, 2, MIR (N бенд), 11.150, 4.1–, Затемнување од =
Перин, 1997, IOTA, 7, NIR (K бенд), 2.200, 3.3–, K and L bands, data contrast
Haubois, 2005, IOTA, 6, NIR (H бенд), 1.650, 3.4–, Роселендов пречник
Ернандез, 2006, МГТ, 2, NIR (K бенд), 2.099–2.198, 3.2–, Резултати со висока прецизност од AMBER.
Онака<ref>, 2008, VLTI, 3, NIR (K бенд), 2.280–2.310, 3.3–, Затемнување
Тоунс, 1993, ISI, 17, MIR (N бенд), 11.150, 4.2–, Систематска студија која вклучува 17 мерења на иста бранова должина од 1993 до 2009 година
2008, ISI, MIR (N бенд), 11.150, 3.6–
2009, ISI, MIR (N бенд), 11.150, 3.6–
Онака, 2011, VLTI, 3, NIR (K бенд), 2.280–2.310, 3.2–, Затемнување
Харпер, 2008, VLA, Исто така, вреди да се забележи, Харпер и сор. во заклучокот на нивниот труд ја прават следната забелешка: „Во извесна смисла, изведеното растојание од 200 е рамнотежа помеѓу растојанието од 131 (425) Хипаркос и радиото кое се стреми кон 250 (815)“ - оттука воспоставувајќи ± 815 како надворешно растојание за ѕвездата.
8 Поврзано
* Список на ѕвезди во Орион
* Список на ѕвезди кои имаат невообичаени периоди на затемнување
* Ѕвездена еволуција
* Список на полуправилни променливи ѕвезди
* Список на кандидати за супернова