Betelgeuse

Betelgeuse es una supergigante roja de tipo espectral M1-2 y una de las estrellas más grandes visibles a simple vista. Suele ser la décima estrella más brillante del cielo nocturno y, después de Rigel, la segunda más brillante de la constelación de Orión. Es una estrella variable semirregular claramente rojiza cuya magnitud aparente, que varía entre +0.0 y +1.6, tiene el rango más amplio mostrado por cualquier estrella de primera magnitud. En longitudes de onda del infrarrojo cercano, Betelgeuse es la estrella más brillante del cielo nocturno. Su denominación de Bayer es α Orionis, latinizado a Alpha Orionis y abreviado Alpha Ori o α Ori.

Si estuviera en el centro de nuestro Sistema Solar, su superficie estaría más allá del cinturón de asteroides y engulliría las órbitas de Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Sin embargo, hay varias estrellas aún más grandes en la Vía Láctea, incluidas supergigantes como Mu Cephei y la peculiar hipergigante VY Canis Majoris. Los cálculos de la masa de Betelgeuse oscilan entre un poco menos de diez y un poco más de veinte veces la del Sol. Por diversas razones, su distancia ha sido bastante difícil de medir; Las mejores estimaciones actuales son del orden de 500 a 600 años luz del Sol, una incertidumbre comparativamente amplia para una estrella relativamente cercana. Su magnitud absoluta es de aproximadamente −6. Con menos de 10 millones de años, Betelgeuse ha evolucionado rápidamente debido a su gran masa y se espera que finalice su evolución con una explosión de supernova, muy probablemente dentro de 100 000 años. Habiendo sido expulsada de su lugar de nacimiento en la asociación Orión OB1, que incluye las estrellas en el Cinturón de Orión, se ha observado que esta estrella fugitiva se mueve a través del medio interestelar a una velocidad de < span data-sort-value="7004300000000000000♠">30 km/s, creando un arco de choque de más de cuatro años luz de ancho.

En 1920, Betelgeuse se convirtió en la primera estrella extrasolar cuyo tamaño angular de la fotosfera fue medido. Estudios posteriores informaron un diámetro angular (es decir, tamaño aparente) que oscila entre 0,042 y 0,056 segundos de arco; ese rango de determinaciones se atribuye a la no esfericidad, el oscurecimiento de las extremidades, las pulsaciones y la apariencia variable en diferentes longitudes de onda. También está rodeada por una envoltura compleja y asimétrica, aproximadamente 250 veces el tamaño de la estrella, causada por la pérdida de masa de la propia estrella. El diámetro angular observado en la Tierra de Betelgeuse solo es superado por los de R Doradus y el Sol.

A partir de octubre de 2019, Betelgeuse comenzó a atenuarse notablemente y, a mediados de febrero de 2020, su brillo se había reducido en un factor de aproximadamente 3, de una magnitud de 0,5 a 1,7. Para el 22 de febrero de 2020, Betelgeuse dejó de atenuarse y comenzó a iluminarse nuevamente; y, como se informó el 25 de febrero de 2022, se ha mantenido en un rango de brillo más normal. Las observaciones infrarrojas no encontraron cambios significativos en el brillo durante los últimos 50 años, lo que sugiere que la atenuación se debió a un cambio en la extinción o "polvo circunestelar de grano grande", en lugar de un cambio subyacente en la luminosidad de la estrella.. Un estudio de 2022 que utilizó el telescopio espacial Hubble sugiere que el polvo de oclusión fue creado por una eyección de masa superficial. Esta eyección de masa superficial arrojó material a millones de millas de la estrella que luego se enfrió para formar el polvo que provocó el oscurecimiento de la estrella.

Nomenclatura

La designación de la estrella es α Orionis (latinizado a Alpha Orionis), dada por Johann Bayer en 1603.

El nombre tradicional Betelgeuse se deriva del árabe يد الجوزاء Yad al-Jauzā' "la mano de al-Jauzā' [es decir, Orión]". Un error, en el siglo XIII d. C., al leer el árabe ya como ba condujo al nombre europeo. En inglés, hay cuatro pronunciaciones comunes de este nombre, dependiendo de si la primera e se pronuncia corta o larga y si la s se pronuncia "s" o "z":

La última pronunciación se ha popularizado por sonar como "jugo de escarabajo".

En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN, que incluía Betelgeuse para esta estrella. Ahora está así ingresado en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU.

Historial de observación

Betelgeuse y su coloración roja se han observado desde la antigüedad; el astrónomo clásico Ptolomeo describió su color como ὑπόκιρρος (hypókirrhos = más o menos naranja-leonado), un término que luego fue descrito por un traductor de Ulugh Beg's Zij-i Sultani como rubedo, latín para "ruddiness". En el siglo XIX, antes de los sistemas modernos de clasificación estelar, Angelo Secchi incluyó a Betelgeuse como uno de los prototipos de sus estrellas de Clase III (naranja a rojo). Por el contrario, tres siglos antes de Ptolomeo, los astrónomos chinos observaron que Betelgeuse tenía un color amarillo; si es precisa, tal observación podría sugerir que la estrella estaba en una fase supergigante amarilla en ese momento, una posibilidad dada la investigación actual sobre el complejo entorno circunestelar de estas estrellas.

Descubrimientos nacientes

Los grupos aborígenes del sur de Australia han compartido relatos orales sobre el brillo variable de Betelgeuse durante al menos 1000 años.

Sir John Herschel en 1846

La variación en el brillo de Betelgeuse fue descrita en 1836 por Sir John Herschel, cuando publicó sus observaciones en Outlines of Astronomy. De 1836 a 1840, notó cambios significativos en magnitud cuando Betelgeuse eclipsó a Rigel en octubre de 1837 y nuevamente en noviembre de 1839. Siguió un período de reposo de 10 años; luego, en 1849, Herschel notó otro ciclo corto de variabilidad, que alcanzó su punto máximo en 1852. Los observadores posteriores registraron máximos inusualmente altos con un intervalo de años, pero solo pequeñas variaciones de 1957 a 1967. Los registros de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) muestran un brillo máximo de 0,2 en 1933 y 1942, y un mínimo de 1,2, observado en 1927 y 1941. Esta variabilidad en el brillo puede explicar por qué Johann Bayer, con la publicación de su Uranometria en 1603, designó a la estrella alfa ya que probablemente rivalizaba con la normalmente más brillante Rigel (beta). Desde las latitudes árticas, el color rojo de Betelgeuse y su ubicación más alta en el cielo que Rigel significaba que los inuit la consideraban más brillante, y un nombre local era Ulluriajjuaq 'estrella grande'.

En 1920, Albert Michelson y Francis Pease montaron un interferómetro de 6 metros en la parte frontal del telescopio de 2,5 metros en el Observatorio Mount Wilson. Con la ayuda de John Anderson, el trío midió el diámetro angular de Betelgeuse en 0,047″, una cifra que resultó en un diámetro de 3,84×10⁸ km ( 2,58 AU) basado en el valor de paralaje de 0.018″. Sin embargo, el oscurecimiento de las extremidades y los errores de medición generaron incertidumbre sobre la precisión de estas mediciones.

Las décadas de 1950 y 1960 vieron dos desarrollos que afectarían la teoría de la convección estelar en supergigantes rojas: los proyectos Stratoscope y la publicación de 1958 de Structure and Evolution of the Stars, principalmente el trabajo de Martin Schwarzschild y su colega en la Universidad de Princeton, Richard Härm. Este libro difundió ideas sobre cómo aplicar tecnologías informáticas para crear modelos estelares, mientras que los proyectos Stratoscope, al llevar telescopios a bordo de globos por encima de las turbulencias de la Tierra, produjeron algunas de las mejores imágenes de gránulos solares y manchas solares jamás vistas, por lo tanto confirmando la existencia de convección en la atmósfera solar.

Grandes avances en imágenes

1998/9 Imágenes UV HST de Betelgeuse mostrando pulsaciones asimétricas con perfiles de línea espectral correspondientes

En la década de 1970, los astrónomos vieron algunos avances importantes en la tecnología de imágenes astronómicas, comenzando con la invención de Antoine Labeyrie de la interferometría moteada, un proceso que redujo significativamente el efecto de desenfoque causado por la visión astronómica. Aumentó la resolución óptica de los telescopios terrestres, lo que permitió mediciones más precisas de la fotosfera de Betelgeuse. Con las mejoras en la telescopía infrarroja en la cima del Monte Wilson, el Monte Locke y Mauna Kea en Hawái, los astrofísicos comenzaron a observar las complejas capas circunestelares que rodeaban a la supergigante, lo que les hizo sospechar la presencia de enormes burbujas de gas resultantes de la convección. Pero no fue hasta finales de la década de 1980 y principios de la de 1990, cuando Betelgeuse se convirtió en un objetivo habitual para la interferometría de enmascaramiento de apertura, que se produjeron avances en las imágenes de luz visible e infrarroja. Iniciado por John E. Baldwin y colegas del Grupo de Astrofísica Cavendish, la nueva técnica empleó una pequeña máscara con varios agujeros en el plano de la pupila del telescopio, convirtiendo la apertura en una matriz interferométrica ad hoc. La técnica contribuyó con algunas de las mediciones más precisas de Betelgeuse y reveló puntos brillantes en la fotosfera de la estrella. Estas fueron las primeras imágenes ópticas e infrarrojas de un disco estelar que no sea el Sol, tomadas primero de interferómetros terrestres y luego de observaciones de mayor resolución del telescopio COAST. Los "parches brillantes" o "puntos de acceso" observado con estos instrumentos parecía corroborar una teoría propuesta por Schwarzschild décadas antes de que las células de convección masiva dominaran la superficie estelar.

En 1995, la cámara para objetos débiles del telescopio espacial Hubble capturó una imagen ultravioleta con una resolución superior a la obtenida por los interferómetros terrestres: la primera imagen de un telescopio convencional (o "imagen directa" 34; en terminología de la NASA) del disco de otra estrella. Debido a que la luz ultravioleta es absorbida por la atmósfera terrestre, las observaciones en estas longitudes de onda se realizan mejor con telescopios espaciales. Al igual que las imágenes anteriores, esta imagen contenía un parche brillante que indicaba una región en el cuadrante suroeste 2000 K más caliente que la superficie estelar. Los espectros ultravioleta posteriores tomados con el espectrógrafo de alta resolución Goddard sugirieron que el punto caliente era uno de los polos de rotación de Betelgeuse. Esto le daría al eje de rotación una inclinación de unos 20° con respecto a la dirección de la Tierra, y un ángulo de posición desde el norte celeste de unos 55°.

Estudios de la década de 2000

En un estudio publicado en diciembre de 2000, el diámetro de la estrella se midió con el interferómetro espacial infrarrojo (ISI) en longitudes de onda del infrarrojo medio, lo que produjo una estimación oscurecida de 55.2±0.5 mas – a cifra totalmente consistente con los hallazgos de Michelson ochenta años antes. En el momento de su publicación, el paralaje estimado de la misión Hipparcos era 7,63±1.64 mas, arrojando un radio estimado para Betelgeuse de 3,6 AU. Sin embargo, un estudio interferométrico infrarrojo publicado en 2009 anunció que la estrella se había encogido un 15% desde 1993 a un ritmo creciente sin una disminución significativa en magnitud. Las observaciones posteriores sugieren que la aparente contracción puede deberse a la actividad de la capa en la atmósfera extendida de la estrella.

Además del diámetro de la estrella, han surgido preguntas sobre la compleja dinámica de la atmósfera extendida de Betelgeuse. La masa que forma las galaxias se recicla a medida que se forman y destruyen estrellas, y las supergigantes rojas son los principales contribuyentes, pero el proceso por el cual se pierde masa sigue siendo un misterio. Con los avances en las metodologías interferométricas, los astrónomos pueden estar cerca de resolver este enigma. En julio de 2009, las imágenes publicadas por el Observatorio Europeo Austral, tomadas por el Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI) con base en tierra, mostraron una gran columna de gas que se extendía 30 AU de la estrella a la atmósfera circundante. Esta eyección masiva fue igual a la distancia entre el Sol y Neptuno y es uno de los múltiples eventos que ocurren en la atmósfera circundante de Betelgeuse. Los astrónomos han identificado al menos seis proyectiles que rodean a Betelgeuse. Resolver el misterio de la pérdida de masa en las últimas etapas de la evolución de una estrella puede revelar los factores que precipitan las muertes explosivas de estos gigantes estelares.

2019–20 se desvanece

AAVSO V-band magnitud de Betelgeuse, entre septiembre 2018 y febrero 2021

Comparación de las imágenes SPHERE de Betelgeuse tomadas en enero 2019 y diciembre 2019, mostrando los cambios en el brillo y la forma

Betelgeuse, una estrella variable semirregular pulsante, está sujeta a múltiples ciclos de brillo creciente y decreciente debido a cambios en su tamaño y temperatura. Los astrónomos que notaron por primera vez el oscurecimiento de Betelgeuse, los astrónomos de la Universidad de Villanova Richard Wasatonic y Edward Guinan, y el aficionado Thomas Calderwood, teorizan que una coincidencia de un ciclo de luz mínimo normal de 5,9 años y un período de 425 días más profundo de lo normal son los factores impulsores. Otras posibles causas hipotéticas a fines de 2019 fueron una erupción de gas o polvo, o fluctuaciones en el brillo de la superficie de la estrella.

En agosto de 2020, estudios extensos y a largo plazo de Betelgeuse, principalmente con observaciones ultravioleta del telescopio espacial Hubble, sugieren que la atenuación inesperada probablemente fue causada por una inmensa cantidad de material supercaliente expulsado al espacio. El material se enfrió y formó una nube de polvo que bloqueó la luz de las estrellas proveniente de aproximadamente una cuarta parte de la superficie de Betelgeuse. Hubble capturó signos de material denso y calentado que se movía a través de la atmósfera de la estrella en septiembre, octubre y noviembre ante múltiples telescopios que observaron el oscurecimiento más marcado en diciembre y los primeros meses de 2020.

Para enero de 2020, Betelgeuse se había atenuado por un factor de aproximadamente 2,5 desde una magnitud de 0,5 a 1,5, e informó aún más débil en febrero en The Astronomer's Telegram con un mínimo récord de +1,614, señalando que la estrella es actualmente la "menos luminosa y más fría" en los 25 años de sus estudios y también calculando una disminución en el radio. La revista Astronomy lo describió como un "oscurecimiento extraño", y la especulación popular infirió que esto podría indicar una supernova inminente. Esto dejó a Betelgeuse de una de las 10 estrellas más brillantes del cielo a fuera del top 20, notablemente más tenue que su vecino cercano Aldebarán. Los principales informes de los medios discutieron la especulación de que Betelgeuse podría estar a punto de explotar como una supernova, pero los astrónomos señalan que se espera que la supernova ocurra dentro de aproximadamente los próximos 100,000 años y, por lo tanto, es poco probable que sea inminente.

Para el 17 de febrero de 2020, el brillo de Betelgeuse se había mantenido constante durante unos 10 días y la estrella mostraba signos de volver a brillar. El 22 de febrero de 2020, es posible que Betelgeuse haya dejado de oscurecerse por completo, pero casi terminó el episodio de oscurecimiento. El 24 de febrero de 2020, no se detectó ningún cambio significativo en el infrarrojo durante los últimos 50 años; esto parecía no estar relacionado con el reciente desvanecimiento visual y sugirió que un colapso inminente del núcleo puede ser poco probable. También el 24 de febrero de 2020, estudios adicionales sugirieron que la oclusión del "polvo circunestelar de grano grande" puede ser la explicación más probable para el oscurecimiento de la estrella. Un estudio que utiliza observaciones en longitudes de onda submilimétricas descarta contribuciones significativas de la absorción de polvo. En cambio, las grandes manchas estelares parecen ser la causa de la atenuación. Los estudios de seguimiento, publicados el 31 de marzo de 2020 en The Astronomer's Telegram, encontraron un rápido aumento en el brillo de Betelgeuse.

Betelgeuse es casi imposible de observar desde el suelo entre mayo y agosto porque está demasiado cerca del Sol. Antes de entrar en su conjunción de 2020 con el Sol, Betelgeuse había alcanzado un brillo de +0,4. Las observaciones con la nave espacial STEREO-A realizadas en junio y julio de 2020 mostraron que la estrella se había atenuado 0,5 desde la última observación desde tierra en abril. Esto es sorprendente, porque se esperaba un máximo para agosto/septiembre de 2020, y el próximo mínimo debería ocurrir alrededor de abril de 2021. Sin embargo, se sabe que el brillo de Betelgeuse varía de manera irregular, lo que dificulta las predicciones. El desvanecimiento podría indicar que podría ocurrir otro evento de atenuación mucho antes de lo esperado. El 30 de agosto de 2020, los astrónomos informaron de la detección de una segunda nube de polvo emitida por Betelgeuse y asociada con una atenuación sustancial reciente (un mínimo secundario el 3 de agosto) en la luminosidad de la estrella.

En junio de 2021, se explicó que el polvo posiblemente se debió a una mancha fría en su fotosfera y en agosto, un segundo grupo independiente confirmó estos resultados. Se cree que el polvo fue el resultado del enfriamiento del gas expulsado de la estrella. Un estudio de agosto de 2022 que utilizó el telescopio espacial Hubble confirmó investigaciones anteriores y sugirió que el polvo podría haber sido creado por una eyección de masa superficial. También conjeturó que el oscurecimiento podría provenir de un mínimo a corto plazo que coincidía con un mínimo a largo plazo que producía un gran mínimo, un ciclo de 416 días y un ciclo de 2010 días respectivamente, un mecanismo sugerido por primera vez por el astrónomo Leo Goldberg.

Observación

Imagen mostrando Betelgeuse (top izquierda) y la nebulosa densa del complejo de nube molecular Orion (Rogelio Bernal Andreo)

Como resultado de su distintivo color rojo anaranjado y su posición dentro de Orión, Betelgeuse es fácil de encontrar a simple vista. Es una de las tres estrellas que componen el asterismo del Triángulo de Invierno y marca el centro del Hexágono de Invierno. A principios de enero de cada año, se puede ver saliendo por el este justo después de la puesta del sol. Entre mediados de septiembre y mediados de marzo (mejor a mediados de diciembre), es visible desde prácticamente todas las regiones habitadas del mundo, excepto en la Antártida en latitudes al sur de 82°. En mayo (latitudes septentrionales moderadas) o junio (latitudes meridionales), la supergigante roja se puede ver brevemente en el horizonte occidental después de la puesta del sol y reaparece unos meses más tarde en el horizonte oriental antes del amanecer. En el período intermedio (junio-julio), es invisible a simple vista (visible solo con un telescopio durante el día), excepto alrededor del mediodía en las regiones antárticas entre 70° y 80° de latitud sur (durante la noche polar, cuando el Sol está debajo del horizonte).

Betelgeuse es una estrella variable cuya magnitud visual oscila entre 0,0 y +1,6. Hay períodos durante los cuales supera a Rigel para convertirse en la sexta estrella más brillante y, en ocasiones, se volverá incluso más brillante que Capella. En su punto más débil, Betelgeuse puede quedar detrás de Deneb y Beta Crucis, ambas ligeramente variables, para ser la vigésima estrella más brillante.

Betelgeuse tiene un índice de color B-V de 1,85, una cifra que apunta a su pronunciado "enrojecimiento". La fotosfera tiene una atmósfera extendida, que muestra fuertes líneas de emisión en lugar de absorción, un fenómeno que ocurre cuando una estrella está rodeada por una gruesa envoltura gaseosa (en lugar de ionizada). Se ha observado que esta atmósfera gaseosa extendida se acerca y se aleja de Betelgeuse, dependiendo de las fluctuaciones en la fotosfera. Betelgeuse es la fuente de infrarrojo cercano más brillante del cielo con una magnitud de banda J de −2,99; solo alrededor del 13% de la energía radiante de la estrella se emite como luz visible. Si los ojos humanos fueran sensibles a la radiación en todas las longitudes de onda, Betelgeuse aparecería como la estrella más brillante del cielo nocturno.

Los catálogos enumeran hasta nueve tenues compañeros visuales de Betelgeuse. Están a distancias de aproximadamente uno a cuatro minutos de arco y todos son más débiles que la décima magnitud.

Sistema estelar

Por lo general, se considera que Betelgeuse es una sola estrella aislada y una estrella fugitiva, que actualmente no está asociada con ningún cúmulo o región de formación estelar, aunque su lugar de nacimiento no está claro.

Se han propuesto dos compañeros espectroscópicos de Betelgeuse. El análisis de los datos de polarización de 1968 a 1983 indicó un compañero cercano con una órbita periódica de aproximadamente 2,1 años y, mediante el uso de interferometría moteada, el equipo concluyó que el más cercano de los dos compañeros estaba ubicado en 0.06″±0.01″ (≈9 AU) de la estrella principal con un ángulo de posición de 273°, una órbita que potencialmente la ubicaría dentro de la cromosfera de la estrella. El compañero más distante estaba en 0.51″±0.01″ (≈77 AU) con un ángulo de posición de 278°. Otros estudios no han encontrado evidencia de estos compañeros o han refutado activamente su existencia, pero la posibilidad de que un compañero cercano contribuya al flujo general nunca se ha descartado por completo. La interferometría de alta resolución de Betelgeuse y sus alrededores, mucho más allá de la tecnología de las décadas de 1980 y 1990, no ha detectado ningún compañero.

Medidas de distancia

El rayo muy grande de NRAO solía derivar la estimación de distancia de Betelgeuse 2008

Parallax es el cambio aparente de la posición de un objeto, medido en segundos de arco, causado por el cambio de posición del observador de ese objeto. A medida que la Tierra gira alrededor del Sol, se ve que cada estrella se desplaza una fracción de segundo de arco, medida que, combinada con la línea de base proporcionada por la órbita de la Tierra, da la distancia a esa estrella. Desde la primera medición exitosa de paralaje realizada por Friedrich Bessel en 1838, los astrónomos se han sentido desconcertados por la distancia aparente de Betelgeuse. El conocimiento de la distancia de la estrella mejora la precisión de otros parámetros estelares, como la luminosidad que, cuando se combina con un diámetro angular, se puede utilizar para calcular el radio físico y la temperatura efectiva; la luminosidad y las abundancias isotópicas también se pueden utilizar para estimar la edad y la masa estelares.

En 1920, cuando se realizaron los primeros estudios interferométricos sobre el diámetro de la estrella, el paralaje asumido era 0.0180″. Esto equivale a una distancia de 56 pc o aproximadamente 180 ly, produciendo no solo un radio inexacto para la estrella, sino todas las demás características estelares. Desde entonces, ha habido un trabajo continuo para medir la distancia de Betelgeuse, con distancias propuestas tan altas como 400 pc o sobre 1300 ly.

Antes de la publicación del Catálogo Hipparcos (1997), había dos medidas de paralaje ligeramente contradictorias para Betelgeuse. El primero, en 1991, dio un paralaje de 9.8±4.7 mas, arrojando una distancia de aproximadamente 102 pc o 330 ly. El segundo fue el Catálogo de entrada de Hipparcos (1993) con una paralaje trigonométrica de 5±4 mas, una distancia de 200 pc o 650 ly. Dada esta incertidumbre, los investigadores adoptaron una amplia gama de estimaciones de distancia, lo que generó variaciones significativas en el cálculo de los atributos de la estrella.

Los resultados de la misión Hipparcos se publicaron en 1997. El paralaje medido de Betelgeuse fue 7,63±1.64 mas, lo que equivalía a una distancia de aproximadamente 131 pc o 427 ly, y tuvo un error informado más pequeño que las mediciones anteriores. Sin embargo, una evaluación posterior de las mediciones de paralaje de Hipparcos para estrellas variables como Betelgeuse encontró que la incertidumbre de estas mediciones se había subestimado. En 2007, una cifra mejorada de 6.55±0.83, por lo tanto, se calculó un factor de error mucho más estricto que produjo una distancia de aproximadamente < /span>152±20 pc or 500±65 ly.

En 2008, usando Very Large Array (VLA), produjo una solución de radio de 5.07±1.10 mas, lo que equivale a una distancia de 197±45 pc o 643±146 ly. Como señala el investigador Harper: "El paralaje Hipparcos revisado conduce a una distancia mayor (152< span style="margin-left:0.3em;margin-right:0.15em;">±20 pc) que el original; sin embargo, la solución astrométrica aún requiere un ruido cósmico significativo de 2,4 mas. Dados estos resultados, está claro que los datos de Hipparcos aún contienen errores sistemáticos de origen desconocido." Aunque los datos de radio también tienen errores sistemáticos, la solución de Harper combina los conjuntos de datos con la esperanza de mitigar dichos errores. Un resultado actualizado de observaciones adicionales con ALMA y e-Merlin arroja una paralaje de 4,51±0.8 mas y una distancia de < /span>222+34
−48 pc o 724+111
−156 mente.

En 2020, nuevos datos de observación del Solar Mass Ejection Imager basado en el espacio a bordo del satélite Coriolis y tres técnicas de modelado diferentes produjeron una paralaje refinada de 5.95+0.58
−0.85 mas, un radio de 764+116
−62 R_☉, y una distancia de 168.1+27,5
−14,4 pc o 548+90
−49 lo que, de ser exacto, significaría que Betelgeuse es casi un 25% más pequeña y un 25% más cercana a la Tierra de lo que se pensaba anteriormente.

Aunque no se esperaba que la actual misión Gaia de la Agencia Espacial Europea produjera buenos resultados para estrellas más brillantes que el límite de saturación de aproximadamente V=6 de los instrumentos de la misión, la operación real ha mostrado un buen desempeño en objetos a aproximadamente magnitud +3. Las observaciones forzadas de estrellas más brillantes significan que los resultados finales deberían estar disponibles para todas las estrellas brillantes y se publicará un paralaje para Betelgeuse un orden de magnitud más preciso que el disponible actualmente. No hay datos sobre Betelgeuse en Gaia Data Release 2.

Variabilidad

AAVSO Curva de luz de banda V de Betelgeuse (Alpha Orionis) de diciembre de 1988 a agosto de 2002.

Orión, con Betelgeuse en su magnitud habitual (izquierda) y durante el mínimo inusualmente profundo a principios de 2020 (derecha)

Betelgeuse está clasificada como una estrella variable semirregular, lo que indica que se nota cierta periodicidad en los cambios de brillo, pero las amplitudes pueden variar, los ciclos pueden tener diferentes duraciones y puede haber paradas o períodos de irregularidad. Se ubica en el subgrupo SRc; estas son supergigantes rojas pulsantes con amplitudes de alrededor de una magnitud y períodos de decenas a cientos de días.

Betelgeuse normalmente muestra solo pequeños cambios de brillo cercanos a la magnitud +0,5, aunque en sus extremos puede volverse tan brillante como la magnitud 0,0 o tan tenue como la magnitud +1,6. Betelgeuse figura en el Catálogo General de Estrellas Variables con un período posible de 2.335 días. Análisis más detallados han mostrado un período principal de cerca de 400 días, un período corto de 185 días y un período secundario más largo de alrededor de 2100 días. La magnitud de banda V más baja registrada de manera confiable de +1.614 se informó en febrero de 2020.

Las pulsaciones radiales de las supergigantes rojas están bien modeladas y muestran que los períodos de unos pocos cientos de días se deben típicamente a la pulsación fundamental y al primer sobretono. Las líneas en el espectro de Betelgeuse muestran cambios Doppler que indican cambios de velocidad radial que corresponden, muy aproximadamente, a los cambios de brillo. Esto demuestra la naturaleza de las pulsaciones en tamaño, aunque la temperatura correspondiente y las variaciones espectrales no se ven claramente. Las variaciones en el diámetro de Betelgeuse también se han medido directamente. Se han observado las primeras pulsaciones de sobretonos de 185 días, y la relación entre los períodos fundamental y sobretono brinda información valiosa sobre la estructura interna de la estrella y su edad.

Se desconoce el origen de los largos períodos secundarios, pero no pueden explicarse por pulsaciones radiales. Las observaciones interferométricas de Betelgeuse han mostrado puntos calientes que se cree que son creados por células de convección masivas, una fracción significativa del diámetro de la estrella y cada una de las cuales emite entre el 5 y el 10 % de la luz total de la estrella. Una teoría para explicar los largos períodos secundarios es que son causados por la evolución de tales células combinada con la rotación de la estrella. Otras teorías incluyen interacciones binarias cercanas, actividad magnética cromosférica que influye en la pérdida de masa o pulsaciones no radiales como los modos g.

Además de los períodos dominantes discretos, se observan variaciones estocásticas de pequeña amplitud. Se propone que esto se deba a la granulación, similar al mismo efecto del sol pero a una escala mucho mayor.

Diámetro

El 13 de diciembre de 1920, Betelgeuse se convirtió en la primera estrella fuera del Sistema Solar en medir el tamaño angular de su fotosfera. Aunque la interferometría aún estaba en sus inicios, el experimento resultó ser un éxito. Los investigadores, usando un modelo de disco uniforme, determinaron que Betelgeuse tenía un diámetro de 0.047″, aunque el el disco estelar probablemente era un 17% más grande debido al oscurecimiento de la extremidad, lo que resultó en una estimación de su diámetro angular de aproximadamente 0,055 ". Desde entonces, otros estudios han producido diámetros angulares que van desde 0,042 hasta 0,069″. Al combinar estos datos con estimaciones de distancia histórica de 180 a 815 ly se obtiene un radio proyectado del disco estelar de desde 1,2 hasta 8,9 AU. Utilizando el Sistema Solar como comparación, la órbita de Marte es de aproximadamente 1,5 AU, Ceres en el cinturón de asteroides 2,7 AU, Júpiter 5.5 AU—entonces, suponiendo que Betelgeuse ocupe el lugar del Sol, su fotosfera podría extenderse más allá de la órbita joviana, sin llegar a Saturno en 9.5 AU.

Imagen de radio de 1998 mostrando el tamaño de la fotosfera de Betelgeuse (círculo) y el efecto de las fuerzas convectivas en la atmósfera de la estrella

Ha sido difícil definir el diámetro exacto por varias razones:

1. Betelgeuse es una estrella pulsante, por lo que su diámetro cambia con el tiempo;
2. La estrella no tiene "edge" definible mientras el oscurecimiento de la extremidad hace que las emisiones ópticas varían en color y disminuyen el más lejano se extiende desde el centro;
3. Betelgeuse está rodeado por un sobre circumstellar compuesto de materia expulsada de la estrella —materia que absorbe y emite luz— haciendo difícil definir la fotosfera de la estrella;
4. Las mediciones se pueden tomar en longitudes de onda variables dentro del espectro electromagnético y la diferencia de diámetros reportados puede ser hasta 30–35%, pero comparar un hallazgo con otro es difícil ya que el tamaño aparente de la estrella difiere dependiendo de la longitud de onda utilizada. Los estudios han demostrado que el diámetro angular medido es considerablemente mayor en longitudes de onda ultravioleta, disminuye a través de lo visible a un mínimo en el infrarrojo cercano, y aumenta de nuevo en el espectro medio infrarrojo;
5. El acoplamiento atmosférico limita la resolución obtenible de telescopios terrestres desde que la turbulencia degrada la resolución angular.

Los radios generalmente informados de las estrellas grandes y frías son los radios de Rosseland, definidos como el radio de la fotosfera a una profundidad óptica específica de dos tercios. Corresponde al radio calculado a partir de la temperatura efectiva y la luminosidad bolométrica. El radio de Rosseland difiere de los radios medidos directamente, con correcciones para el oscurecimiento de las extremidades y la longitud de onda de observación. Por ejemplo, un diámetro angular medido de 55,6 mas correspondería a un diámetro medio de Rosseland de 56,2 mas, mientras que otras correcciones por la existencia de capas de polvo y gas circundantes darían un diámetro de 41,9 mas.

Para superar estos desafíos, los investigadores han empleado varias soluciones. La interferometría astronómica, concebida por primera vez por Hippolyte Fizeau en 1868, fue el concepto fundamental que permitió importantes mejoras en la telescopía moderna y condujo a la creación del interferómetro de Michelson en la década de 1880 y la primera medición exitosa de Betelgeuse. Así como la percepción de profundidad humana aumenta cuando dos ojos en lugar de uno perciben un objeto, Fizeau propuso la observación de estrellas a través de dos aperturas en lugar de una para obtener interferencias que proporcionarían información sobre la distribución de intensidad espacial de la estrella. La ciencia evolucionó rápidamente y ahora se utilizan interferómetros de múltiples aperturas para capturar imágenes moteadas, que se sintetizan mediante el análisis de Fourier para producir un retrato de alta resolución. Fue esta metodología la que identificó los puntos críticos en Betelgeuse en la década de 1990. Otros avances tecnológicos incluyen la óptica adaptativa, los observatorios espaciales como Hipparcos, Hubble y Spitzer, y el Astronomical Multi-BEam Recombiner (AMBER), que combina los haces de tres telescopios simultáneamente, lo que permite a los investigadores lograr una resolución espacial de milisegundos de arco.

Las observaciones en diferentes regiones del espectro electromagnético (visible, infrarrojo cercano (NIR), infrarrojo medio (MIR) o radio) producen mediciones angulares muy diferentes. En 1996, se demostró que Betelgeuse tenía un disco uniforme de 56,6±1.0 mas. En 2000, un equipo del Laboratorio de Ciencias Espaciales midió un diámetro de 54,7±0.3 mas, ignorando cualquier posible contribución de los puntos de acceso, que son menos perceptibles en el infrarrojo medio. También se incluyó una asignación teórica para el oscurecimiento de las extremidades, lo que arrojó un diámetro de 55,2±0.5 mas. La estimación anterior equivale a un radio de aproximadamente 5,6 AU o 1200 R _☉, asumiendo la distancia Harper de 2008 de 197,0±45 pc, una cifra aproximadamente del tamaño de la órbita joviana de 5,5 AU.

En 2004, un equipo de astrónomos que trabajaban en el infrarrojo cercano anunció que la medición fotosférica más precisa era 43,33 ±0.04 mas. El estudio también presentó una explicación de por qué la variación de longitudes de onda desde el visible hasta el infrarrojo medio produce diferentes diámetros: la estrella se ve a través de una atmósfera extendida espesa y cálida. En longitudes de onda cortas (el espectro visible), la atmósfera dispersa la luz, lo que aumenta ligeramente el diámetro de la estrella. En las longitudes de onda del infrarrojo cercano (bandas K y L), la dispersión es insignificante, por lo que la fotosfera clásica se puede ver directamente; en el infrarrojo medio la dispersión vuelve a aumentar, provocando que la emisión térmica de la atmósfera cálida aumente el diámetro aparente.

Imagen infrarroja de Betelgeuse, Meissa y Bellatrix con nebulosas circundantes

Los estudios con IOTA y VLTI publicados en 2009 brindaron un fuerte apoyo a la idea de capas de polvo y una capa molecular (MOLsphere) alrededor de Betelgeuse, y arrojaron diámetros que van desde 42.57 hasta 44,28 mas con márgenes de error comparativamente insignificantes. En 2011, una tercera estimación en el infrarrojo cercano corrobora los números de 2009, esta vez mostrando un diámetro de disco oscurecido por las extremidades de 42,49±0,06 mas. El diámetro fotosférico del infrarrojo cercano de 43,33 mas a la distancia Hipparcos de 152±20 pc equivale a aproximadamente 3,4 AU o 730 R_{☉< /sub>. Un artículo de 2014 obtiene un diámetro angular de 42,28 mas (equivalente a un disco uniforme de 41,01 mas) utilizando observaciones de banda H y K realizadas con el instrumento VLTI AMBER.}

En 2009, se anunció que el radio de Betelgeuse se había reducido de 1993 a 2009 en un 15 %, con la medida angular de 2008 igual a 47,0 más. A diferencia de la mayoría de los artículos anteriores, este estudio utilizó mediciones en una longitud de onda específica durante 15 años. La disminución en el tamaño aparente de Betelgeuse equivale a un rango de valores entre 56.0±0.1 mas visto en 1993 a 47,0±0,1 mas visto en 2008: una contracción de casi 0.9 AU en 15 años. En general, se cree que la contracción observada es una variación en solo una porción de la atmósfera extendida alrededor de Betelgeuse, y las observaciones en otras longitudes de onda han mostrado un aumento en el diámetro durante un período similar.

Los últimos modelos de Betelgeuse adoptan un diámetro angular fotosférico de alrededor de 43 mas, con múltiples capas hasta 50-60 mas. Suponiendo una distancia de 197 pc, esto significa un diámetro estelar de 887±203 R< /i>_☉.

Betelgeuse, una vez considerada como la estrella con el diámetro angular más grande del cielo después del Sol, perdió esa distinción en 1997 cuando un grupo de astrónomos midió R Doradus con un diámetro de 57.0±0.5 mas, aunque R Doradus, al estar mucho más cerca de la Tierra aproximadamente 200 ly, tiene un diámetro lineal de aproximadamente un tercio que de Betelgeuse.

Características físicas

(Julio de 2008, obsoleto). Tamaños relativos de los planetas en el Sistema Solar y varias estrellas, incluyendo Betelgeuse:

1. Mercurio: Mares
2. Tierra, Neptuno, significa Urano, Saturno
3. Júpiter - Lobo 359
4. Sirius ecto Pollux
5. Aldebaran
6. Betelgeuse ■ Mu Cephei Canis Majoris

Comparación de tallas de Betelgeuse, Mu Cephei, KY Cygni y V354 Cephei, según Emily Levesque

Betelgeuse es una estrella muy grande, luminosa pero fría, clasificada como una supergigante roja M1-2 Ia-ab. La letra "M" en esta designación significa que es una estrella roja perteneciente a la clase espectral M y por lo tanto tiene una temperatura fotosférica relativamente baja; el "Ia-ab" La clase de luminosidad del sufijo indica que es una supergigante de luminosidad intermedia, con propiedades a mitad de camino entre una supergigante normal y una supergigante luminosa. Desde 1943, el espectro de Betelgeuse ha servido como uno de los puntos de anclaje estables por los que se clasifican otras estrellas.

La incertidumbre en la temperatura de la superficie de la estrella, el diámetro y la distancia hacen que sea difícil lograr una medición precisa de la luminosidad de Betelgeuse, pero una investigación de 2012 cita una luminosidad de alrededor de 126 000 L☉, asumiendo una distancia de 200 pc. Los estudios desde 2001 informan temperaturas efectivas que oscilan entre 3250 y 3690 K. Los valores fuera de este rango se han informado previamente, y se cree que gran parte de la variación es real, debido a las pulsaciones en la atmósfera. La estrella también rota lentamente y la velocidad más reciente registrada fue 5,45 km/s, mucho más lenta que Antares, que tiene una velocidad de rotación de 20 km/s. El período de rotación depende del tamaño y la orientación de Betelgeuse con respecto a la Tierra, pero se ha calculado que tomará 36 años para girar sobre su eje, inclinado en un ángulo de alrededor de 60° con respecto a la Tierra.

En 2004, los astrónomos que usaron simulaciones por computadora especularon que incluso si Betelgeuse no está girando, podría exhibir actividad magnética a gran escala en su atmósfera extendida, un factor en el que incluso los campos moderadamente fuertes podrían tener una influencia significativa sobre la estrella. polvo, viento y propiedades de pérdida de masa. Una serie de observaciones espectropolarimétricas obtenidas en 2010 con el Telescopio Bernard Lyot en el Observatorio Pic du Midi reveló la presencia de un campo magnético débil en la superficie de Betelgeuse, lo que sugiere que los movimientos convectivos gigantes de las estrellas supergigantes pueden desencadenar la aparición de una pequeña -Efecto de dínamo de escala.

Masa

Betelgeuse no tiene compañeros orbitales conocidos, por lo que su masa no puede calcularse mediante ese método directo. Las estimaciones de masa modernas a partir de modelos teóricos han producido valores de 9,5–21 M☉, con valores de 5 M_☉–30 M_☉ de estudios anteriores. Se ha calculado que Betelgeuse comenzó su vida como una estrella de 15 a 20 M_☉, según una luminosidad solar de 90 000 a 150 000. En 2011 se propuso un método novedoso para determinar la masa de la supergigante, argumentando una masa estelar actual de 11,6 M_☉ con un límite superior de 16,6 e inferior de 7,7 M_☉, según las observaciones del perfil de intensidad de la estrella a partir de interferometría de banda H estrecha y usando una medición fotosférica de aproximadamente 4.3 AU o 955±217 R_☉. El ajuste del modelo a las pistas evolutivas da una masa actual de 19,4–19,7 M_☉, a partir de una masa inicial de 20 M_☉.

Movimiento

Orion OB1 association

La cinemática de Betelgeuse es compleja. La edad de las supergigantes de Clase M con una masa inicial de 20 M_☉ es de aproximadamente 10 millones de años. A partir de su posición y movimiento actuales, una proyección hacia atrás en el tiempo colocaría a Betelgeuse alrededor de 290 parsecs más lejos del plano galáctico: una ubicación inverosímil, ya que no hay una región de formación estelar allí. Además, la ruta proyectada de Betelgeuse no parece cruzarse con la subasociación de 25 Ori o el cúmulo de nebulosas de Orión mucho más joven (ONC, también conocido como Ori OB1d), particularmente porque la astrometría Very Long Baseline Array arroja una distancia desde Betelgeuse hasta el ONC de entre 389 y 414 parsecs. En consecuencia, es probable que Betelgeuse no siempre haya tenido su movimiento actual a través del espacio, sino que haya cambiado de rumbo en un momento u otro, posiblemente como resultado de una explosión estelar cercana. Una observación realizada por el Observatorio Espacial Herschel en enero de 2013 reveló que los vientos de la estrella chocan contra el medio interestelar que la rodea.

El escenario de formación estelar más probable para Betelgeuse es que se trata de una estrella fugitiva de la asociación Orion OB1. Originalmente miembro de un sistema múltiple de gran masa dentro de Ori OB1a, Betelgeuse probablemente se formó hace unos 10-12 millones de años, pero ha evolucionado rápidamente debido a su gran masa. En 2015, H. Bouy y J. Alves sugirieron que Betelgeuse podría ser miembro de la recién descubierta asociación Taurion OB.

Dinámica circunestelar

Imagen del Telescopio Muy Grande de ESO mostrando el disco estelar y un ambiente extendido con una ciruela desconocida de gas circundante

En la última fase de la evolución estelar, las estrellas masivas como Betelgeuse exhiben altas tasas de pérdida de masa, posiblemente tanto como un M_☉ cada < span data-sort-value="7011315576000000000♠">10 000 años, lo que da como resultado un entorno circunestelar complejo que cambia constantemente. En un artículo de 2009, la pérdida de masa estelar se citó como la "clave para comprender la evolución del universo desde los primeros tiempos cosmológicos hasta la época actual, y de la formación de planetas y la formación de la vida misma". Sin embargo, el mecanismo físico no se comprende bien. Cuando Martin Schwarzschild propuso por primera vez su teoría de las enormes células de convección, argumentó que era la causa probable de la pérdida de masa en supergigantes evolucionadas como Betelgeuse. Trabajos recientes han corroborado esta hipótesis, pero todavía hay incertidumbres sobre la estructura de su convección, el mecanismo de su pérdida de masa, la forma en que se forma el polvo en su atmósfera extendida y las condiciones que precipitan su dramático final como una supernova de tipo II. En 2001, Graham Harper estimó un viento estelar de 0,03 M_☉ cada < /span>10,000 años, pero la investigación desde 2009 ha proporcionado evidencia de pérdida de masa episódica, lo que hace que la cifra total de Betelgeuse sea incierta. Las observaciones actuales sugieren que una estrella como Betelgeuse puede pasar una parte de su vida como una supergigante roja, pero luego cruza el diagrama H-R, pasa una vez más a través de una breve fase de supergigante amarilla y luego explota como una supergigante azul o estrella Wolf-Rayet..

Reproducción del artista de ESO mostrando Betelgeuse con una gigantesca burbuja hirviendo sobre su superficie y una ciruela radiante de gas siendo expulsada a seis radios fotoféricos o aproximadamente la órbita de Neptuno

Los astrónomos pueden estar cerca de resolver este misterio. Notaron una gran columna de gas que se extendía al menos seis veces su radio estelar, lo que indica que Betelgeuse no está arrojando materia de manera uniforme en todas las direcciones. La presencia del penacho implica que la simetría esférica de la fotosfera de la estrella, a menudo observada en el infrarrojo, no se conserva en su entorno cercano. Se habían informado asimetrías en el disco estelar en diferentes longitudes de onda. Sin embargo, debido a las capacidades refinadas de la óptica adaptativa NACO en el VLT, estas asimetrías se han puesto de manifiesto. Los dos mecanismos que podrían causar tal pérdida de masa asimétrica fueron las células de convección a gran escala o la pérdida de masa polar, posiblemente debido a la rotación. Sondeando más profundamente con AMBER de ESO, se ha observado gas en la atmósfera extendida de la supergigante moviéndose vigorosamente hacia arriba y hacia abajo, creando burbujas tan grandes como la propia supergigante, lo que lleva a su equipo a concluir que tal agitación estelar está detrás de la eyección de pluma masiva observada por Kervella.

Conchas asimétricas

Además de la fotosfera, ahora se han identificado otros seis componentes de la atmósfera de Betelgeuse. Son un entorno molecular también conocido como MOLsphere, una envoltura gaseosa, una cromosfera, un entorno de polvo y dos capas exteriores (S1 y S2) compuestas de monóxido de carbono (CO). Se sabe que algunos de estos elementos son asimétricos, mientras que otros se superponen.

Vista exterior del Telescopio Muy Grande de ESO (VLT) en Paranal, Chile

A aproximadamente 0,45 radios estelares (~2–3 AU) por encima de la fotosfera, puede haber se encuentra una capa molecular conocida como MOLsphere o entorno molecular. Los estudios muestran que está compuesto de vapor de agua y monóxido de carbono con una temperatura efectiva de aproximadamente 1500±500 K. El vapor de agua se había detectado originalmente en el espectro de la supergigante en la década de 1960 con los dos proyectos de Stratoscope, pero se había ignorado durante décadas. La MOLsphere también puede contener SiO y Al2O3, moléculas que podrían explicar la formación de partículas de polvo.

Vista interior de uno de los cuatro telescopios de unidad de 8,2 metros en el VLT de ESO

La envoltura gaseosa asimétrica, otra región más fría, se extiende por varios radios (~10–40 AU) de la fotosfera. Está enriquecido en oxígeno y especialmente en nitrógeno con respecto al carbono. Es probable que estas anomalías en la composición se deban a la contaminación por material procesado con CNO del interior de Betelgeuse.

Las imágenes de radiotelescopio tomadas en 1998 confirman que Betelgeuse tiene una atmósfera muy compleja, con una temperatura de 3450< span style="margin-left:0.3em;margin-right:0.15em;">±850 K, similar al registrado en la superficie de la estrella pero mucho más bajo que el gas circundante en la misma región. Las imágenes de VLA también muestran que este gas de temperatura más baja se enfría progresivamente a medida que se extiende hacia el exterior. Aunque inesperado, resulta ser el constituyente más abundante de la atmósfera de Betelgeuse. "Esto altera nuestra comprensión básica de las atmósferas de las estrellas supergigantes rojas", explicó Jeremy Lim, el líder del equipo. "En lugar de que la atmósfera de la estrella se expanda uniformemente debido al gas calentado a altas temperaturas cerca de su superficie, ahora parece que varias celdas de convección gigantes impulsan el gas desde la superficie de la estrella hacia su atmósfera". 34; Esta es la misma región en la que se cree que existe el hallazgo de Kervella de 2009 de una pluma brillante, que posiblemente contiene carbono y nitrógeno y se extiende al menos seis radios fotosféricos en la dirección suroeste de la estrella.

La cromosfera fue fotografiada directamente por la Cámara de Objetos Débiles a bordo del Telescopio Espacial Hubble en longitudes de onda ultravioleta. Las imágenes también revelaron un área brillante en el cuadrante suroeste del disco. El radio medio de la cromosfera en 1996 era aproximadamente 2,2 veces el disco óptico (~10 AU) y se informó que tenía una temperatura no superior a 5500 K. Sin embargo, en 2004 las observaciones con el STIS, el espectrómetro de alta precisión del Hubble, apuntaron a la existencia de plasma cromosférico caliente al menos a un segundo de arco de distancia de la estrella. A una distancia de 197 pc, el tamaño de la cromosfera podría ser de hasta 200 AU. Las observaciones han demostrado de manera concluyente que el plasma cromosférico cálido se superpone espacialmente y coexiste con el gas frío en la envoltura gaseosa de Betelgeuse, así como con el polvo en sus capas de polvo circunestelares.

Esta imagen infrarroja del VLT de ESO muestra conchas complejas de gas y polvo alrededor de Betelgeuse – el pequeño círculo rojo en el centro es el tamaño de la fotosfera.

La primera afirmación de una capa de polvo alrededor de Betelgeuse se presentó en 1977 cuando se observó que las capas de polvo alrededor de estrellas maduras a menudo emiten grandes cantidades de radiación por encima de la contribución fotosférica. Usando interferometría heterodina, se concluyó que la supergigante roja emite la mayor parte de su exceso de radiación desde posiciones más allá de 12 radios estelares o aproximadamente la distancia del cinturón de Kuiper a 50 a 60 AU, que depende del radio estelar asumido. Desde entonces, se han realizado estudios de esta envoltura de polvo en diferentes longitudes de onda que arrojan resultados decididamente diferentes. Los estudios de la década de 1990 han estimado el radio interior de la capa de polvo entre 0,5 y 1,0 segundos de arco, o 100 a 200 AU. Estos estudios señalan que el entorno de polvo que rodea a Betelgeuse no es estático. En 1994, se informó que Betelgeuse experimenta una producción de polvo esporádica durante décadas, seguida de inactividad. En 1997, se observaron cambios significativos en la morfología de la capa de polvo en un año, lo que sugiere que la capa está asimétricamente iluminada por un campo de radiación estelar fuertemente afectado por la existencia de puntos calientes fotosféricos. El informe de 1984 de una capa de polvo asimétrica gigante 1 pc (< span data-sort-value="7016308568047999355♠">206,265 AU) no ha sido corroborado por estudios recientes, aunque otro publicado el mismo año dijo que se encontraron tres capas de polvo que se extienden a cuatro años luz de un lado de la estrella en descomposición, lo que sugiere que Betelgeuse arroja sus capas exteriores a medida que se mueve.

Aunque el tamaño exacto de las dos capas exteriores de CO sigue siendo difícil de determinar, las estimaciones preliminares sugieren que una capa se extiende desde aproximadamente 1,5 a 4,0 segundos de arco y la otra se expande hasta 7,0 segundos de arco. Suponiendo que la órbita joviana de 5,5 AU como el radio de la estrella, la capa interna se extendería aproximadamente de 50 a 150 radios estelares (~300 a 800 AU) con el exterior hasta 250 radios estelares (~ 1400 AU). La heliopausa del Sol se estima en unas 100 UA, por lo que el tamaño de esta capa exterior sería casi catorce veces el tamaño del Sistema Solar.

Arco de choque supersónico

Betelgeuse viaja supersónicamente a través del medio interestelar a una velocidad de 30 km/s (es decir, ~6.3 AU/a) creando un arco de choque. El choque no lo crea la estrella, sino su poderoso viento estelar, ya que expulsa grandes cantidades de gas al medio interestelar a una velocidad de 17 km/s, calentando el material que rodea a la estrella, haciéndola así visible en luz infrarroja. Debido a que Betelgeuse es tan brillante, fue solo en 1997 que se tomó la primera imagen del arco de choque. Se estima que la estructura del cometa tiene al menos un parsec de ancho, suponiendo una distancia de 643 años luz.

Las simulaciones hidrodinámicas del arco de choque realizadas en 2012 indican que es muy joven (menos de 30 000 años), lo que sugiere dos posibilidades: que Betelgeuse se haya trasladado a una región del medio interestelar con propiedades diferentes recientemente o que Betelgeuse haya sufrido una transformación significativa produciendo un viento estelar cambiado. Un artículo de 2012 propuso que este fenómeno fue causado por la transición de Betelgeuse de una supergigante azul (BSG) a una supergigante roja (RSG). Hay evidencia de que en la etapa evolutiva tardía de una estrella como Betelgeuse, tales estrellas “pueden sufrir transiciones rápidas de rojo a azul y viceversa en el diagrama de Hertzsprung-Russell, con cambios rápidos que las acompañan en sus vientos estelares y arcos de choque.." Además, si investigaciones futuras confirman esta hipótesis, Betelgeuse podría haber viajado cerca de 200 000 UA como una supergigante roja dispersándose hasta < /span>3 M_☉ a lo largo de su trayectoria.

Fases de la vida

Betelgeuse es una supergigante roja que ha evolucionado a partir de una estrella de secuencia principal de tipo O. Su núcleo eventualmente colapsará, produciendo una explosión de supernova y dejando atrás un remanente compacto. Los detalles dependen de la masa inicial exacta y otras propiedades físicas de esa estrella de secuencia principal.

Secuencia principal

Hertzsprung–Russell diagrama identificando supergiantes como Betelgeuse que se han movido de la secuencia principal

La masa inicial de Betelgeuse solo se puede estimar probando diferentes modelos evolutivos estelares para que coincidan con sus propiedades observadas actualmente. Las incógnitas tanto de los modelos como de las propiedades actuales significan que existe una incertidumbre considerable en la apariencia inicial de Betelgeuse, pero generalmente se estima que su masa estuvo en el rango de 10-25 M< sub>☉, con modelos modernos que encuentran valores de 15–20 M_☉. Se puede suponer razonablemente que su composición química era de alrededor del 70 % de hidrógeno, 28 % de helio y 2,4 % de elementos pesados, ligeramente más ricos en metales que el Sol, pero por lo demás similares. La tasa de rotación inicial es más incierta, pero los modelos con tasas de rotación iniciales lentas a moderadas producen las mejores coincidencias con las propiedades actuales de Betelgeuse. Esa versión de secuencia principal de Betelgeuse habría sido una estrella luminosa caliente con un tipo espectral como O9V.

Una estrella de 15 M_☉ tardaría entre 11,5 y 15 millones de años en alcanzar la etapa de supergigante roja, siendo las estrellas de rotación más rápida las que tardarían más. Las estrellas de 20 M_☉ que giran rápidamente tardan 9,3 millones de años en alcanzar la etapa de supergigante roja, mientras que 20 M_☉ las estrellas con rotación lenta tardan solo 8,1 millones de años. Estas son las mejores estimaciones de la edad actual de Betelgeuse, ya que se estima que el tiempo transcurrido desde su etapa de secuencia principal de edad cero es de 8,0 a 8,5 millones de años como 20 M_{☉ estrella sin rotación.}

Después del agotamiento del hidrógeno del núcleo

La representación celestia de Orión como podría aparecer de la Tierra cuando Betelgeuse explota como una supernova, que podría ser más brillante que la supernova que explotó en 1006

El tiempo que Betelgeuse pasó como supergigante roja se puede estimar comparando las tasas de pérdida de masa con el material circunestelar observado, así como la abundancia de elementos pesados en la superficie. Las estimaciones van desde 20 000 años hasta un máximo de 140 000 años. Betelgeuse parece sufrir períodos cortos de gran pérdida de masa y es una estrella fugitiva que se mueve rápidamente por el espacio, por lo que las comparaciones de su pérdida de masa actual con la masa total perdida son difíciles.

La superficie de Betelgeuse muestra una mejora del nitrógeno, niveles relativamente bajos de carbono y una alta proporción de 13C en relación con el 12C, todo indicativo de una estrella que ha experimentado el primer dragado. Sin embargo, el primer dragado ocurre poco después de que una estrella alcance la fase de supergigante roja, por lo que esto solo significa que Betelgeuse ha sido una supergigante roja durante al menos unos miles de años. La mejor predicción es que Betelgeuse ya ha pasado alrededor de 40 000 años como una supergigante roja, habiendo dejado la secuencia principal hace quizás un millón de años.

La masa actual se puede estimar a partir de modelos evolutivos a partir de la masa inicial y la masa esperada perdida hasta el momento. Para Betelgeuse, se predice que la masa total perdida no será más de un M_☉, lo que da una masa actual de 19,4–19,7 M< sub>☉, considerablemente superior a la estimada por otros medios, como las propiedades pulsátiles o los modelos de oscurecimiento de las extremidades.

La masa de Betelgeuse también se puede estimar en función de su posición en el diagrama de magnitud de color (CMD). El color de Betelgeuse puede haber cambiado de amarillo (o posiblemente naranja) a rojo en los últimos miles de años, según una revisión de registros históricos de 2022. Este cambio de color combinado con CMD sugiere una masa de 14 M_☉ y una edad de 14 Myr.

Se espera que todas las estrellas con una masa superior a los 10 M_☉ acaben con sus vidas cuando sus núcleos colapsen, lo que suele producir una explosión de supernova. Hasta aproximadamente 15 M_☉, siempre se produce una supernova de tipo II-P a partir de la etapa de supergigante roja.

Las estrellas más masivas pueden perder masa lo suficientemente rápido como para evolucionar hacia temperaturas más altas antes de que sus núcleos colapsen, en particular en el caso de las estrellas en rotación y los modelos con tasas de pérdida de masa especialmente altas. Estas estrellas pueden producir supernovas de tipo II-L o tipo IIb a partir de supergigantes amarillas o azules, o supernovas de tipo I b/c a partir de estrellas Wolf-Rayet. Los modelos de estrellas giratorias de 20 M_☉ predicen una peculiar supernova de tipo II similar a SN 1987A de un progenitor supergigante azul. Por otro lado, los modelos no giratorios de 20 M_☉ predicen una supernova de tipo II-P a partir de un progenitor supergigante rojo.

El tiempo hasta que Betelgeuse explote depende de las condiciones iniciales previstas y de la estimación del tiempo que ya pasó como una supergigante roja. El tiempo de vida total desde el comienzo de la fase de supergigante roja hasta el colapso del núcleo varía entre unos 300 000 años para una estrella giratoria de 25 M_☉, 550 000 años para una giratoria de 20 estrella M_☉, y hasta un millón de años para una estrella no giratoria de 15 M_☉. Dado el tiempo estimado desde que Betelgeuse se convirtió en una supergigante roja, las estimaciones de su tiempo de vida restante oscilan entre una "mejor suposición" de menos de 100 000 años para un modelo no giratorio de 20 M_☉ hasta mucho más para modelos giratorios o estrellas de menor masa. El presunto lugar de nacimiento de Betelgeuse en la asociación Orion OB1 es la ubicación de varias supernovas anteriores. Se cree que las estrellas fugitivas pueden ser causadas por supernovas, y existe una fuerte evidencia de que las estrellas OB μ Columbae, AE Aurigae y 53 Arietis se originaron a partir de tales explosiones en Ori OB1 hace 2,2, 2,7 y 4,9 millones de años.

Una supernova tipo II-P típica emite 2×10⁴⁶ J de neutrinos y produce una explosión con una energía cinética de 2×10⁴⁴ J . Como se ve desde la Tierra, Betelgeuse como una supernova de tipo IIP tendría una magnitud aparente máxima en algún lugar en el rango de -8 a -12. Esto sería fácilmente visible a la luz del día, con un posible brillo de hasta una fracción significativa de la luna llena, aunque probablemente no la exceda. Este tipo de supernova permanecería con un brillo más o menos constante durante 2 o 3 meses antes de atenuarse rápidamente. La luz visible se produce principalmente por la desintegración radiactiva del cobalto y mantiene su brillo debido a la creciente transparencia del hidrógeno refrigerante expulsado por la supernova.

Reportaje de los medios

Debido a malentendidos causados por la publicación de 2009 de la contracción del 15 % de la estrella, aparentemente de su atmósfera exterior, Betelgeuse ha sido objeto frecuente de historias de miedo y rumores que sugieren que explotará dentro de un año, lo que lleva a afirmaciones exageradas sobre las consecuencias de tal evento. El momento y la prevalencia de estos rumores se han relacionado con conceptos erróneos más amplios de la astronomía, en particular con las predicciones del fin del mundo relacionadas con el apocalipsis calendárico maya. No es probable que Betelgeuse produzca un estallido de rayos gamma y no está lo suficientemente cerca como para que sus rayos X, radiación ultravioleta o material expulsado causen efectos significativos en la Tierra.

Tras el oscurecimiento de Betelgeuse en diciembre de 2019, aparecieron informes en la ciencia y en los principales medios de comunicación que nuevamente incluían especulaciones de que la estrella podría estar a punto de convertirse en supernova, incluso a pesar de la investigación científica de que no se espera una supernova por quizás 100,000 años. Algunos medios reportaron una magnitud tan débil como +1.3 como un fenómeno inusual e interesante, como la revista Astronomy, el National Geographic y el Smithsonian.

Algunos medios de comunicación, como The Washington Post, ABC News en Australia y Popular Science, informó que una supernova era posible pero poco probable, mientras que otros medios retrataron falsamente una supernova como una posibilidad realista inminente. CNN, por ejemplo, eligió el titular "Una estrella roja gigante está actuando de manera extraña y los científicos creen que puede estar a punto de explotar", mientras que el New York Post declaró a Betelgeuse como "a punto de convertirse en una supernova explosiva".

Phil Plait, en su blog Bad Astronomy, al señalar que el comportamiento reciente de Betelgeuse, "[a]unque inusual... no tiene precedentes,' 34; argumentó que no es probable que la estrella explote 'durante mucho, mucho tiempo'. Dennis Overbye de The New York Times estuvo de acuerdo en que una explosión no era inminente, pero agregó que "los astrónomos se divierten pensando en ello".

Tras la eventual supernova, quedará un pequeño remanente denso, ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro. Betelgeuse no parece tener un núcleo lo suficientemente masivo para un agujero negro, por lo que el remanente será probablemente una estrella de neutrones de aproximadamente 1,5 M_☉.

Atributos etnológicos

Ortografía y pronunciación

Betelgeuse también se ha escrito Betelgeux y, en alemán, Beteigeuze (según Bode). Betelgeux y Betelgeuze se utilizaron hasta principios del siglo XX, cuando la ortografía Betelgeuse se hizo universal. El consenso sobre su pronunciación es débil y es tan variado como su ortografía:

• BET-l-jooz – Oxford English Dictionary and Royal Astronomical Society of Canada
• BEET-l-jooz, -jujurz – Oxford Diccionario Inglés
• BEET-l-joos – (Canadian Oxford Dictionary, Diccionario Colegiado de Webster)
• bet-riel-GURZ – (Martha Evans Martin, Las estrellas amistosas)

Las pronunciaciones -urz son intentos de representar el sonido francés eu; solo funcionan en acentos de caída de r.

Etimología

Una ilustración de Orión (horizontalmente revertida) en al-Sufi Libro de estrellas fijas. Betelgeuze es anotado como Yad al-Jauzā ("Palabra de Orión"), uno de los orígenes etimológicos propuestos de su nombre moderno, y también como Mankib al Jauzā ' ("Shoulder of Orion").

Betelgeuse a menudo se traduce incorrectamente como "sobaco del central". En su trabajo de 1899 Nombres de estrellas y sus significados, el naturalista aficionado estadounidense Richard Hinckley Allen afirmó que la derivación era del < span lang="ar" dir="rtl">ابط الجوزاء Ibṭ al-Jauzah, que, según él, degeneró en varias formas, incluidas Bed Elgueze, Beit Algueze, Bet El-gueze, Beteigeuze y más, a las formas Betelgeuse, Betelguese, Betelgueze y Betelgeux. La estrella fue nombrada Beldengeuze en las Tablas Alfonsinas, y el sacerdote jesuita y astrónomo italiano Giovanni Battista Riccioli la había llamado Bectelgeuze o Bedalgeuze< /i>.

Paul Kunitzsch, profesor de estudios árabes en la Universidad de Múnich, refutó la derivación de Allen y, en cambio, propuso que el nombre completo es una corrupción del árabe يد الجوزاء Yad al-Jauzā', que significa "la Mano de al-Jauzā'"; es decir,, Orión. La mala transliteración europea al latín medieval hizo que el primer carácter y (ﻴ, con dos puntos debajo) se interpretara erróneamente como b (ﺒ , con un solo punto debajo). Durante el Renacimiento, el nombre de la estrella se escribía como بيت الجوزاء Bait al-Jauzā' ("casa de Orión&# 34;) o بط الجوزاء Baţ al-Jauzā', incorrectamente se pensaba que significaba "sobaco de Orión" (una traducción verdadera de "axila" sería ابط, transliterado como Ibţ). Esto condujo a la representación moderna como Betelgeuse. Desde entonces, otros escritores han aceptado la explicación de Kunitzsch.

La última parte del nombre, "-elgeuse", proviene del árabe الجوزاء al-Jauzā', un árabe histórico nombre de la constelación de Orión, nombre femenino en la antigua leyenda árabe, y de significado incierto. Porque جوز j-w-z, la raíz de jauzā& #39;, significa "medio", al-Jauzā' significa aproximadamente "el central". El nombre árabe moderno de Orión es الجبار al-Jabbār ("el Gigante"), aunque el uso de الجوزاء al-Jauzā' en el nombre de la estrella ha continuado. El traductor inglés del siglo XVII Edmund Chilmead le dio el nombre Ied Algeuze ("Orion's Hand"), de Christmannus. Otros nombres árabes registrados incluyen Al Yad al Yamnā (" la mano derecha"), Al Dhira ("el brazo"), y Al Mankib (&# 34;el hombro"), todo al-Jauzā, Orión, como منكب الجوزاء Mankib al Jauzā'.

Dunhuang Star Chart, circa 700 dC, mostrando Alternativa Shēnxiùsì (Betelgeuse), la cuarta estrella de la constelación de tres estrellas

Otros nombres

Otros nombres para Betelgeuse incluyen el persa Bašn "el brazo", y copto Klaria " un brazalete". Bahu era su nombre en sánscrito, como parte de una comprensión hindú del constelación como un antílope o un ciervo corriendo. En la astronomía china tradicional, el nombre de Betelgeuse es 参宿四 (Shēnxiùsì, la Cuarta Estrella de la constelación de Tres Estrellas) como la constelación china 参宿 originalmente se refería a las tres estrellas en el cinturón de Orión. Esta constelación finalmente se expandió a diez estrellas, pero el nombre anterior se mantuvo. En Japón, el clan Taira, o Heike, adoptó a Betelgeuse y su color rojo como su símbolo, llamando a la estrella Heike-boshi, (平家星), mientras que el clan Minamoto, o Genji, había elegido Rigel y su color blanco. Las dos poderosas familias lucharon en una guerra legendaria en la historia japonesa, las estrellas se vieron enfrentadas y solo el Cinturón las mantuvo separadas.

En la tradición tahitiana, Betelgeuse era uno de los pilares que sostenían el cielo, conocido como Anâ-varu, el pilar para sentarse. También se le llamó Ta'urua-nui-o-Mere "Gran fiesta en los anhelos de los padres". Un término hawaiano para ello era Kaulua-koko "estrella roja brillante". Los lacandones de Centroamérica la conocían como chäk tulix "mariposa roja".

El escritor de astronomía Robert Burnham Jr. propuso el término padparadscha que denota un raro zafiro naranja en la India, para la estrella.

Mitología

Con la historia de la astronomía íntimamente asociada con la mitología y la astrología antes de la revolución científica, la estrella roja, al igual que el planeta Marte, cuyo nombre deriva de un dios romano de la guerra, ha estado estrechamente asociada con el arquetipo marcial de la conquista durante milenios. y por extensión, el motivo de la muerte y el renacimiento. Otras culturas han producido diferentes mitos. Stephen R. Wilk ha propuesto que la constelación de Orión podría haber representado a la figura de la mitología griega Pélope, a quien le hicieron un hombro artificial de marfil, con Betelgeuse como hombro, cuyo color recuerda al brillo amarillo rojizo del marfil.

Los aborígenes del Gran Desierto de Victoria en el sur de Australia incorporaron a Betelgeuse en sus tradiciones orales como el club de Nyeeruna (Orión), que se llena de magia de fuego y se disipa antes de regresar. Se ha interpretado que esto muestra que los primeros observadores aborígenes estaban al tanto de las variaciones de brillo de Betelgeuse. El pueblo Wardaman del norte de Australia conocía a la estrella como Ya-jungin 'Ojos de búho parpadeando', y su luz variable significaba su observación intermitente de las ceremonias dirigidas por el líder del canguro rojo, Rigel. En la mitología sudafricana, Betelgeuse se percibía como un león que lanzaba una mirada depredadora hacia las tres cebras representadas por el Cinturón de Orión.

En las Américas, Betelgeuse significa un miembro amputado de una figura humana (Orión); los Taulipang de Brasil conocen la constelación como Zililkawai, un héroe cuya pierna fue cortada por su esposa, con la luz variable de Betelgeuse vinculada a la amputación del miembro. De manera similar, el pueblo Lakota de América del Norte lo ve como un jefe cuyo brazo ha sido amputado.

Un nombre sánscrito para Betelgeuse es ārdrā "la húmeda", epónimo de la mansión lunar Ardra en la astrología hindú. El dios Rigvédico de las tormentas, Rudra, presidía la estrella; esta asociación fue vinculada por el entusiasta de las estrellas del siglo XIX, Richard Hinckley Allen, a la naturaleza tormentosa de Orión. Las constelaciones en el folclore macedonio representaban artículos agrícolas y animales, lo que reflejaba la forma de vida de su pueblo. Para ellos, Betelgeuse era Orach "el labrador", junto con el resto de Orión, que representaba un arado con bueyes. El levantamiento de Betelgeuse alrededor de las 3 a. m. a fines del verano y el otoño significó el momento en que los hombres del pueblo iban a los campos y aran. Para los inuit, la aparición de Betelgeuse y Bellatrix en lo alto del cielo del sur después de la puesta del sol marcaba el comienzo de la primavera y el alargamiento de los días a finales de febrero y principios de marzo. Las dos estrellas se conocían como Akuttujuuk "aquellas (dos) colocadas muy separadas", en referencia a la distancia entre ellas, principalmente para la gente de North Baffin Island y Melville Peninsula.

Las ubicaciones opuestas de Orión y Escorpio, con sus correspondientes estrellas variables rojas brillantes Betelgeuse y Antares, fueron señaladas por culturas antiguas de todo el mundo. La puesta de Orión y la salida de Escorpio significan la muerte de Orión por el escorpión. En China significan hermanos y rivales Shen y Shang. Los batak de Sumatra celebraron su Año Nuevo con la primera luna nueva tras el hundimiento del Cinturón de Orión bajo el horizonte, momento en el que Betelgeuse quedó 'como la cola de un gallo'. Las posiciones de Betelgeuse y Antares en los extremos opuestos del cielo celestial se consideraron significativas y sus constelaciones se vieron como un par de escorpiones. Los días de escorpión marcaban como noches que se podían ver ambas constelaciones.

En la cultura popular

Como una de las estrellas más brillantes y conocidas, Betelgeuse ha aparecido en muchas obras de ficción. El nombre inusual de la estrella inspiró el título de la película Beetlejuice de 1988, en referencia a su antagonista titular, y el guionista Michael McDowell quedó impresionado por la cantidad de personas que hicieron la conexión. En la popular serie de ciencia ficción La guía del autoestopista galáctico de Douglas Adams, Ford Prefect era de 'un pequeño planeta en algún lugar cercano a Betelgeuse'.

Dos barcos de la armada estadounidense recibieron su nombre de la estrella, ambos barcos de la Segunda Guerra Mundial, el USS Betelgeuse (AKA-11) botado en 1939 y el USS Betelgeuse (AK-260) botado en 1944. En 1979, un superpetrolero francés llamado Betelgeuse estaba amarrado frente a la isla de Whiddy descargando petróleo cuando explotó, matando a 50 personas en uno de los peores desastres en la historia de Irlanda.

La canción de Dave Matthews Band "Black and Blue Bird" hace referencia a la estrella. La canción de Blur "Far Out" de su álbum de 1994, Parklife, menciona a Betelgeuse en sus letras.

El poema de Philip Larkin "The North Ship", que se encuentra en la colección del mismo nombre, hace referencia a la estrella en la sección titulada "Above 80° N", que dice:

"Una mujer tiene diez garras", /

Sang el borracho barandilla; / Más lejos que Betelgeuse, / Más brillante que Orión / O los planetas Venus y Marte, / La estrella llama en el océano; / Una mujer tiene diez garras,

Sang el borracho naufragio".

Humbert Wolfe escribió un poema sobre Betelgeuse, al que Gustav Holst le puso música.

Tabla de estimaciones de diámetro angular

Esta tabla proporciona una lista no exhaustiva de mediciones angulares realizadas desde 1920. También se incluye una columna que proporciona un rango actual de radios para cada estudio basado en la estimación de distancia más reciente de Betelgeuse (Harper et al.) de 197±45 pieza.