BETELGEUSE: OMINAISUUDET, MUODOSTUMINEN, RAKENNE JA KOOSTUMUS - ARTE - 2025

Betelgeuse on Orion-konstellaation alfa-tähti, minkä vuoksi sitä kutsutaan myös alfa-Orionikseksi. Se on punaisen supergiantyyppinen tähti, suurin volyymitähti, mutta ei välttämättä massiivisin.

Huolimatta siitä, että Betelgeuse on Orionin alfa-tähti, se ei ensi silmäyksellä ole kirkkain tähdistössä, koska Rigel - beeta Orionis - on se, joka erottuu eniten. Infrapuna- ja lähellä punaista spektriä Betelgeuse on kuitenkin kirkkain, tosiasia, joka liittyy suoraan sen pintalämpötilaan.

Kuva 1. Orionin tähdistö ja neljä sen päätähteä, mukaan lukien Betelgeuse. Lähde: Pixabay.

Ensimmäinen ihminen havaitsi tämän tähden varmasti antiikin ajoista lähtien suuren kirkkautensa vuoksi. Kirkkausjärjestyksessä se on yleensä kymmenes kirkkain yötaivaalla ja, kuten olemme sanoneet, toinen kirkkaudella Orion-tähdistössä.

Kiinalaiset tähtitieteilijät 1. vuosisadalla kuvasivat Betelgeusea keltaiseksi tähtiä. Mutta muut tarkkailijat, kuten Ptolemaios, pitivät sitä oranssina tai punertavana. Paljon myöhemmin, 1800-luvulla, John Herschel havaitsi, että sen kirkkaus on vaihteleva.

Mitä tapahtuu, on, että kaikki tähdet kehittyvät, siksi niiden väri muuttuu ajan myötä, koska se poistaa kaasun ja pölyn pintakerroksista. Tämä muuttaa myös sen kirkkautta.

Yleispiirteet, yleiset piirteet

Betelgeuse on tyypillinen esimerkki punaisesta supergiantähdestä, jolle on ominaista spektrityyppi K tai M ja valoisuus Type I.

Ne ovat matalan lämpötilan tähtiä; Betelgeuksen tapauksessa on laskettu olevan noin 3000 K. Lämpötila ja väri ovat suhteessa toisiinsa, esimerkiksi pala kuumaa rautaa on punainen kuuma, mutta jos lämpötila nousee, se muuttuu valkoiseksi.

Vaikka Betelgeuse on vain 8 miljoonaa vuotta vanha, se on nopeasti kehittynyt pääjärjestyksestä, koska sen ydinpolttoaine on kulunut ja paisunut nykyisiin mittoihinsa.

Näillä jättiläheillä on myös muuttuva valoisuus. Viime vuosina sen kirkkaus on vähentynyt, mikä on huolestunut tiedeyhteisöä, vaikka se on viime aikoina toipunut.

Tässä ovat sen pääominaisuudet:

- Etäisyys: 500 - 780 valovuotta.

- massa: välillä 17-25 aurinkoista massaa.

- Säde: välillä 890–960 aurinkosädettä.

- Kirkkaus: välillä 90 000 - 150 000 auringon kirkkautta.

- Evoluutiotila: punainen supergiantti.

- Näkyvä suuruus: +0,5 (näkyvä) -3,0 (infrapuna-J-kaista) -4,05 (infrapuna-K-kaista).

- Ikä: 8–10 miljoonaa vuotta.

- säteittäinen nopeus: +21,0 km / s

Betelgeuse kuuluu spektriluokkaan M, mikä tarkoittaa, että sen valokehän lämpötila on suhteellisen matala. Se luokitellaan tyypiksi M1-2 Ia-ab.

Yerkes-kaaviossa spektriluokituksesta loppuliite Ia-ab tarkoittaa, että se on keskivalon keskiarvo. Betelgeusen valospektriä käytetään referenssinä muiden tähtijen luokittelussa.

Betelgeusen halkaisijan arvioidaan olevan 860–910 miljoonaa kilometriä ja se oli ensimmäinen tähti, jonka halkaisija mitattiin interferometrialla. Tämä halkaisija on verrattavissa Jupiterin kiertoradan halkaisijaan, mutta se ei ole punaisista supergeeneistä suurin.

Huolimatta suuresta koostaan, se on vain 10 - 20 kertaa massiivisempi kuin aurinkoomme. Mutta sen massa on riittävän suuri, jotta sen tähtien kehitys on nopeaa, koska tähden elinikä on käänteinen neliö sen massaa.

Muodostuminen ja evoluutio

Betelgeuse, kuten kaikki tähdet, alkoi valtavana vetykaasun, heliumin ja kosmisen pölyn pilvina muiden kemiallisten elementtien kanssa, joka tiivistyi keskipisteen ympärille ja kasvatti sen massatiheyttä.

On todisteita siitä, että näin on tähtiklusterien muodostuksessa, jotka yleensä sijaitsevat kylmästä, harvaan tähtienvälisestä aineesta koostuvissa sumuissa.

Kuva 2. IC396-ūk, jossa on useita tähtiä muodostumisvaiheessa. Kuva otettiin infrapuna, koska näkyvä spektri absorboi sumun. Lähde: NASA / Spitzer.

Tähteen muodostuminen, sen elämä ja kuolema ovat ikuinen taistelu seuraavien välillä:

• Painovoima, joka pyrkii tiivistämään kaiken aineen yhdessä vaiheessa
• Kunkin hiukkasen yksilöllinen kineettinen energia, joka yhdessä antaa tarvittavan paineen paetakseen ja laajentuakseen vetokohteesta.

Kun alkuperäinen pilvi kutistuu kohti keskustaa, muodostuu protostari, joka alkaa lähettää säteilyä.

Painovoima vetovoima aiheuttaa atomiytimien hankkimaan kineettistä energiaa, mutta kun ne pysäytetään protostarin tiheimmässä keskuksessa, ne lähettävät sähkömagneettista säteilyä ja alkavat siten loistaa.

Kun on saavutettu piste, jossa vetyydin on niin tiukasti pakattu ja saavat tarpeeksi kineettistä energiaa voittaakseen sähköstaattisen heijastusvoiman, voimakas houkutteleva voima alkaa toimia. Sitten tapahtuu ytimien fuusio.

Vety- ja ydinfuusioissa muodostuu helium- ja neutronituumia, joissa on valtavia määriä kineettistä energiaa ja sähkömagneettista säteilyä. Tämä johtuu massan menetyksestä ydinreaktiossa.

Tämä on mekanismi, joka estää tähden painovoiman puristuksen kineettisen paineen ja säteilypaineen avulla. Niin kauan kuin tähti on tässä tasapainossa, sen sanotaan olevan pääjärjestyksessä.

Punainen jättiläinen vaihe

Edellä kuvattu prosessi ei kestä ikuisesti, ainakin erittäin massiivisten tähtijen kohdalla, koska kun vety muuttuu heliumiksi, polttoaine kuluu loppuun.

Tällä tavoin painovoimaiseen romahdukseen vastainen paine laskee ja siksi tähden ydin tiivistyy samalla, kun ulkokerros laajenee ja osa energisimmistä hiukkasista hiukkasista paeta avaruuteen muodostaen tähtiä ympäröivä pölypilvi.

Kun tämä tapahtuu, punaisen jättiläisen tila on saavutettu, ja tämä koskee Betelgeusea.

Kuva 3. Betelgeuse, punaisen supergiantan koko, joka on 800 aurinkoa - 130 parsekkia Orion-tähdistössä, näyttää sen tähtikiekon. (Lähde: HST).

Tähtien evoluutiossa tähden massa määrittelee elämän ja kuoleman ajan.

Betelgeusen kaltaisella supermaalla on lyhyt elinkaari, joka kulkee pääsekvenssin läpi nopeasti, kun taas vähemmän massiiviset punaiset kääpiöt loistavat vaatimattomasti miljoonia vuosia.

Betelgeuksen arvioidaan olevan 10 miljoonaa vuotta vanha ja sen katsotaan olevan evoluutiosyklin viimeisessä vaiheessa. Arvellaan, että noin 100 000 vuodessa sen elinkaari loppuu suurella supernoovan räjähdyksellä.

Rakenne ja koostumus

Betelgeuse-alueella on tiheä vaippa ja ilmapiiri, joka on 4,5-kertainen maapallon kiertoradan halkaisijaan nähden. Mutta vuonna 2011 havaittiin, että tähtiä ympäröi laaja itsestään peräisin oleva materiaalisumu.

Betelgeusea ympäröivä sumu ulottuu 60 miljardin kilometrin päässä tähden pinnasta. Tämä on 400-kertainen maapallon kiertoradasta.

Viimeisissä vaiheissa punaiset jättiläiset karkottavat materiaalia ympäröivään avaruuteen, valtava määrä suhteellisen lyhyessä ajassa. Betelgeuksen arvioidaan leviävän vastaavasti Auringon massaa vain 10 000 vuodessa. Tämä on vain hetkellinen tähtiajalla.

Alla on kuva tähdistä ja sen sumusta, jonka on saanut ESO (eteläisen pallonpuoliskon eurooppalainen tähtitieteellisen tutkimuksen järjestö) VLT-kaukoputkella, joka sijaitsee Cerro Paranalissa, Antofagasta, Chile.

Kuvassa keskipunainen punainen ympyrä on oikein tähti Betelgeuse, jonka halkaisija on neljä ja puoli kertaa maapallon kiertorata. Sitten musta levy vastaa hyvin kirkasta aluetta, joka peitettiin, jotta voimme nähdä tähtiä ympäröivän sumun, joka, kuten sanottiin, ulottuu jopa 400-kertaiseksi maan kiertoradasta.

Tämä kuva on otettu infrapuna-alueella ja värjätty niin, että eri alueet ovat näkyvissä. Sininen vastaa lyhyimpiä aallonpituuksia ja punainen pisin.

Kuva 4. Pieni punainen ympyrä keskellä on tähti Betelgeuse, musta ympyrä on erittäin kirkkaan alueen naamiointi. Mustan ympyrän ympärillä on tähti, jonka tähti on poistanut materiaalista. (Lähde: ESO-VLT)

Betelgeuse-elementit

Kuten kaikki tähdet, Betelgeuse koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista. Koska se on tähti sen viimeisissä vaiheissa, se alkaa kuitenkin syntetisoida muita jaksollisen taulukon raskaampia elementtejä.

Tähteen heittämästä materiaalista koostuva Betelgeusea ympäröivän sumun havainnot osoittavat piidioksidipölyn ja alumiinioksidin esiintymisen. Tämä materiaali muodostaa suurimman osan kallioisista planeetoista, kuten Maasta.

Tämä kertoo meille, että miljoonia Betelgeuse-kaltaisia ​​tähtiä oli olemassa aikaisemmin, ja ne toimittivat materiaalin, joka muodosti aurinkokuntamme kiviset planeetat, mukaan lukien Maa.

Betelgeuse vaimennus

Viime aikoina Betelgeuse on uutinen kansainvälisessä lehdistössä, koska lokakuun alussa 2019 sen valo alkoi heikentyä huomattavasti, vain muutamassa kuukaudessa.

Esimerkiksi tammikuussa 2020 sen kirkkaus laski kertoimella 2,5. Kuitenkin 22. helmikuuta 2020 mennessä se lopetti himmentämisen ja alkoi palata kirkkauteensa.

Tämä viittaa näkyvään spektriin, mutta infrapunaspektrissä sen kirkkaus on pysynyt melko vakaana viimeisen 50 vuoden aikana, mikä saa tähtitieteilijät ajattelemaan, että kyse ei ole valon vaihtelusta, kuten vaiheet, jotka johtavat supernoovan räjähdykseen.

Päinvastoin, kyse on sähkömagneettisen spektrin näkyvän kaistan absorptiosta ja hajaantumisesta johtuen pölypilvestä, jonka tähti itse on karkoittanut.

Tämä pölypilvi on läpinäkyvä infrapuna, mutta ei näkyvälle spektrille. Ilmeisesti tähtiä ympäröivän paksun pölyn pilvi siirtyy nopeasti poispäin, joten myologisen metsästäjän Orionin olkapää pysyy varmasti taivaalla paljon kauemmin.

Viitteet

1. Astronoo. Betelgeuze. Palautettu osoitteesta: astronoo.com.
2. Pasachoff, J. 2007. Kosmos: tähtitiede uudella vuosituhannella. Kolmas painos. Thomson-Brooks / Cole.
3. Seeds, M. 2011. Tähtitieteen perusteet. Seitsemäs painos. Cengagen oppiminen.
4. Avoin ikkuna. Massan ja kirkkauden suhde. Palautettu: media4.obspm.fr
5. Wikipedia. Betelgeuze. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.com
6. Wikipedia. Orion OB1 -tähtien yhdistys. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.com