Betelgeuze - Historie editací

Sysop: + VIDEO

2025-03-06T18:06:09Z

+ VIDEO

← Starší verze		Verze z 6. 3. 2025, 18:06
Řádka 269:		Řádka 269:
	\|}		\|}
	{\| border="4" width="442" align="right"		{\| border="4" width="442" align="right"
-	\| {{#widget:YouTube\|id=~~e79MqkHXDuk~~}}	+	\| {{#widget:YouTube\|id=MEQ1qBz1UJQ}}
	\|- align="center"		\|- align="center"
-	\| '''Betelgeuse explosion – realistic simulation'''	+	\| '''Betelgeuse explosion realistic simulation'''
	\|}		\|}
	<br style="clear: both;" />		<br style="clear: both;" />

Sysop: + VIDEO

2022-04-27T13:47:11Z

+ VIDEO

← Starší verze		Verze z 27. 4. 2022, 13:47
Řádka 262:		Řádka 262:
	=== Umění ===		=== Umění ===

-	==== ~~Literatura~~ ====	+	== YouTube ==
		+	{\| border="4" width="442" align="left"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=6euKHOtHmIU}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''Visiting Supergiant Betelgeuse'''
		+	\|}
		+	{\| border="4" width="442" align="right"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=e79MqkHXDuk}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''Betelgeuse explosion – realistic simulation'''
		+	\|}
		+	<br style="clear: both;" />
		+	{\| border="4" width="442" align="left"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=k6uODhvkRh8}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''How Betelgeuse Will Explode'''
		+	\|}
		+	{\| border="4" width="442" align="right"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=ZfdoKXs7FUY}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''Petr Kulhánek – Příběh umírající hvězdy Betelgeuse'''
		+	\|}
		+	<br style="clear: both;" />
		+	== Literatura ==
	* V knize [[Stopařův průvodce po galaxii]] je to hvězda, o které ''Ford Prefect'', přítel hlavního hrdiny ''Artura Denta'' tvrdí, že je poblíž oné hvězdy jeho rodná planeta.		* V knize [[Stopařův průvodce po galaxii]] je to hvězda, o které ''Ford Prefect'', přítel hlavního hrdiny ''Artura Denta'' tvrdí, že je poblíž oné hvězdy jeho rodná planeta.
	* O této hvězdě je zmínka také v knize [[Stanisław Lem\|Stanisława Lema]] ''Hvězdné deníky'' na výpravách Ijona Tichého.		* O této hvězdě je zmínka také v knize [[Stanisław Lem\|Stanisława Lema]] ''Hvězdné deníky'' na výpravách Ijona Tichého.
Řádka 283:		Řádka 306:
	[[Kategorie:Červení veleobři]]		[[Kategorie:Červení veleobři]]
	[[Kategorie:Navigační hvězdy]]		[[Kategorie:Navigační hvězdy]]
		+	[[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]

Sysop: ++

2022-04-27T12:49:51Z

← Starší verze		Verze z 27. 4. 2022, 12:49
Řádka 1:		Řádka 1:
-	'''Betelgeuze''' ([[IPA]] /betelˈdʒɛuze/ ; z [[Arabština\|arabského]] ''Ibt al-džawzā'', což znamená „rameno hrdiny“, „obrova paže“ či snad „obrovo podpaždí“, původ však není dosud zcela objasněn; používané alternativní názvy a katalogová čísla: '''Betelgeuse''', '''Betelgeux''', '''Beteigeux''', '''α Ori''', '''α Orionis''', '''alfa Orionis''', '''alp nebo alf Ori''', '''58 Ori''', '''HR 2061*''', '''HIP 27989''', '''HD 39801''', '''BD+07 1055''', '''SAO 113271''', '''FK5 224''', a '''ADS 4506 P''') je po [[Rigel]] ([[Rigel\|beta Ori]]) druhá nejjasnější [[hvězda]] v [[souhvězdí]] [[Souhvězdí Orionu\|Orionu]]. Pouhým okem je rozeznatelná i její oranžovo-červená barva. [[Zdánlivá jasnost]] se časem mění – kolísá v rozmezí 0,3 až 1,3 [[Hvězdná velikost\|mag]] (průměr 0,58), jedná se totiž o [[Polopravidelná proměnná hvězda\|polopravidelnou proměnnou hvězdu]]. Je jedním z vrcholů [[Asterismus\|asterismu]] [[Zimní trojúhelník]] spolu se [[~~Sírius~~\|Siriem]] (~~[[Sírius\|~~alfa CMa]]) a [[Procyon]]em (~~[[Procyon\|~~alfa CMi]]).	+	[[Soubor:Betelgeuse (star-2020).jpg\|thumb\|260px\|Hvězda Betelgeuze v roce 2020]]
		+	'''Betelgeuze''' ([[IPA]] /betelˈdʒɛuze/ ; z [[Arabština\|arabského]] ''Ibt al-džawzā'', což znamená „rameno hrdiny“, „obrova paže“ či snad „obrovo podpaždí“, původ však není dosud zcela objasněn; používané alternativní názvy a katalogová čísla: '''Betelgeuse''', '''Betelgeux''', '''Beteigeux''', '''α Ori''', '''α Orionis''', '''alfa Orionis''', '''alp nebo alf Ori''', '''58 Ori''', '''HR 2061*''', '''HIP 27989''', '''HD 39801''', '''BD+07 1055''', '''SAO 113271''', '''FK5 224''', a '''ADS 4506 P''') je po [[Rigel]] ([[Rigel\|beta Ori]]) druhá nejjasnější [[hvězda]] v [[souhvězdí]] [[Souhvězdí Orionu\|Orionu]]. Pouhým okem je rozeznatelná i její oranžovo-červená barva. [[Zdánlivá jasnost]] se časem mění – kolísá v rozmezí 0,3 až 1,3 [[Hvězdná velikost\|mag]] (průměr 0,58), jedná se totiž o [[Polopravidelná proměnná hvězda\|polopravidelnou proměnnou hvězdu]].
		+
		+	Je jedním z vrcholů [[Asterismus\|asterismu]] [[Zimní trojúhelník]] spolu se [[Sirius\|Siriem]] (alfa CMa) a [[Procyon]]em (alfa CMi).

	Betelgeuze je [[červený veleobr]] [[Spektrální třída\|spektrální třídy]] M1-2 IAB, nachází se v tedy poměrně pokročilé fází svého vývoje. Vykazuje polopravidelnou proměnnost s periodou asi 2 300 dní (cca 5,8 let). Vzdálenost od [[Země]] byla odhadnuta před několika lety na 427 [[ly]]. Nedávno opakovaná měření [[Paralaxa (astronomie)\|paralaxy]] podala vyšší hodnoty v rozmezí přibližně od 600 do 640 ly (některé starší prameny hovoří až o téměř dvojnásobné vzdálenosti), stále je však hvězda naším nejbližším červeným veleobrem.		Betelgeuze je [[červený veleobr]] [[Spektrální třída\|spektrální třídy]] M1-2 IAB, nachází se v tedy poměrně pokročilé fází svého vývoje. Vykazuje polopravidelnou proměnnost s periodou asi 2 300 dní (cca 5,8 let). Vzdálenost od [[Země]] byla odhadnuta před několika lety na 427 [[ly]]. Nedávno opakovaná měření [[Paralaxa (astronomie)\|paralaxy]] podala vyšší hodnoty v rozmezí přibližně od 600 do 640 ly (některé starší prameny hovoří až o téměř dvojnásobné vzdálenosti), stále je však hvězda naším nejbližším červeným veleobrem.
Řádka 25:		Řádka 28:
	=== Jas ===		=== Jas ===
	[[Soubor:Star-sizes.jpg\|thumb\|250px\|Betelgeuze v porovnání s ostatními hvězdami: Sirius (panel 4) je nejjasnější hvězda noční oblohy, ale je maličká v porovnání s Betelgeuze (panel 5). ]]		[[Soubor:Star-sizes.jpg\|thumb\|250px\|Betelgeuze v porovnání s ostatními hvězdami: Sirius (panel 4) je nejjasnější hvězda noční oblohy, ale je maličká v porovnání s Betelgeuze (panel 5). ]]
		+	[[File:Mukyv354.png\|thumb\|250px\|Porovnání velikosti Betelgeuse s giganty: Mu Cephei, [[KY Cygni]] a V354 Cephei]]
	Značná velikost je také částečnou příčinou vysokého jasu hvězdy, který se rovná 9 400násobku [[Zářivost\|zářivosti]] Slunce. Zkombinujeme-li tuto hodnotu se vzdáleností, dostaneme absolutní magnitudu rovnou -5,14. Pokud však vezmeme v úvahu emise na dalších vlnových délkách [[Elektromagnetické spektrum\|elektromagnetického spektra]], včetně infračerveného, hvězda dosáhne mnohem vyššího jasu - více než 135 000násobného, což ji činí jednu z nejzářivějších hvězd. Důvodem pro toto ohromné množství infračervené záření spočívá v nízké povrchové [[Teplota\|teplotě]] (asi 3 500 K), která v souladu s [[Wienův posunovací zákon\|Wienovým zákonem]] způsobuje, že hlavní složka záření je umístěna v infračervené oblasti a pouze 13 % energie se vypouští ve formě viditelného [[Světlo\|světla]]. Pokud by lidské oko bylo citlivé na všechny vlnové délky elektromagnetického spektra, byla by Betelgeuze nejjasnější hvězdou na obloze, srovnatelnou s [[Venuše (planeta)\|Venuši]] (-4,6).		Značná velikost je také částečnou příčinou vysokého jasu hvězdy, který se rovná 9 400násobku [[Zářivost\|zářivosti]] Slunce. Zkombinujeme-li tuto hodnotu se vzdáleností, dostaneme absolutní magnitudu rovnou -5,14. Pokud však vezmeme v úvahu emise na dalších vlnových délkách [[Elektromagnetické spektrum\|elektromagnetického spektra]], včetně infračerveného, hvězda dosáhne mnohem vyššího jasu - více než 135 000násobného, což ji činí jednu z nejzářivějších hvězd. Důvodem pro toto ohromné množství infračervené záření spočívá v nízké povrchové [[Teplota\|teplotě]] (asi 3 500 K), která v souladu s [[Wienův posunovací zákon\|Wienovým zákonem]] způsobuje, že hlavní složka záření je umístěna v infračervené oblasti a pouze 13 % energie se vypouští ve formě viditelného [[Světlo\|světla]]. Pokud by lidské oko bylo citlivé na všechny vlnové délky elektromagnetického spektra, byla by Betelgeuze nejjasnější hvězdou na obloze, srovnatelnou s [[Venuše (planeta)\|Venuši]] (-4,6).

Řádka 204:		Řádka 208:

	==== Nedávné studie ====		==== Nedávné studie ====
-	~~[[Soubor:Light curve of Betelgeuse.png\|thumb\|left\|200px\|Fotometrický systém Betelgeuze.]]~~
-
	Nedávná infračervená měření disku Betelgeuze prováděná v listopadu [[1999]] na zemském povrchu určila úhlový průměr 54,7 ± 0,3 mas ve středním infračerveném spektru. Je o něco menší než typický úhlový úměr ve viditelné části spektra. Tato měření však ignorují možný příspěvek od horkých skvrn (které jsou méně nápadné ve středním infračerveném spektru), ale některých promítnutích ztmavly, přičemž se intenzita hvězdy na obrázku snižuje směrem k okraji, jak se fotosférický plyn stává tenčí. Je obtížné určit přesný průměr Betelgeuze, neboť plyn ve fotosféře nemá pevně dané umístění a postupně se ztenčuje se vzdáleností od hvězdy.		Nedávná infračervená měření disku Betelgeuze prováděná v listopadu [[1999]] na zemském povrchu určila úhlový průměr 54,7 ± 0,3 mas ve středním infračerveném spektru. Je o něco menší než typický úhlový úměr ve viditelné části spektra. Tato měření však ignorují možný příspěvek od horkých skvrn (které jsou méně nápadné ve středním infračerveném spektru), ale některých promítnutích ztmavly, přičemž se intenzita hvězdy na obrázku snižuje směrem k okraji, jak se fotosférický plyn stává tenčí. Je obtížné určit přesný průměr Betelgeuze, neboť plyn ve fotosféře nemá pevně dané umístění a postupně se ztenčuje se vzdáleností od hvězdy.

Řádka 233:		Řádka 235:
	Další výpočetní průlom bude pravděpodobně pocházet z mise Gaia od Evropské kosmické agentury (ESA) v roce 2012, která mj. poskytne podrobné fyzikální vlastnosti každé pozorované hvězdy: odhalí světelnost, teplotu, gravitaci a složení. Gaia toho dosáhne tím, že bude opakovaně měřit polohy všech objektů až do velikosti 20 a jasnější než 15 s přesností na 24 miliarsekund, což se je blízké měření průměru lidského vlasu ze vzdálenosti 1 000 km. Palubní detekční zařízení dohlédne, že budou všechny proměnné hvězdy, jako je Betelgeuze, do tohoto slabého limitu detekovány a katalogizovány, čímž se řeší většina omezení dřívější mise Hipparchos. Nejbližší hvězdy budou měřeny s mimořádnou přesností 0,001%. Dokonce i hvězdy v blízkosti galaktického středu, přibližně 30 000 světelných let daleko, budou mít svou vzdálenosti měřenou s přesností 20 %.		Další výpočetní průlom bude pravděpodobně pocházet z mise Gaia od Evropské kosmické agentury (ESA) v roce 2012, která mj. poskytne podrobné fyzikální vlastnosti každé pozorované hvězdy: odhalí světelnost, teplotu, gravitaci a složení. Gaia toho dosáhne tím, že bude opakovaně měřit polohy všech objektů až do velikosti 20 a jasnější než 15 s přesností na 24 miliarsekund, což se je blízké měření průměru lidského vlasu ze vzdálenosti 1 000 km. Palubní detekční zařízení dohlédne, že budou všechny proměnné hvězdy, jako je Betelgeuze, do tohoto slabého limitu detekovány a katalogizovány, čímž se řeší většina omezení dřívější mise Hipparchos. Nejbližší hvězdy budou měřeny s mimořádnou přesností 0,001%. Dokonce i hvězdy v blízkosti galaktického středu, přibližně 30 000 světelných let daleko, budou mít svou vzdálenosti měřenou s přesností 20 %.

		+	[[Soubor:Betelgeuse radio wavelengths.jpg\|thumb\|240px\|Radiový snímek ukazující velikost fotosféry Betelgeuse (kruh) a účinek konvektivních sil v asymetrické atmosféře, zvětšujícím se až za oběžnou dráhu Saturnu.]]
	=== Úhlová anomálie ===		=== Úhlová anomálie ===
	Změření úhlového průměru tohoto monstra je třetí úkol, kterému astronomové čelí. Dne 13. prosince 1920 se, jak již bylo uvedeno dříve, stala Betelgeuze první hvězdou, u níž byl průměr určen prostřednictvím dvacetistopého interferometru. Ačkoli byla interferometrie stále ještě dost v plenkách, experiment se ukázal jako úspěšný a podařilo se stanovit úhlový průměr na střední hodnotu 0,047 úhlových vteřin. Pozoruhodné byly poznatky astronomů ohledně okrajového ztemnění. Michelson a Pease odhadují skutečnou velikost hvězdy o 17 % větší (bez 10% chyby měření), protože i s klesající intenzitou světla směrem k okraji je úhlový průměr velký 0,055 vteřin. Od té doby byla provedena spousta jiných studií, které uvedly velikost v rozmezí 0,042 až 0,069 úhlových vteřin. Pokud bychom jednoduše tato data přijali a skombinovali je s historickými vzdálenostními odhady od 180 do 815 světelných let, předpokládaný poloměr hvězdného disku by se mohl nacházet kdekoli v rozmezí 1,2 - 8,9 AU (průměr 2,4 až 17,8 AU). Tento široký možný rozsah je jedním z důvodů, proč je Betelgeuze tak záhadný. Použijeme-li sluneční soustavy jako měřítko, přičemž je oběžná dráha Marsu od Slunce asi 1,5 AU daleko, Ceres v pásu asteroidů 2,7 AU a Jupiter 5,5 AU, mohla by fotosféra přesáhnout dráhu Jupitera, ale nikdy by nedosáhla k Saturnu (9,5 AU).		Změření úhlového průměru tohoto monstra je třetí úkol, kterému astronomové čelí. Dne 13. prosince 1920 se, jak již bylo uvedeno dříve, stala Betelgeuze první hvězdou, u níž byl průměr určen prostřednictvím dvacetistopého interferometru. Ačkoli byla interferometrie stále ještě dost v plenkách, experiment se ukázal jako úspěšný a podařilo se stanovit úhlový průměr na střední hodnotu 0,047 úhlových vteřin. Pozoruhodné byly poznatky astronomů ohledně okrajového ztemnění. Michelson a Pease odhadují skutečnou velikost hvězdy o 17 % větší (bez 10% chyby měření), protože i s klesající intenzitou světla směrem k okraji je úhlový průměr velký 0,055 vteřin. Od té doby byla provedena spousta jiných studií, které uvedly velikost v rozmezí 0,042 až 0,069 úhlových vteřin. Pokud bychom jednoduše tato data přijali a skombinovali je s historickými vzdálenostními odhady od 180 do 815 světelných let, předpokládaný poloměr hvězdného disku by se mohl nacházet kdekoli v rozmezí 1,2 - 8,9 AU (průměr 2,4 až 17,8 AU). Tento široký možný rozsah je jedním z důvodů, proč je Betelgeuze tak záhadný. Použijeme-li sluneční soustavy jako měřítko, přičemž je oběžná dráha Marsu od Slunce asi 1,5 AU daleko, Ceres v pásu asteroidů 2,7 AU a Jupiter 5,5 AU, mohla by fotosféra přesáhnout dráhu Jupitera, ale nikdy by nedosáhla k Saturnu (9,5 AU).

Sysop: + Aktualizace

2022-04-27T12:24:35Z

+ Aktualizace

Ukázat změny

Sysop: + FLICKR

2022-04-17T12:06:28Z

+ FLICKR

Ukázat změny

Sysop: 1 revizi

2013-12-03T08:10:43Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 3. 12. 2013, 08:10

Sysop: + Vylepšení

2011-07-26T05:15:06Z

+ Vylepšení

Nová stránka

'''Betelgeuze''' ([[IPA]] /betelˈdʒɛuze/ <ref>{{Citace elektronické monografie | titul = Lemma Betelgeuse | url = http://www.dizionario.rai.it/poplemma.aspx?lid=78941&r=59081l | datum přístupu = 08-04-2009 | jazyk = italština | vydavatel = Dizionario d'ortografia e dipronunzia}}</ref>; z [[Arabština|arabského]] ''Ibt al-džawzā'', což znamená „rameno hrdiny“, „obrova paže“ či snad „obrovo podpaždí“, původ však není dosud zcela objasněn; používané alternativní názvy a katalogová čísla: '''Betelgeuse''', '''Betelgeux''', '''Beteigeux''', '''α Ori''', '''α Orionis''', '''alfa Orionis''', '''alp nebo alf Ori''', '''58 Ori''', '''HR 2061*''', '''HIP 27989''', '''HD 39801''', '''BD+07 1055''', '''SAO 113271''', '''FK5 224''', a '''ADS 4506 P''') je po [[Rigel]] ([[Rigel|beta Ori]]) druhá nejjasnější [[hvězda]] v [[souhvězdí]] [[Souhvězdí Orionu|Orionu]]. Pouhým okem je rozeznatelná i její oranžovo-červená barva. [[Zdánlivá jasnost]] se časem mění – kolísá v rozmezí 0,3 až 1,3 [[Hvězdná velikost|mag]] (průměr 0,58<ref name="bright7">{{Citace|Shaaf|p.176|Bright}}</ref><ref>Poiché Betelgeuse è una stella variabile, a seconda dei periodi può essere considerata la settima o la diciottesima stella più brillante del cielo: la sua magnitudine apparente oscilla infatti tra i valori 0,2 (pari quasi a quella di Rigel – 0,12 – ed inferiore a quella di Procione – 0,34 –) e 1,2 (di poco inferiore a [[Deneb]] – 1,25 – e superiore a [[Fomalhaut]] – 1,16 –). La comunità astronomica tende comunque a considerarla mediamente una stella di magnitudine 0,58, ragion per cui è annotata come la decima stella più luminosa ad occhio nudo. Tuttavia alcune fonti tendono a considerarla in media più brillante – assumendo una magn. di 0,4 – o più fioca - 0,7 – rispetto al valore "standard"; vedi {{Citace|Schaaf|p. 177|Bright}} per approfondire.</ref>), jedná se totiž o [[Polopravidelná proměnná hvězda|polopravidelnou proměnnou hvězdu]]. Je jedním z vrcholů [[Asterismus|asterismu]] [[Zimní trojúhelník]] spolu se [[Sírius|Siriem]] ([[Sírius|alfa CMa]]) a [[Procyon]]em ([[Procyon|alfa CMi]]).<ref>{{Citace elektronické monografie | titul = The Winter Triangle | url = http://souledout.org/nightsky/wintertriangle/wintertriangle.html | datum přístupu = 2009-01-31 | jazyk = angličtina}}</ref>

Betelgeuze je [[červený veleobr]] [[Spektrální třída|spektrální třídy]] M1-2 IAB, nachází se v tedy poměrně pokročilé fází svého vývoje. Vykazuje polopravidelnou proměnnost s periodou asi 2 300 dní<ref name="mat1"/> (cca 5,8 let). Vzdálenost od [[Země]] byla odhadnuta před několika lety na 427 [[ly]].<ref name="catas1">{{Citace|Wheeler|p. 115|Catastr}}</ref> Nedávno opakovaná měření [[Paralaxa (astronomie)|paralaxy]] podala vyšší hodnoty v rozmezí přibližně od 600 do 640 ly<ref> {{Citace elektronické monografie | titul = SIMBAD query result: V* alf Ori -- Semi-regular pulsating Star | url = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=betelgeuse | datum přístupu = 2007-06-20 | vydavatel = Centre de Données astronomiques de Strasbourg | jazyk = angličtina}}</ref> <ref>{{Citace periodika | příjmení = Harper | jméno = Graham M. | odkaz na autora = | příjmení2 = Brown | jméno2 = Alexander | příjmení3 = Guinan | jméno3 = Edward F. | titul = A New VLA-''Hipparcos'' Distance to Betelgeuse and its Implications | periodikum = The [[Astronomical Journal]] | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....135.1430H | rok = 2008 | měsíc = duben | číslo = 4 | strany = 1430–1440 | svazek = 135}}</ref> (některé starší prameny hovoří až o téměř dvojnásobné vzdálenosti), stále je však hvězda naším nejbližším červeným veleobrem.

Pozemní měření [[úhlový průměr|úhlového průměru]] napovídají, že je Betelgeuze se svými enormními rozměry jednou z největších zdokumentovaných hvězd.<ref name="wilson.">{{Citace monografie | titul = High-resolution imaging of Betelgeuse and Mira| autor= R. W.Wilson, J. E. Baldwin, D. F. Buscher, P. J. Warner| periodikum = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| id= ISSN 0035-8711| svazek=257| číslo= 3| data=1º agosto 1992| strana = 369-376| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1992MNRAS.257..369W | datum přístupu=31-01-2009}}</ref> Odhadovaný poloměr činí cca 800 milionů až 1 miliarda km (v průměru se uvádí 4,6 [[Astronomická jednotka|AU]]<ref name="uiuc"/>, tj. asi 1 000 slunečních poloměrů). Pokud by byla umístěna do středu [[Sluneční soustava|sluneční soustavy]], vnější okraj by zasahoval téměř až k [[Oběžná dráha|oběžné dráze]] [[Jupiter (planeta)|Jupitera]].

Díky své obrovské sálavé ploše je Betelgeuze až 135 000x [[Svítivost|svítivější]]<ref name=uiuc /> než naše hvězda, což ji činí jednu z nejjasnějších známých hvězd vůbec.<ref name="solstation">{{Citace elektronické monografie| titul= Betelgeuse | vydavatel=SolStation | url=http://www.solstation.com/x-objects/betelgeuse.htm |datum přístupu=11-11-2005 | jazyk = angličtina}}</ref> Nicméně tato světelnost není způsobena pouze velkou plochou, a proto se [[Astronomie|astronomové]] domnívají, že hvězda disponuje vysokou [[Hmotnost|hmotností]], přibližně 15 až 20krát větší než jakou má [[Slunce]].<ref name="uiuc">{{Citace elektronické monografie| url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/betelgeuse.html |titul=Betelgeuse (Alpha Orionis) |autor= Jim Kaler|datum přístupu=9-10-2008}}</ref> Kvůli tak vysoké hmotnosti je dost dobře možné, že ukončí svůj život v podobě [[Supernova|supernovy]]<ref name="solstation"/>. Vzhledem ke stáří ostatních hvězd v Orionu je Betelgeuze dost starý objekt (většina z nich je mnohem mladších), v porovnání s ostatními hvězdami ve [[Vesmír|vesmíru]] je však velice mladý. S největší pravděpodobností vyčerpala [[vodík]] ve svém jádře a v současné době tedy získává energii z [[termonukleární reakce]] [[helium|helia]] na [[uhlík]] a [[kyslík]]. V [[Hertzsprungův-Russelův diagram|Hertzsprung-Russelově diagramu]] se posunula z [[Hlavní posloupnost|hvězdy hlavní posloupnosti]] vlivem zvětšení a ochlazení na červeného veleobra. Patří též k jedné z mála hvězd, kterou se podařilo vyfotografovat pozemními i vesmírnými [[dalekohled]]y jako disk, ne jen jako jasnou skvrnu<ref name="img"/>. Má také ze souhvězdí největší [[vlastní pohyb]].

Ačkoli je Betelgeuze označena řeckým písmenem „[[alfa]]“, které se dává většinou nejjasnější hvězdě souhvězdí, nebývá jím tak patrně vždy. Podle některých zdrojů se sice v maximu své jasnosti někdy stává jasnější jak Rigel, podle jiných zdrojů bylo toto tvrzení založeno na špatném odhadu jasnosti astronomem [[Johann Bayer|Johannem Bayerem]], který ve svém díle [[Uranometria]] označoval [[Řecká písmena|řeckými písmeny]] hvězdy podle jejich [[Hvězdná velikost|hvězdné velikosti]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.pristavorion.cz/?q=content/odd%C3%ADly Oddíly| datum přístupu = 31-08-2010}}</ref> Přestože je to hvězda proměnná, nestává se jasnějším jak Rigel, označení „alfa“ ji však už zůstalo.

Některá experimentální pozorování prováděná v první polovině osmdesátých let minulého století naznačují, že je Betelgeuze [[Vícenásobná hvězda|vícenásobný systém]] složený nejméně ze tří složek.<ref name="Karovska1985">{{Citace elektronické monografie| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1985BAAS...17..598K|titul= On a Possible Close Companion to αOri| autor= M. Karovska, R.W. Noyes, F. Roddier, P. Nisenson, R. V. Stachnik|periodikum= Bulletin of the American Astronomical Society| svazek= 17| strana= 598 | rok=1985| datum přístupu= 1-02-2009}}</ref><ref name="Karovska1986">{{Citace monografie| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1986ApJ...308..260K| titul= On the alpha Orionis triple system|autor = M. Karovska, P.Nisenson, R. Noyes | periodikum= [[Astrophysical Journal]]| id= ISSN 0004-637X| svazek= 308| data = 1º settembre 1986| strana= 260-269|datum přístupu= 1-02-2009}}</ref> Další pozorování však tuto možnost ještě zcela nepotvrdila.<ref name="bright5">{{Citace|Schaaf|p. 181|Bright}}</ref>

Jméno Betelgeuze pochází z arabského يد الجوزاء - ''Yad al-Jawzā'' („Ruka obrova“)<ref>{{Citace|Levy, Mattei|p.60|Observing}}</ref><ref name="bright1">{{Citace|Schaaf|p.174|Bright}}</ref>, po zkomolení a následném překladu ve středověku بد الجوزاء - ''Bad al-Jawzā'' (vhodněji ابط الجوزاء - ''Ibţ al-Jawzā''), což dnes znamená „podpaží“ nebo „rameno obra“.<ref name="star_names">{{Citace monografie |autor=Paul Kunitzsch; Tim Smart |rok=2006|titul=A Dictionary of Modern Star Names |strana=45| vydavatel=Sky Publishing| město=Cambridge, MA | id=ISBN 978-1-931559-44-7 }}</ref>

== Vlastnosti ==

[[Soubor:Betelgeuse Plume eso0927d.jpg|thumb|right|250px|Umělecké ztvárnění od [[ESO]] zobrazující Betelgeuze s obrovským oblakem plynu vymrštěném z povrchu, téměř stejně velkým jako naš sluneční soustava, a gigantickými bublinami vařícími se na jejím povrchu.]]

=== Velikost ===

Betelgeuze patří mezi první hvězdy, jejichž průměr se měřil pomocí [[interferometrie|interferometrické]] techniky, jako jsou kupříkladu [[skvrnková interferometrie]] či [[aperturní maskovací interferometrie]]. Ta pomohla určit zdánlivý [[úhlový průměr]] ve
viditelném spektru na 59,2 mas (milliarcsecond = tisícina [[úhlová vteřina|úhlové vteřiny]]) a 54,7 ± 0,3 mas ve spektru [[Infračervené záření|infračerveném]]<ref name="diameter"/>. Tento rozdíl o téměř pět [[oblouková vteřina|obloukových milivteřin]] je způsoben tím, že infračervené pozorování nebere v úvahu světelný přírůstek způsobený [[horká skvrna|horkými skvrnami]], které jsou na těchto vlnových délkách méně patrné a výrazně snižují účinky [[okrajové ztemnění|okrajového ztemnění]]<ref name="diameter"/>. Jak je u červených velebobrů typické, nemá přesně vymezený okraj kvůli optickým [[Emise|emisím]], které se od středu směrem ven velice pozvolna snižují a s nimi se mění i jejich [[barva]], což razantně ztěžuje přesné určení velikosti hvězdy<ref>Infatti, il gas della fotosfera sfuma gradualmente nell'[[atmosfera stellare|atmosfera]] con l'aumentare della distanza dalla superficie stellare</ref><ref name="diameter"/>. Z pohledu Země má Betelgeuze díky své velikosti a blízkosti třetí největší úhlový průměr, větší mají již jen hvězdy Slunce a [[R Doradus]].<ref name="bright6">{{Citace|Schaaf|p. 180|Bright}}</ref> Dále bylo zjištěno, že je tento průměr proměnný. Mezi roky [[1993]] a [[2009]] se totiž zmenšil o více než 15 procent (viz dále).

[[Soubor:Betelgeuse viewed from 8au.jpg|thumb|right|250px|Počítačové vyobrazení Betelgeuze ze vzdálenosti 8 AU.]]
[[Soubor:Sun from 8au.jpg|thumb|250px|right|Pro srovnání - takto vypadá ze stejné vzdálenosti naše Slunce.]]

V kombinaci se vzdáleností hvězdy, která se v současné době odhaduje na cca 640 [[Světelný rok|světelných let]]<ref name=harper2008/>, lze s jistou přesností určit její skutečný [[poloměr]], pohybujícím se v rozmezí 990 – 1000násobku slunečního, což odpovídá zhruba 4,6 AU<ref name=uiuc />. Tyto rozměry proto dělají Betelgeuze jednu z největších hvězd: postavíme-li ji namísto Slunce, povrch by sahal k [[Hlavní pás|meteorickému pásu]] mezi [[Mars (planeta)|Marsem]] a Jupiterem<ref name="solstation"/>. Nebo jiné srovnání: bylo-li by Slunce bylo [[míč|plážový míč]], pak bude stejně velká jako profesionální sportovní [[stadion]].

=== Jas ===

[[Soubor:Star-sizes.jpg|right|thumb|250px|Betelgeuze v porovnání s ostatními hvězdami: Sirius (panel 4) je nejjasnější hvězda noční oblohy, ale je maličká v porovnání s Betelgeuze (panel 5). ]]

Značná velikost je také částečnou příčinou vysokého jasu hvězdy, který se rovná 9 400násobku [[Zářivost|zářivosti]] Slunce. Zkombinujeme-li tuto hodnotu se vzdáleností, dostaneme absolutní magnitudu rovnou -5,14<ref name="solstation"/>. Pokud však vezmeme v úvahu emise na dalších vlnových délkách [[Elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]], včetně infračerveného, hvězda dosáhne mnohem vyššího jasu - více než 135 000násobného, což ji činí jednu z nejzářivějších hvězd<ref name="solstation"/>. Důvodem pro toto ohromné množství infračervené záření spočívá v nízké povrchové [[Teplota|teplotě]] (asi 3 500 K), která v souladu s
[[Wienův posunovací zákon|Wienovým zákonem]] způsobuje, že hlavní složka záření je umístěna v infračervené oblasti a pouze 13 % energie se vypouští ve formě viditelného [[Světlo|světla]]<ref name="solstation"/><ref name="bright5"/>. Pokud by lidské oko
bylo citlivé na všechny vlnové délky elektromagnetického spektra, byla by Betelgeuze nejjasnější hvězdou na obloze, srovnatelnou s [[Venuše (planeta)|Venuši]] (-4,6<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |titul = Venus Fact Sheet |vydavatel = NASA |autor= David R. Williams |datum vydání = 15-04-2005 |datum přístupu = 12-10-2007 }}</ref>).<ref name="bright5"/>

=== Hmotnost ===

Velká sálavá plocha není však dostačující k vysvětlení takové světelnosti, a proto se odhaduje, že má hvězda poměrně vysokou [[hmotnost]], kterou se pomocí počítačových simulací podařilo určit na 15 – 20násobek hmotnosti Slunce.<ref name="catas1"/><ref name="kaler">{{Citace monografie| titul= The hundred greatest stars |autor= James B. Kaler | město= New York| vydavatel= Springer| rok= 2002 | id= ISBN 0-387-95436-8}}</ref> Nejistota těchto údajů je přesto stále poměrně vysoká a někteří astronomové nepovažují vzdálenou ani možnost, že hvězda disponuje hmotností pouze 10 – 12násobnou.<ref name="kaler"/>

=== Hustota ===

[[Hustota]], coby spojení hmotnosti a [[Objem|objemu]], je u této hvězdy velice nízká: objem je více než 160 milionkrát větší jak u Slunce a poměr zmíněných veličin dává průměrnou hustotu 2-9x10-8 krát menší, než u naší hvězdy<ref name="aavso"/>, což je
hustota dokonce nižší, než kterou má nejlepší [[vakuum]] dosažené na Zemi .<ref name="bright6"/> Díky této vlastnosti bývá Betelgeuze často nazývána „rozpáleným vakuem“. Nízká hustota je společným rysem všech červených veleobrů.<ref>{{Citace monografie| autor= AA.VV.| titul= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| město= Novara| vydavatel= De Agostini| rok= 2002}}</ref>

== Struktura ==

=== Fotosféra a magnetické pole ===

Betelgeuze je jednou z prvních hvězd (s výjimkou Slunce), u nichž byla [[fotosféra]] (tj. viditelný povrch) pozorována pomocí dalekohledu s [[aktivní optika|aktivní optikou]]. <ref name="uiuc"/> Objev byl učiněn v několika fázích pomocí sledovacích akcí na Zemi, [[HST]] a [[COAST]] s vysokou rozlišovací schopností.<ref name="burns">{{Citace monografie | autor=D. Burns ''et al'' | titul=The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse | vydavatel= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | rok=1997 | svazek=290 | číslo=1 | strana=L11–L16 | datum přístupu=21-06-2007 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997MNRAS.290L..11B%26db_key=AST}}</ref>

Fotosféra Betelgeuze má velice silné [[okrajové ztemnění]] spojené s poněkud asymetrickými nepravidelnostmi. Ty jsou přičítány přítomností tzv. [[Horká skvrna|horkých skvrn]] – oblastí s mnohem vyšší teplotou (o více než 2 000 K<ref name="bright4"/><ref name="radio"/>), než jakou má okolí. Dle odhadů jsou vytvářeny obřími [[konvekční buňka|konvektivními buňkami]] na rovnoměrném povrchu<ref name="burns"/>. Spektroskopická pozorování ukazují rozdíly v rychlosti a teplotě buněk v průběhu přibližně 400 dní. Nastiňují systematické, ale chaotické, vzestupné a sestupné pohyby materiálu uvnitř fotosféry.<ref name="gray">{{Citace monografie | titul = Mass Motions in the Photosphere of Betelgeuse| autor= David F. Gray | vydavatel= The [[Astronomical Journal]]| svazek = 135| číslo= 4| strana= 1450-1458| měsíc= aprile| rok=2008| doi= 10.1088/0004-6256/135/4/1450| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....135.1450G| datum přístupu= 03-02-2009}}</ref> Nejpravděpodobnější vysvětlení těchto změn spočívá v krátkodobých výkyvech, které provázejí vznik nových konvektivních buněk na povrchu obří hvězdy. <ref name="gray"/> Původ těchto buněk lze nalézt v přítomnosti [[Magnetické pole|magnetického pole]]. Předpokládá se, že je toto pole generováno malým lokálním [[Dynamo|dynamem]] podle všeho podobným [[Sluneční dynamo|dynamu slunečnímu]].<ref>{{Cite conference | autor= S. B. F. Dorch, B. Freytag | datum vydání= 17-21 giugno 2002 | titul= Does Betelgeuse Have a Magnetic Field? | conference= Modelling of Stellar Atmospheres, Poster Contributions | vydavatel= Proceedings of the 210th Symposium of the International Astronomical Union held | korporace= N. Piskunov, W. W. Weiss, D. F. Gray; Uppsala University | místo= Uppsala, Svezia| strany= p.A12| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..210P.A12D | datum přístupu=7-02-2009}}</ref>

[[Soubor:Sun diagram.png|thumb|right|Na obrázku je struktura [[Slunce]] s [[Fotosféra|fotosferickou]] [[Granulace (astronomie)|granulací]]: 1. [[Slunce#Jádro|Jádro]] 2. [[Slunce#Vrstva v zářivé rovnováze|Vrstva zářivé rovnováhy]] 3. [[Slunce#Konvektivní zóna|Konvektivní zóna]] 4. [[Fotosféra]] 5. [[Chromosféra]] 6. [[Koróna]] 7. [[Sluneční skvrny]] 8. [[Granulace (astronomie)|Granulace]] 9. [[Protuberance]] ]]

=== Atmosféra a [[metalicita]] ===

Nad fotosférou je obrovská atmosféra, která od fotosféry sahá do vzdálenosti až desetinásobku poloměru hvězdy (více než 34 AU).

Atmosféra Betelgeuze byla zkoumána především prostřednictvím pozorování [[VLA]] v délce rozhlasových vln 7 [[mm]]. Pozorování prováděná v tomto pásmu ukázala, že se atmosféra skládá téměř výhradně z řídkého plynu, který má teplotu rovnou teplotě fotosféry, s rostoucí vzdáleností od ní má však tendenci klesat. Podobný trend byl potvrzen ultrafialovými pozorováními HST.

Kromě toho měření absorpční čáry [[Hα]] napovídá astrofyzikům, že je [[chromosféra]] poměrně široká a v nepravidelných intervalech monstrózně expanduje a kontraktuje.

Údaje, shromážděné pomocí přístroje [[AMBER]] umístěném na [[Very Large Telescope]] v Evropské jižní observatoři ([[ESO]]), umožnily identifikaci makroturbulencí a silných konvektivních přesunů plynu v různých oblastech atmosféry poblíž fotosféry, které vytvářejí bubliny plynu o velikostech srovnatelných se samotnou hvězdou. Krom toho přístroj zobrazil rozsáhlý asymetrický obal, nazvaný [[MOLsféra]] (z angl. Molecular sphere = molekulární oblast), který občas sahá od hvězdy až do vzdálenosti rovnající se 1,4-1,5 násobku její poloměru. Uvnitř bylo zjištěno vysoké množství CO ([[oxid uhelnatý]]) a CN ([[kyanid]]), což posílilo výsledky spektroskopické analýzy, která odhalila přítomnost velkého množství [[Uhlík|uhlíku]], [[Dusík|dusíku]] a [[Kyslík|kyslíku]], prvků endogenní povahy. Vznikly [[nukleární syntéza|nukleární syntézou]] jako meziprodukt [[CNO cyklus|CNO cyklu]] (Cyklus uhlík-dusík-kyslík) a postupně se přenesly na povrch prouděním z vnitřních vrstev hvězdy. Dále byla ještě objevena přítomnost tenké obálky z [[Vodní pára|vodní páry]], zjištěné na základě pozorování ve středním infračerveném pásmu (λ = 5-25 µm).

Sestavené fyzické modely ukazují, že má hvězda metalicitu (či množství prvků těžších než helium) podobnou Slunci.

[[Soubor:Betelgeuse VLT.jpg|thumb|240px|''Obraz Betelgeuze, získaný z údajů nashromážděných prostřednictvím VLT ve viditelném a blízkém infračerveném záření; všimněte si namodralého sloupce materiálu, šířícího se od vrcholu atmosférické konvektivní buňky.'' ''ESO'']]

=== Hvězdný vítr a okolní mlhovina ===

Nyní obklopuje Betelgeuze rozsáhlý oblak prachu a plynu, který v minulosti sama vyvrhla. Prach je generován uvnitř MOLsféry<ref name="BetVLT">{{Citace monografie| titul=The close circumstellar environment of Betelgeuse - Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR with VLT/NACO| autor= P. Kervella, T.Verhoelst, S. T. Ridgway, ''et al'' | datum= červenec 2009|časopis=Astronomy and Astrophysics| url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/200912521&view=pdf | datum přístupu=4-08-2009| doi= 10.1051/0004-6361/200912521}}</ref>, kde je dostatečně nízká teplota (asi 1 500 K) ke slučování atomů v [[Molekula|molekuly]] a [[supramolekulární komplex]]y<ref name="radio"/>. Tlak záření v důsledku silného jasu hvězdy pak odnáší tato prachová zrna do okolního prostoru, což vede k pomalému (rychlost 17 km/s) a velice prašnému [[Hvězdný vítr|hvězdnému větru]]. Jeho prostřednictvím ztrácí hvězda značně rychlým tempem svou hmotnost – asi 10-7 až 10-6 M ☉ ročně.<ref name="radio"/>

Snímky ve vysokém rozlišení, získané ve viditelném a blízkém infračerveném záření pomocí VLT adaptivní optiky [[NACO]], mají osvětlit mechanismy vedoucí ke ztrátě hmotnosti, společné všem červeným veleobrům.<ref name="ESO-VLT">{{Citace elektronické monografie| url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-27-09.html| titul=Sharpest views of Betelgeuse reveal how supergiant stars lose mass | autor= P. Kervella, K. Ohnaka, O. Hainaut |datum=[[29 červenec]] [[2009]]| vydavatel= [[European Southern Observatory|ESO]] 27/09 - Science Release |datum přístupu= 4-08-2009}}</ref> Obrázky skutečně dokazují přítomnost velkého plynového oblaku, který začíná na jihozápadním kvadrantu povrchu Betelgeuze<ref name="ESO-VLT"/> a rozšiřuje se do okolního prostoru s téměř šestinásobným poloměrem hvězdy (což se rovná vzdálenosti mezi Sluncem a [[Neptun (planeta)|Neptunem]]).<ref name="solstation"/><ref name="ESO-VLT"/> Objevem tohoto vlečného proudu bylo odhaleno, že ztráta hmoty nedochází rovnoměrně po celém jejím povrchu, ale z konkrétních oblastí, které se shodují s obřími konvektivními bublinami v atmosféře.<ref name="ESO-VLT"/>

Větrem vystřelovaná hmota tvoří kolem veleobra řadu oparů prachových [[prstenec|prstenců]] s poměrně složitou a nepravidelnou strukturou.<ref name="BetVLT"/> První částečný prstenec z prachu hvězdy se nachází ve vzdálenosti rovnající se trojnásobku jejího poloměru, ale významnější uspořádání bylo nalezeno ve vzdálenosti asi 650 AU.<ref name="kaler 2001">{{Citace monografie| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2001esec.book.....K&db_key=AST&high=3da354230f08372|titul= Extreme Stars: At the Edge of Creation| autor= James B. Kaler|vydavatel= Cambridge University Press| rok= 2001| strana=248}}</ref> O 12 000 AU dále bylo nalezeno další zhuštění prachu a o dalších 36 000 AU zjištěna přítomnost velkého množství plynu<ref name="kaler 2001"/>. Nakonec pak byla v ještě větší vzdálenosti objevena existence prachové slupky sahající do vzdálenosti asi až 3,3 ly od hvězdy.<ref>{{Citace monografie| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query? bibcode=1984BAAS...16..405B | titul= A Giant Asymmetric Dust Shell around Betelgeuse| autor= B.Baud, R. Waters, J. de Vries, G. D. van Albada, F. Boulanger, P. R.Wesselius| časopis= Bulletin of the American Astronomical Society|svazek= 16| strana= 405| datum přístupu= 8-02-2009}}</ref>

Hned za vrstvou, asi 3,5 ly od centra,<ref name="bowshock"/> byla pomocí infračervených pozorování, prováděných dalekohledem [[IRAS]] a nověji prostřednictvím dalekohledu [[AKARI]] (navrženým a postaveným [[JAXA|Japonskou vesmírnou agenturou]] (JAXA), identifikována [[rázová vlna]], která je vytvářena kolizemi mezi větrem hvězdy a okolním mezihvězdným prostředím. Tato formace, pozorovaná při λ = 60 μm, je poměrně úzká, asymetrická a orientovaná ve směru pohybu Betelgeuze. Celková
hmotnost materiálu této oblasti je zřejmě 0,14 M ☉.<ref>{{Citace monografie| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....114..837N| titul= A Parsec-Size Bow Shock around Betelgeuse |autor= A. Noriega-Crespo, D.van Buren, Y. Cao, R. Dgani| časopis= Astronomical Journal |svazek=114|strana= 837-840 | rok=1997| datum= srpen 1997| doi= 10.1086/118517 |datum přístupu= 25-06-2009}}</ref>

== Život Betelgeuze ==

{{Viz též|Vývoj hvězd|Supernova#Typ_II}}

[[Soubor:Betelgeuse supernova.png|thumb|right|250px|Takto se podle počítačového vyobrazení programem Celestia bude jevit ze Země Souhvězdí
Orion, až Betelgeuze exploduje jako supernova.]]

Vznik a následný průběh života Betelgeuze je víceméně společný všem červeným veleobrům. Budoucnost této hvězdy je však z určité části zahalena tajemstvím, neboť nám k určení konkrétního scénáře chybí potřebné údaje. Navíc vykazuje určité odchylky od předpokládaných modelů.

Nyní je Betelgeuze v závěrečné etapě svého vývoje. Fáze červeného veleobra je vysoce nestabilní, jedná se ve skutečnosti o jakousi předehru před velkolepým zánikem.<ref name="evolution">{{Citace elektronické monografie | datum = 29 srpen 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | titul=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | vydavatel =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | datum přístupu = 10-08-2006}}</ref> Astronomové se domnívají, že Betelgeuze spadala vzhledem ke své hmotnosti ve fázi hlavní posloupnosti do [[třídy B]] (typická modro-bílá) a setrvala v ní po dobu nejméně 8 – 10 milionů let.<ref name="uiuc"/> Po této etapě stability podstoupila v posledním milionu let sérii zhroucení, které vyvolaly další [[jaderné reakce]] vedoucí nakonec k expanzi do současného stavu červeného veleobra.<ref name="evolution"/>

I budoucí osud závisí na její hmotnosti, protože obsahuje pravděpodobně více než 15násobek sluneční hmoty. Díky tomu astronomové věří, že svůj život ukončí vybuchnutím do brilantní [[supernova|supernovy]]. Není známo, kdy se tak přesně stane, názory se liší. Někteří vidí proměnnost jako znamení, že je již ve fázi, kdy zpracovává [[Jaderná fúze|jadernou fúzí]] [[uhlík]] na [[kyslík]] a [[neon]], a má tedy před koncem jen pár tisíc let.<ref>La tabella sottostante mostra la durata dei processi di [[fusione nucleare]] dei diversi elementi che compongono il nucleo di una stella di 20 masse solari, come Betelgeuse, man mano che essa procede lungo il suo cammino evolutivo.
{{-}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
!valign="bottom"| Combustibile nucleare
!valign="bottom"| Temperatura (in milioni di K)
!valign="bottom"| Densità (kg/cm³)
!valign="bottom"| Durata della fusione (''t'' in anni)
|-
|align="center"| [[Idrogeno|H]]
|align="center"| 37
|align="center"| 0,0045
|align="center"| 8,1 milioni
|-
|align="center"| [[Elio|He]]
|align="center"| 188
|align="center"| 0,97
|align="center"| 1,2 milioni
|-
|align="center"| [[Carbonio|C]]
|align="center"| 870
|align="center"| 170
|align="center"| 976
|-
|align="center"| [[Neon|Ne]]
|align="center"| 1 570
|align="center"| 3 100
|align="center"| 0,6
|-
|align="center"| [[Ossigeno|O]]
|align="center"| 1 980
|align="center"| 5 550
|align="center"| 1,25
|-
|align="center"| [[Zolfo|S]]/[[Silicio|Si]]
|align="center"| 3 340
|align="center"| 33 400
|align="center"| 0,0315 (11,5 giorni)
|}

Da: {{Citace monografie | autor=S. E. Woosley|spoluautoři= A. Heger, T. A. Weaver | titul=The evolution and explosion of massive stars | časopis=Reviews of Modern Physics | rok=2002 | svazek=74 | číslo=4 | strana=1015–1071 | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W }}</ref> Jiní tuto hypotézu odmítají a tvrdí, že hvězda bude potřebovat spíše ještě několik milionů let, než k onomu výbuchu dojde. Další považují za nepravděpodobné, že by k tomuto jevu došlo za tak dlouhou dobu, odmítají však tvrzení, že by se stal během několika staletí. <ref name="bright8">{{Citace|Schaaf|p. 182|Bright}}</ref><ref name=EarthskyOrg/><ref name="bright8"/> Dle současných matematicko-fyzikálních modelů můžeme určit složitou sérii událostí, které předcházejí a nadcházejí explozi hvězdy.<ref name="catas2">{{Citace|Wheeler|p. 116|Catastr}}</ref> Model ji ukazuje jako typickou supernovu [[Supernova|typu II-P]]<ref name="uiuc"/><ref name="catas1"/><ref name=EarthskyOrg>{{Citace elektronické monografie| url= http://www.earthsky.org/radioshows/48792/betelgeuse-could-become-supernova |titul= Betelgeuse could explode as a supernova | korporacee= Radio Podcasts | Earth & Sky| datum přístupu= 14-02-2009}}</ref>, která se vyznačuje světelnou křivkou se zploštěním ([[plató]]). Toto zploštění naznačuje, že jas bude klesat jen velmi pozvolna.<ref>{{Citace monografie| autor=J. B. Doggett, D. Branch | titul=A Comparative Study of Supernova Light Curves | časopis=Astronomical Journal | rok=1985 | svazek=90 | strana=2303–2311 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985AJ.....90.2303D | datum přístupu = 01-02-2007 | doi=10.1086/113934 }}</ref>

[[Soubor:Evolved star fusion shells.png|260px|thumb|Vnitřek hmotné hvězdy se vyvíjí vícevrstě (bez měřítka).]]

Hvězda zůstává v činnosti díky jaderné fúzní reakci ([[nukleární syntéza]]) uvnitř svého jádra, které vyzařuje energii nezbytnou k boji proti své vlastní [[Gravitační síla|gravitační síle]], která by jinak způsobila zhroucení hvězdy sama do sebe.<ref>{{Citace elektronické monografie| autor = John N. Bahcall|data = [[29 giugno]] [[2000]] | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html | titul = How the Sun Shines |vydavatel= Nobel Foundation | datum přístupu = 30-08-2006}}</ref> Méně hmotné hvězdy (kupříkladu Slunce) mají během fáze hlavní posloupnosti nad jádrem z helia vrstvu vodíku, přičemž se tyto vrstvy se navzájem prolínají, a mohou v případě dostatečné hmotnosti přejít ke slučování helia na uhlík a kyslík.<ref name="hinshaw">{{Citace elektronické monografie | autor = Gary Hinshaw| datum = [[23 srpen]] [[2006]] | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html | titul = The Life and Death of Stars | vydavatel = NASA WMAP Mission | datum přístupu = 01-09-2006 }}</ref> Hmotné hvězdy, dokončující fúzi helia na uhlík, dosáhnou ve svých jádrech potřebné teploty a tlaku ke slučování těžších prvků, jakými jsou kyslík, neon, [[křemík]] a [[síra]]. Konečnými produkty nukleární syntézy jsou [[nikl]]-56 (56 Ni) a [[kobalt]]-56 (56 Co), jako výsledek procesu tavení křemíku.<ref name="hinshaw"/><ref name="WoosleyJanka">{{Citace monografie| autor=Stan Woosley | spoluautoři=Hans-Thomas Janka | titul=The Physics of Core-Collapse Supernovae | časopis=[[Nature|Nature Physics]] | svazek=1 | číslo=3 | strana=147–154 | měsíc=prosince |rok=2005 | url=http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0601261 | formát=PDF | doi=10.1038/nphys172}}</ref> Nikl-56 a kobalt-56 se rychle [[Radioaktivní rozpad|rozpadají]] na [[železo]]-56 (56 Fe) a hromadí se v centru hvězdy.<ref name="decay">{{Citace monografie | autor= M. P. Fewell| titul=The atomic nuclide with the highest mean binding energy | časopis= American Journal of Physics | rok=1995 |svazek=63 | číslo=7 | strana=653–658| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AmJPh..63..653F| datum přístupu = 01-02-2007 | doi=10.1119/1.17828 }}</ref>

Když železné jádro dosáhne hmotnosti nad [[Chandrasekharova mez|Chandrasekharův limit]], stává se nestabilním a zhroutí se do neutronové hvězdy. Její vznik vyvine emise toku asi 1046 [[Joul|Joulů]] z [[neutrino|neutrin]], což jim potrvá asi hodinu, než projdou vnější vodíkovou vrstvou a uniknou do okolního prostoru.<ref name="catas2"/> Kolaps generuje sérii [[Nárazová vlna|nárazových vln]], které poté, co zhruba za den dosáhnou hvězdného povrchu, způsobí rozkouskování, což vede k náhlému záblesku [[Ultrafialové záření|ultrafialového záření]] o intenzitě ve výši 100 miliardnásobku slunečního.<ref name="catas2"/> V průběhu dvou týdnů po výbuchu se celková světelnost supernovy nejprve sníží a poté dosáhne maximální jasnosti. Mezitím se odhozený materiál vlivem své expanze (až do vzdálenosti 100 AU od hvězdy) ochlazuje.<ref name="catas2"/> V tomto bodě supernova zůstává v ustáleném stavu (symbolizovaném horní plošinou světelné křivky) asi 2 - 3 měsíce, během nichž se hodnota absolutní svítivost rovná zvýší na násobek jedné miliardy svítivosti Slunce, zatímco efektivní teplota zůstává na hodnotě přibližně 6000 K.<ref name="catas2"/>

Ze vzdálenosti 640 světelných let by exploze supernovy byla zaznamenána jako nejjasnější objekt na noční obloze, který by bylo možné zároveň sledovat i za bílého dne.<ref name="ESO0927"/> Disponovat bude zdánlivou hvězdnou velikostí -12<ref name=EarthskyOrg/><ref name="catas2"/>, která se rovná srpku (dorůstajícího) [[Měsíc]]e. V této fázi bude Betelgeuze viditelná i za denního světla a tyto podmínky přetrvají i několik měsíců, poté nastane rychlý pokles jasu.<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://cosmos.swin.edu.au/lookup.html?e=typeiisupernovalightcurves | titul = Type II Supernova Light Curves | vydavatel = Swinburne University of Technology | datum přístupu = 17-03-2007 }}</ref>

V bezprostředně následujících letech po výbuchu bude hlavní složkou emise ze zbytku supernovy radioaktivní rozpad kobaltu-56 na železo-56. Vzniklé [[Gama záření|gama paprsky]] budou zablokovány rozpínající se obálkou z vodíku. V příštím tisíciletí dojde k explozi – vnější vrstvy hvězdy se rozšíří až do vzdálenosti dvaceti světelných let a budou stále chladnout, ředit se a snižovat svítivost. Tvoří se tak pozůstatky supernovy, které obohacují okolní mezihvězdný prostor těžkými prvky, vyrobených hvězdami v závěrečných fázích jejich života. Pokud se pozůstatkem stane [[neutronová hvězda]] (konkrétně [[pulsar]]), pak by mohla produkovat gama záření po tisíce let.<ref>{{Citace monografie
| titul=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe
| autor=Wheeler, J. Craig
| vydavatel=Cambridge University Press
| místo=Cambridge, UK
| rok=2007
| edice=2nd
| isbn=0-521-85714-7
| strana=115–17}}</ref> Profesor [[J. Craig Wheeler]] z [[Texaská univerzita v Austině|Texaské univerzity v Austině]] předpovídá, že supernova vydá na 1053 [[ergs]] neutrin, která budou procházet hodinu okolní vodíkovou obálkou hvězdy a o několik století později dosáhnout [[Sluneční soustava|sluneční soustavu]]. [[Rotační osa]] hvězdy neukazuje směrem k Zemi a tak je nepravděpodobné, že by supernova na Zemi poslala gama záblesk tak velký, aby na ní vznikly škody na [[ekosystém]]u.<ref>http://www.universetoday.com/guide-to-space/stars/betelgeuse/</ref><ref name=EarthskyOrg/> Záblesk ultrafialového záření z exploze bude slabší, než ultrafialový výkon Slunce.

== Proměnnost ==
[[Soubor:Light curve of Betelgeuse.png|thumb|300px|[[Světelná křivka]] Betelgeuze v období 12/1998-08/2008. ''AAVSO''']]

Betelgeuze je také známá jako [[Polopravidelně pulsující proměnná|polopravidelně pulsující proměnná hvězda]], charakteristická nepředvídatelnými a často velkými výkyvy jasnosti s cyklem několika měsíců (v případě Betelgeuze mezi 150 a 300 dny), které se překrývají s méně pravidelnou proměnností s periodou 2070 – 2355 dní (přibližně 5,7 let).<ref name="mat1"/> (circa 5,7 anni<ref>{{Citace monografie| url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000PASP..112..977R&db_key=AST&high=3e3fbd02fe07066 |titul= Periodicities in the Ultraviolet Flux of α Orionis | autor=S. A. Rinehart, Arsen R. Hajian, J. R. Houck, Yervant Terzian | časopis= Publications of the Astronomical Society of the Pacific | svazek = 112| číslo= 773| strana= 977-982| měsíc= červenec| rok= 2000 | doi= 10.1086/316591| datum přístupu= 10-02-2009}}</ref> Během této doby se hvězda pohybuje kolem své průměrné velikosti 0,5 s ostrými maximy svítivosti, různými cyklus do cyklu.<ref name="bright2"/> Jako proměnná hvězda se klasifikuje mezi [[SRC]]: veleobry s [[amplituda]]mi o 1 magnitudě a periodě světelné změny od 30ti do několika tisíců dní. Budeme-li předpokládat vzdálenost 197 pc (cca 640 ly), maximální [[absolutní magnituda]] bude -6,27, zatímco minimální by byla -5,27 a střední hodnota -6,05. <ref>This range of absolute magnitudes assumes an [[apparent magnitude]] that varies from 0.2 to 1.2 and a distance of 197 pc.</ref> Údaje od [[AAVSO]] ukazují, že velikost hvězdy dosáhla nejmenší hodnoty 0,2 maxima během let 1933 a 1942 konkurujíce jasu Rigelu<ref name="bright2"/> a nejvyšší hodnota minima 1,2 byla v letech [[1927]] a [[1941]],<ref name="bright2"/> kdy dosáhla těsně nad jas hvězdy nedaleké [[Bellatrix]].<ref name="aavso"/>

Sledování zaznamenaná ve starší době, zejména [[John Herschel|Johnem Herschelem]], ukázala, že v jiných obdobích měla Betelgeuze mnohem širší rozsah jasu, než který poskytl AAVSO, s vrcholy až do -0,1 v roce 1852, kdy překročila svítivost Rigelu a minimální velikost 1,3 s vrcholy ve výši 1,5 a 1,6.<ref name="burnham"/><ref name="bright2"/> Nejen z těchto důvodů je tato hvězda obzvláště zajímavá pro pozorování; žádná jiná hvězda první velikosti totiž ve skutečnosti nevykazuje tak výrazné změny v jasu v intervalech s poměrně krátkou dobou trvání, jako Betelgeuze.<ref name="bright3"/>

Výzkumníci nabídli různé hypotézy k vysvětlení tohoto jevu, ačkoli mechanismy ovládající proměnnost světla nejsou ještě plně objasněny, přestože jsou předmětem intenzivního studia. Naše současné chápání hvězdné struktury naznačuje, že se vnější vrstvy tohoto veleobra postupně rozšiřují, díky čemuž se povrch ([[fotosféra]]) střídavě zvyšuje a snižuje a teplota stoupá a klesá. Červený veleobr, jakým je i Betelgeuze, bude tímto způsobem pulsovat vlivem vnitřní nestability své atmosféry. Tato pulsace se projevuje jako několik provázaných cyklů. Působením hvězdné [[kontrakce]] se pohltí více a více energie, vyzařované fotosférou, která způsobuje ohřev a v souladu se zákonem o plynech i rozšíření atmosféry. A naopak, jak hvězda expanduje, její atmosféra se stává méně hustou, umožňuje únik energie (světelná energie projde snadněji) a tím se tak ochlazuje, což s sebou nese pokles sálavosti povrchu, snížení teploty a tedy i množství záření a v konečném důsledku opětovné smršťování. Výpočet pulsace hvězdy a modelování její periodicity je díky těmto provázaným cyklům celkem těžký, navíc cyklus pulzace Betelgeuze vyniká určitou asymetrií, způsobenou pravděpodobně horkými skvrnami v chromosféře. <ref name="AAVSO"/>V dokumentech [[Stebbins]]e a [[Sanford]]a z roku [[1930]] jsou uvedena krátkodobá kolísání od 150 dnů do 300 dnů, modulující pravidelné cyklické změny s periodicitou zhruba 5,7 let. <ref name="GOLDBERG">{{Citace periodika
| autor=Goldberg, Leo
| titul=The variability of alpha Orionis
| periodikum=Astronomical Society of the Pacific
| místo=Publications (ISSN 0004-6280)
| rok=1984
| měsíc=May
| ročník=96
| strany=pp. 366–71
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1984PASP...96..366G&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=STI
| datum přístupu=2010-06-10
| bibcode=1984PASP...96..366G
| doi=10.1086/131347}}</ref><ref name="SOLSTATION"/> Během pulsačního cyklu mění Betelgeuze svou velikost o více než 60 %, z přibližně 840 na více než 1 400 slunečních poloměrů. Proměnlivost hvězdy se zdá být ve vztahu s obdobím velkého odvrhování hmoty a zvýšenou tvorbou prachu.

[[Soubor:Betelgeuse pulsating UV (HST).jpg|thumb|left|235px|Obrázek v UV záření znázorňující pulzaci hvězdy s dlouhým cyklem variability. Všimněte si změn vzhledu horkých bodů na povrchu. '''NASA''']]

Ve skutečnosti veleobr vykazuje konzistentní nepravidelné fotometrické, polarimetrické a spektroskopické změny, což ukazuje na komplexní činnost na povrchu hvězdy a v její rozšířené atmosféře.<ref name="BUSCHER"/> Na rozdíl od většiny veleobrů, kteří jsou typičtí dlouhými obdobími variability s vcelku pravidelnými periodami, tak rudí obři jsou charakterističtí vesměs polopravidelným nebo nepravidelným pulsováním. Mezníkem je dokument publikovaný r. 1975 [[Martin Schwarzschild|Martinem Schwarzschildem]], v němž nejjasnější výkyvy připisuje měnícím se granulacím ztvárněným několika málo obrovskými konvekčními buňkami pokrývajícími povrch těchto hvězd. <ref name="SCHWARZSCHILD1975">{{Citace monografie
| autor=Schwarzschild, Martin
| titul=On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants
| pořad=Astrophysical Journal,
| rok=1975
| měsíc=Led 1,
| svazek=195
| číslo=1
| strana=pp. 137–44
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1975ApJ...195..137S&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=STI
| datum přístupu=2010-07-26
| bibcode=1975ApJ...195..137S
| doi=10.1086/153313}}</ref><ref name="FREYTAG">{{Citace monografie
| titul=Spots on the surface of Betelgeuse – Results from new 3D stellar convection models
| autor=Freytag, B.; Steffen, M.; Dorch, B.
| žurnál=Astronomische Nachrichten,
| rok=2002
| měsíc=Červenec
| svazek=323
| číslo=3/4
| strana=pp. 213–19
| url=http://www3.interscience.wiley.com/journal/98016434/abstract
| origin=AN
| datum přístupu=2010-07-26
| bibcode=2002AN....323..213F
| doi=10.1002/1521-3994(200208)323:3/4<213::AID-ASNA213>3.0.CO;2-H}}</ref> Pro Slunce tyto konvekční buňky (zvané [[sluneční granule]]) představují největší přenos tepla - z tohoto důvodu tyto konvekční elementy ovládají změny jasnosti ve sluneční fotosféře.<ref name="SCHWARZSCHILD1975"/> Typický průměr sluneční granule je asi 2 000 km (plocha zhruba o velikosti [[Indie]]) s průměrnou hloubkou 700 km. Na sluneční fotosféře tak o ploše zhruba 6 bilionů km2 leží asi 2 miliony těchto granulí, jež kvůli svému množství produkují relativně konstantní proudění. Domníváme se, že pod těmito granulemi je 5 000 – 10 000 [[supergranule|supergranulí]] se středním průměrem 30 000 km a hloubkou asi 10 000 km.<ref name="LEIGHTON">{{Citace periodika
| autor=Leighton, Robert B.
| titul=Transport of Magnetic Fields on the Sun
| periodikum=Astrophysical Journal,
| rok=1964
| měsíc=November,
| ročník=140
| strany=pp. 1547
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1964ApJ...140.1547L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=ADS
| datum přístupu=2010-06-10
| bibcode=1964ApJ...140.1547L
| doi=10.1086/148058}}</ref> Schwarzschild však tvrdí, že hvězdy jako Betelgeuze mohou mít jen tucet těchto obřích granulí o průměru kolem 180 milionů kilometrů a hloubkou asi 60 milionů kilometrů, což má za následek, vzhledem k velmi nízké teplotě a mimořádně nízké hustotě nacházející se v obálce rudého obra, neefektivnost konvekce. V důsledku toho, i kdyby byla pro nás vždy viditelná jen třetina těchto [[konvekční buňka|konvekčních buněk]], se časové změny v pozorovaném světle mohou též odrážet ve změnách jasu vnitřního světla hvězdy.<ref name="SCHWARZSCHILD1975"/>

Jak se zdá, Schwarzschildova hypotéza gigantických konvekčních buněk, dominujících povrchu červených obrů a veleobrů, si dokázala získat své příznivce. V roce [[1995]] [[HST]] zachytil první přímý obraz povrchu veleobra. <ref name="DUPREE">{{Citace periodika
| autor=Dupree, Andrea K.; Gilliland, Ronald L.
| titul=HST Direct Image of Betelgeuse
| periodikum=Bulletin of the American Astronomical Society,
| rok=1995
| měsíc=December
| ročník=27
| strany=pp. 1328
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...187.3201D
| origin=ADS
| datum přístupu=2010-07-28
| bibcode=1995AAS...187.3201D
| quote=Such a major single feature is distinctly different from scattered smaller regions of activity typically found on the Sun although the strong ultraviolet flux enhancement is characteristic of stellar magnetic activity. This inhomogeneity may be caused by a large scale convection cell or result from global pulsations and shock structures that heat the chromosphere."}}</ref>Obrázek odhalil rozšířenou chromosféru o zhruba dvojnásobném [[úhlový průměr|úhlovém průměru]] hvězdy s tajemnými horkými skvrnami nacházejícími se v jihozápadním kvadrantu disku, které dominují celkovému ultrafialovému toku. Horké skvrny se zdají být teplejší než okolní chromosféra o 2 000 K. „Jeden z významných rysů je zřetelná odlišnost od rozptýlených menších oblastí činnosti, které obvykle nacházíme na Slunci, přestože silný ultrafialový tok je charakteristický pro hvězdnou magnetickou aktivitu. Ty nehomogenity mohou být způsobeny rozsáhlými konvekcemi buněk nebo jsou důsledkem globálních pulsací a rázových struktur zahřívajících chromosféru.“ tvrdí [[Andrea Dupree]] a [[Ronald Gililand]].

O dva roky později ([[1997]]) astronomové pozorovali složité asymetrie v rozložení jasu hvězdy a odhalili nejméně tři jasné skvrny na hvězdném disku. <ref name="WILSON1"/> Poté roku 2000 další tým astronomů pod vedením [[Alex Lobel|Alexe Lobela]] z [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] (CfA) poznamenal, že Betelgeuze vykazuje prudké bouře teplého a studeného plynu ve své neklidné atmosféře. Možnou příčinou jsou asymetrické pulzace v chromosféře. Tým se domníval, že se tyto rozsáhlé oblasti ve fotosféře občas v různých směrech silně vyboulí a chrlí dlouhé sloupce teplého plynu do studené prachové obálky. Další podané vysvětlení je výskyt [[Rázová vlna|rázových vln]] způsobených teplým plynem procházejícím chladnějšími oblastmi hvězdy. <ref name="SOLSTATION">{{Citace elektronické monografie
|titul=Betelgeuse; Release No.: 04-03
|autor=SolStation
|vydavatel=Sol Company
| url=http://www.nova.org/~sol/solcom/x-objects/betelgeuse.htm
|datum přístupu=2010-07-20}}</ref><ref name="CFA">{{Citace elektronické monografie
|titul=Storms Of Hot And Cold Gas Rage In Betelgeuse's Turbulent Atmosphere
|vydavatel=Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics
|autor=Aguilar, David; Pulliam, Christine; Lobel, A.
|rok=2004
|měsíc=January 6, 9:20 a.m. EST,
| url=http://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0403.html
|datum přístupu=2010-07-27}}</ref> Tým, zkoumající v letech [[1998]] – [[2003]] atmosféru Betelgeuze nástrojem [[STIS]] na palubě Hubbleova teleskopu, zjistil, že bublající činnost v chromosféře odhazuje plyn na jednu stranu, zatímco na druhé straně padá dovnitř podobně jako zpomalené víření [[lávová lampa|lávové lampy]].

== Vícenásobný systém ==

Někteří astronomové začali na základě několika zvláštností, zjištěných během zkoumání [[Interferometr|interferometrických]] pozorování (zejména prostřednictvím [[skvrnová interferometrie|skvrnové interferometrie]]), předpokládat přítomnost [[Vícenásobná hvězda|hvězdných společníků]] na [[Oběžná dráha|oběžné dráze]] Betelgeuze.<ref name="bright5"/>

[[Margarita Karovska]] oznámila v roce [[1985]] ve spojení s jinými astrofyziky na [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] objev dvou blízkých společníků obíhajících Betelgeuze. Analýza [[Polarizace (vlnění)|polarizačních]] údajů z let [[1968]] až [[1983]] ukázala, že hvězda má jednoho společníka s [[Oběžná doba|dobou oběhu]] asi 2,1 let (někde se uvádí 2,2 let). Tým si uvědomil, že pozorované polarizace mohly být způsobeny systémovými asymetriemi vytvořené blízkým společníkem okolo veleobra uvnitř jeho rozšířené prachové obálky. Pomocí skvrnové interferometrie došla skupina k závěru, že se bližší ze dvou společníků nachází 0,06 +/- 0,01 [[Úhlová vteřina|úhlových vteřin]] od primární hvězdy s [[Poziční úhel|úhlem otočení]] o 273° a vzdálenější společník odhadnut 0,51 +- 0,01 [[oblouková vteřina|obloukových vteřin]] (což je vzdálenost od mateřské hvězdy cca
40 – 50 AU) s [[poziční úhel|pozičním úhlem]] 278°. Rozdíl magnitud s ohledem na primární složku byl změřen v 656,3 ([[H alfa]]) a 656,8 [[Nanometr|nm]] ([[červené kontinuum]]) pro blízkou složku 3,4 a 3,0 a pro vzdálenější složku 4,6 a 4,3. <ref name="KAROVSKA1">{{Citace periodika
| titul=On a Possible Close Companion to αOri
| autor=Karovska, M.; Noyes, R. W.; Roddier, F.; Nisenson, P.; Stachnik, R. V.
| periodikum=Bulletin of the American Astronomical Society
| ročník=17
| strany=598
| rok=1985
| měsíc=March
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1985BAAS...17..598K&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=A&A
| datum přístupu=2007-08-20
| bibcode=1985BAAS...17..598K}}</ref><ref name="KAROVSKA2">{{Citace periodika
| titul=On the alpha Orionis triple system
| autor=Karovska, M.; Nisenson, P.; Noyes, R.
| periodikum=Astrophysical Journal, Part 1
| ročník=308
| číslo=ISSN 0004-637X
| strany=675–85
| rok=1986
| měsíc=September
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986ApJ...308..260K&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=STI
| datum přístupu=2007-08-20
| bibcode=10.1086/164497
| doi=1986ApJ...308..260K}}</ref>

Dále Karovska vypočítala možnou oběžnou dráhu pro hypotetického nejbližšího společníka: s ohledem na hodnotu 20 hmotností Slunce pro Betelgeuze a 4 pro společníka, obíhají obě dvě hvězdy kolem společného těžiště po dobu 2,08 let a jsou 4,7 AU od sebe. Podle průzkumů se předpokládá, že by sekundární složkou mohl být [[žlutý obr]] alespoň G5 s desetinásobným slunečním poloměrem, též se uvažuje o přenosu hmoty mezi těmito dvěma objekty s [[Akreční disk|akrečním diskem]] kolem menšího společníka. Těsnost hypotetické hvězdy vede některé astronomy ke spekulacím, že na zlomek své oběžné doby může procházet vnějšími vrstvami velebobra (tedy nejen jeho atmosférou); tento jev je možný díky jejich nízké hustotě.

V následujících letech začaly různé týmy astronomů sledovat data s nadějí získání dalších potvrzení. V roce [[1987]] [[Andrea Dupree]] z následujícího pozorování: „[[Periastron]] nedávno objeveného bližšího optického společníka alfa Ori je odhadován na 1986,7, detekce atmosférické poruchy podobné těm, nalezené po posledním periastronu (cca 1984.6) silně podporují přítomnost společníka.“<ref name="DUPREE2">{{Citace periodika
| titul=Monitoring the Variable Atmosphere of Alpha Orionis
| autor=Dupree, Andrea K.
| periodikum=IUE Proposal ID #LSJAD
| rok=1987
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987iue..prop.2758D
| datum přístupu=2007-08-20
| bibcode=1987iue..prop.2758D}}</ref> Zdá se, že takové odhalení se nikdy neuskutečnilo. Spíše, v roce [[1990]], [[David F. Büscher]], [[John E. Baldwin]] a tým spolupracovníků z [[Cavendish Astrophysics Group]] provedli řadu snímků s vysokým rozlišením na vlnových délkách 633, 700 a 710 nm za použití [[non-redundantní aperturní maskovací metoda|non-redundantní aperturní maskovací metody]]. Na všech těchto vyjmenovaných vlnových délkách se objevil jednoznačný důkaz pro asymetrické funkce na povrchu hvězdy, které zároveň přispěly 10-15 procentům k celkově pozorovanému toku hvězdy. Jejich závěr byl, že takový jev mohl být způsoben blízkým společníkem obíhajícím okolo hvězdného disku, odlišně se fotosféricky rozjasňující díky účinkům hvězdné rotace nebo dle dalšího pravděpodobnějšího scénáře „rozsáhlými konvekcemi v atmosféře hvězdy“ jak navrhnul Schwarzschild. <ref name="BUSCHER"/>

O dva roky později v roce [[1992]], kolegové z Cavendishe zveřejnili další dokument, tentokrát pod taktovkou [[Richarda W. Wilsona]], kde upozornili, že jasné rysy na povrchu Betelgeuze se zdají být „příliš světlé ve spojení s průchody navrženého společníka před červeným obrem“. Také si všimli, že jsou tyto rysy slabší na 710 než na 700 nm, o faktor 1,8, což naznačuje, že by musely pobývat v molekulární atmosféře hvězdy.<ref name="WILSON2">{{Citace periodika
| titul=High-resolution imaging of Betelgeuse and Mira
| autor=Wilson, R. W.; Baldwin, J. E.; Buscher, D. F.; Warner, P. J.
| periodikum=Royal Astronomical Society, Monthly Notices
| ročník=257
| číslo=3,
| issn=0035-8711
| strany=369–76
| rok=1992
| měsíc=August
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1992MNRAS.257..369W&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=STI
| datum přístupu=2007-08-20
| bibcode=1992MNRAS.257..369W}}</ref>

Tentýž rok Karovska zveřejnila nový dokument potvrzující její interpretaci dat a jejích kolegů, poznamenala ale také, že „souvztažnost mezi vypočtenými polohovými úhly společníka a naměřenými pozičními úhly asymetrie naznačuje, že je možné spojení mezi asymetrií a společníkem. Asymetrie ve snímcích mohou být způsobeny dosud neurčeným společníkem, přílivovým zkreslením atmosféry veleobra, nebo případně neurčeným světlým bodem na hvězdně otočenou směrem ke společníkovi. Chcete-li určit povahu společníka (který dnes zůstává záhadou), je velmi důležité získat další skvrnová pozorování pomocí velkých aperturních dalekohledů, koordinované s ostatními pozorování ze Země a z vesmíru.“.<ref name="KAROVSKA3">{{Citace periodika
| titul=Imaging of the Surface of α ORI
| autor=Karovska, M.
| periodikum=Proceedings of the 7th Cambridge Workshop, ASP Conference Series
| ročník=26
| strany=279
| rok=1992
| url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1992ASPC...26..279K&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| formát=PDF
| origin=ADS
| datum přístupu=2007-08-20
| bibcode=1992ASPC...26..279K}}</ref>

Od té doby obrátili svou pozornost výzkumní pracovníci na analýzu složité dynamiky rozšířené atmosféry hvězdy a ohledně společníků hvězdy toho bylo publikováno jen málo. [[Dommangetův katalog]] dvojhvězd vypisuje alespoň čtyři sousední hvězdy tohoto hvězdného obra, všechny do tří úhlových minut, ale kromě veličin hmotnosti a pozičních úhlů, se toho ví jinak málo. <ref name="CCDM">{{Citace elektronické monografie | titul=CCDM (Catalog of Components of Double & Multiple stars (Dommanget+ 2002) | edice=[[VizieR]] | vydavatel=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] | url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?CCDM%20J05552%2b0724AP | datum přístupu=2010-08-22}}</ref> V následujícím desetiletí přinesou nově vyvinuté technologie další informace k rozpletení záhadné minulosti hvězdy, možná objevíme nezvratný důkaz. Vzhledem k plánované kapacitě nadcházející mise [[Gaia]] se předpokládá, že potvrzení může přijít kdykoli poté, co bude mise spuštěna v prosinci [[2012]]. Následná pozorování nepotvrdila přítomnost těchto společníků kolem
hvězdy, budoucí možné objevy snad na tuto problematiku vrhnou jasnější světlo. Betelgeuze je tak nadále považován za jednu hvězdu.<ref name="bright5"/>

== Galaktické okolí ==
Většina hvězd v souhvězdí Orion patří k [[Hvězdná asociace|hvězdné asociaci]] [[Orion OB1]], zahrnující téměř všechny modré hvězdy viditelné v souhvězdí, zejména ty, které tvoří [[Orionův pás|pás]] a [[Orionův meč|meč]], umístěné v těsném spojení s rozlehlým komplexem obřího molekulárního mračna, známém jako [[Orionův komplex]]. Asociace je rozdělena do čtyř [[subasociace|subasociací]] z OB-hvězd různých věkových kategorií, od nejmladších po nejstarší, vzniklých minimálně před 10 miliony lety. Betelgeuze je v relativně krátké vzdálenosti od tohoto komplexu (asi 200 pc, což je cca 650 ly), podobná vzdálenost ji odděluje od sluneční soustavy.

Vlastní pohyb hvězdy je v porovnání s okolním mezihvězdným prostředím přibližně 30 km/s a nesměruje k Zemi, nýbrž k nedalekému souhvězdí [[Blíženci (souhvězdí)|Blíženců]] ve směru [[Galaktická rovina|galaktické roviny]]. Tato vysoká hodnota vlastního pohybu, spojená s podobně vysokou [[Radiální rychlost|radiální rychlostí]], dělá z Betelgeuze [[hvězdný uprchlík|hvězdného uprchlíka]]. Hvězdy, tvořící skupinu 25 Ori, jež se nacházející v subasociaci Orion OB1a, mají podobné rychlosti. Zpětná časová projekce pohybu Betelgeuze ukázala, že nikdy neměla žádnou souvislost s asociací OB a pochází tak zřejmě z oblasti [[Galaxie Mléčná dráha|galaktického disku]]. Tato hypotéza ale nikdy nevzbudila velkou pozornost, protože se hvězdné regiony vyskytují zásadně poblíž roviny [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxie]]. Astronomové zpracovali druhou možnost, v níž hvězda vznikla z dnes již zaniklého sdružení, které se mělo nacházet v SE OB1a, nebo se hvězda, vzhledem k jejímu odhadovanému stáří (cca 10 milionů let) shodujícím se s odhadovaným věkem pro sdružení, vytvořila v těsném spojení, ale měla dvojnásobné [[gravitační zrychlení]], které vedlo nakonec k současné pozici. První zrychlení obdržela, když se přestěhovala z utvářeného regionu asi 200 pc od sluneční soustavy, a druhé, k němuž došlo asi před milionem let a je odpovědné za aktuální vlastní pohyb, výbuchem v oblasti mezi asociací a okolím [[Eridanova bublina|Eridanovy bubliny]], z jedné nebo více [[Supernova|supernov]], jejichž rázové vlny by změnily [[revoluční pohyb]] hvězdy kolem galaktického centra v pohyb přímočarý.

Betelgeuze a komplex se nachází v [[Mléčná dráha|Mléčné dráze]] a to v [[Orionovo rameno|Orionově rameni]], kde najdeme také naši sluneční soustavu. Obě dvě složky jsou od sebe odděleny asi 6 500 světelnými roky.

== Pozorování ==
=== Kdy a kde ===

[[Soubor:Betelgeuse position in Orion.png|thumb|right|250px|Pozice Betelgeuze.]]
[[Soubor: Orion constellation map.png|thumb|250px|right|Souhvězdí Orion]]

Betelgeuze je snadné na noční obloze nalézt i ve velkých městech, neboť leží v severovýchodní části souhvězdí Oriona poblíž slavného [[Orionův pás|Orionova pásu]] a má výraznou oranžovočervenou barvu, rozpoznatelnou dokonce i pouhým okem a nádherně kontrastující s barvou modrou, typickou pro ostatní hvězdy v této části oblohy. Stálice též představuje severozápadní vrchol velkého a zářivého [[Asterismus|asterismu]] [[Zimní trojúhelník]].<ref name="triangl"/>

Začátkem ledna každého roku ji můžeme spatřit na východě těsně po západu Slunce, vidět však začíná být již začátkem prosince nízko nad východním obzorem v pozdních večerech. V polovině března je na večerní obloze viditelná i na jihu a ačkoli se jedná o hvězdu severní polokoule (na [[Severní pól|severním pólu]] je dokonce [[Cirkumpolární souhvězdí|cirkumpolární]] – nikdy nezapadá), díky své [[Deklinace|deklinací]] +7° 24‘ je však stále dost blízko [[Nebeský rovník|nebeskému rovníku]], aby byla viditelná ze všech oblastí Země s výjimkou nejvnitřnější části [[Antarktida|Antarktického kontinentu]], kde se nechází jen pár výzkumných stanic. <ref name="Uranom">Come si evince da: {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| korporacee=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | id= ISBN 0-943396-14-X}}</ref><ref>Una declinazione di 7°N equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 83°; il che equivale a dire che a nord del 83°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 83°S l'oggetto non sorge mai.</ref> I ve městech na jižní polokouli, jako jsou např. [[Sydney]], [[Buenos Aires]] či [[Kapské město]], kde by se dalo očekávat, že je hvězda již za obzorem, stoupá téměř 49° nad obzor. Jakmile přijde květen, je možné červeného veleobra zahlédnout krátce na západním horizontu těsně po západu Slunce (během soumraku). Poté se vrací na východ a v srpnu je viditelný těsně před svítáním.

Jeví se jako druhá nejjasnější hvězda Orionu, sedmá nejjasnější hvězda na severní polokouli, devátá nejjasnější hvězda noční oblohy a desátá nejjasnější hvězda oblohy s průměrnou magnitudou 0,42, jak je uvedeno v [[SIMBAD]]. Jasnější [[Rigel]] ([[Rigel|beta Orionis]]), ležící v jihozápadní části Orionu, je naproti tomu s 0,12 mag diametrálně odlišný. Betelgeuze, Rigel a [[Deneb]] ([[Deneb|alfa Cygni]]) jsou nejvzdálenější ze všech hvězd první velikosti, kterých je celkově na obloze přibližně dvacet. Kvůli své jasnosti a vzdálenosti musí být [[absolutní velikost]] těchto hvězd velice vysoká. Vzhledem k tomu, že je Betelgeuze proměnná hvězda (rozsah svítivosti bývá patrný až s odstupem několika let, kdy se jas porovnává s ostatními hvězdami), jejíž jasnost se pohybuje v rozmezí 0,2 (až 0,3<ref name=bsc1>[http://webvizu-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&recno=1713 HR 1713], database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg|CDS]] ID [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50 V/50]. Accessed on line August 19, 2010.</ref>) mag a 1,2 mag, bývá občas jasnější než bílý [[Procyon]] ([[Procyon|alfa CMi]]), a tím se stává sedmou nejjasnější hvězdou nebeské sféry. V některých chvílích se však může stát dokonce šestou nejjasnější hvězdou. U „předběhnutého“ Rigelu je totiž známo, že se jedná o [[ternární hvězdný systém]], jehož minimální jas dosahuje 0,3 mag pouze krátkou chvíli každý 22. a 25. den, kdy jedna z jeho obíhajících složek zacloní hlavní hvězdu. Období maximálního jasu Betelgeuze trvá jen několik měsíců v jednou za 7 až 9 let. Když je Betelgeuze ve své temné fázi, zaostává i za Deneb, 19. nejjasnější hvězdou a soutěží s [[Mimosa (hvězda)|Mimosou]] o 20. pozici. Tehdy je srovnatelná např. se sousední [[Bellatrix]] ([[Bellatrix|gamma Orionis]]), pravým ramenem Orionu, s velikostí 1,64 mag.

Betelgeuze má [[barevný index]] (BV) 1,86, hodnota což je číslo, jehož hodnota ukazuje na pokročilou „červenost“ tohoto nebeského objektu. Byla první hvězdou vyfotografovanou pomocí dalekohledu; nejdříve ze Země prostřednictvím [[aperturní maskovací interferometrie|API]] ([[aperturní maskovací interferometrie]]) a později [[Hubbleův teleskop|Hubbleovým teleskopem]], následovaném pozorováním s vysokým rozlišením pomocí [[Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope|COAST]] dalekohledu. Fotosféra Betelgeuze je rozšířena atmosférou zvanou chromosféra, vydávající silné převážně emisní čáry. Nemá teplotu vyšší jak 5 500 [[Kelvin|K]] a je protáhlá až na sedminásobek průměru hvězdy. Bylo zpozorováno, že se tato rozšířená plynná atmosféra značně roztahuje a zase smršťuje, zřejmě v závislosti na výkyvech [[Radiální rychlost|radiální rychlosti]] ve fotosféře. Jen asi 13% zářivé energie hvězdy je emitováno ve formě viditelného světla, zbytek se vyskytuje spíše v infračervené formě. Za předpokladu, že by naše oči byly citlivé na záření všech vlnových délek, jevila by se nám Betelgeuze jako nejjasnější hvězda na obloze.<ref name="BURNHAM" />

=== Precese ===

Díky precesi zemské osy se souřadnice Betelgeuze s časem značně odlišují. V současné době je rektascenze hvězdy 5h 55m, což je velmi blízko 6h a odpovídá nejsevernějšímu bodu, kterého může ekliptika dosáhnout na sever od nebeského rovníku, a proto také označuje nejsevernější bod, jenž nebeský objekt, které se nalézá poblíž ní, může dosáhnout. Nyní je tedy sklon Betelgeuze nejsevernější a odpovídá cca 7°. Proto je v současné době umístěn na své nejsevernější deklinaci, odpovídající cca +7°.

Na protější části nynější precesní éry (což je před asi 13 000 lety) měla Betelgeuze souřadnici rektascenze rovnou 18h, která odpovídá nejjižnější deklinaci, jenž objekt dosáhne; odečtením aktuální hodnoty +7° ze 47° (rovná se dvojnásobku sklonu zemské osy) získáme souřadnici -40°. To znamená, že před 13 000 lety byla hvězda spíše jižní a bylo ji možné pozorovat pouze na jihu od 50. rovnoběžky na sever. Po většinu doby precese je Betelgeuze pozorovatelná na mnoha oblastech severní polokoule. Přidaný vlastní pohyb hvězdy má i tak, díky k odlehlosti, jen minimální vliv na zdánlivou polohu.
V současné době Betelgeuze dosáhla své maximální severní deklinace spolu s téměř celým souhvězdím Orion, jenž je nyní na cestě (koňmo) světovému rovníku. Za cca 5 000 let bude celé souhvězdí, včetně Betelgeuze, zcela na jižní polokouli.

== Výzkum ==
=== Historie ===

Hvězda je díky své velké jasnosti a charakteristické červeno-oranžové barvě dobře známá již od starověku. V roce [[1982]] objevil v [[Čína|Číně]] tým archeologů sérii astronomických zpráv s názvem [[Shi Chi]], napsaným [[Sim Qian|Sima Qianem]] v prvním století našeho letopočtu, kde Betelgeuze popisuje jako hvězdu typicky bílo-žlutou. Klaudios Ptolemaios ji ve svém [[Almagest]]u, pocházejícím z poloviny následujícího století, popsal jako ὑπόκιρρος, což přeložil [[Ulugbek]] jako rubínově červenou, spolu se Siriem (nad jeho barvou, která je v současné době modrobílá, intenzivně diskutovalo mnoho učenců [31]), [[Antares]]em, [[Aldebaran]]em, [[Arcturus (hvězda)|Arcturem]] a [[Pollux (hvězda)|Polluxem]] majícími všechny barvy od oranžové po tmavě červenou. Čínský astrofyzik [[Fang Lizhi]] se na základě úryvku z prvního století domnívá, že se hvězda v této době rozvinula v červeného veleobra. Nicméně, teorie se nezdá příliš pravděpodobná, poněvadž je v rozporu s modelem vývoje hvězd, dle kterého tento přechod nastane za mnohem delší dobu. Je však možné, že je tato změna ze žluto-bílé barvy na červenou důsledkem odhození povrchové vrstvy prachu a plynu.

==== Herschelův objev ====

[[Soubor:Herschel sitzend.jpg|thumb|right|210px|John Herschel objevil v roce 1831 proměnnost Betelgeuze.]]

Proměnnost hvězdy byla objevena v roce 1836 sirem Johnem Herschelem, který ji poprvé popsal v listu vydávaném roku 1849 pod titulem [[Obrysy astronomie]] (Outlines of Astronomy), kde popisoval zvýšení a snížení jasu hvězdy v období mezi lety 1836 a 1840. V roce 1849 si syn anglo-německého astronoma Williama Herschela všiml, že se cyklus variability zkrátil a dosáhl vrcholu v roce 1852, kdy občas v maximech hvězdné velikosti Betelgeuze konkurovala Rigelu. Z tohoto období pochází i jeho následující komentář:
{{Citát|Actually the largest star in the northern hemisphere. (anglicky) Aktuálně je to nejjasnější hvězda na severní polokouli. (česky) John Herschel, prosinec 1852}}

Což naznačuje, že v tomto období měla Betelgeuze vyšší jas, než [[Capella]] (0,08 mag) a pravděpodobně i [[Arcturus (hvězda)|Arkturus]] (-0,04 mag).
Později ve zbytku devatenáctého století a po celé století dvacáté pozorovatelé zaznamenávají neobvykle vysoká maxima rekordů s odstupem několika let, s výjimkou období v letech [[1957]]-[[1967]], kdy byly pouze malé změny. [[AAVSO]] (American Association of Variable Star Observers) poukazuje na maximální jas 0,2 v letech [[1933]] a [[1942]], minimální velikost pod 1,2 v letech [[1927]] a [[1941]]. Touto proměnností v jasu lze vysvětlit, proč Johann Bayer označil Betelgeuze jako hvězdu alfa, ačkoli je obvykle jasnější Rigel (beta Ori).

V roce [[1919]] [[Albert A. Michelson]] a [[Francis Pease]] namontovali na 2,5metrový dalekohled na observatoři [[Mount Wilson]] 6timetrový [[interferometr]] (vynalezený Michelsonem). S pomocí Johna A. Andersona provedl v prosinci [[1920]] Peace měření úhlového průměru hvězdy a získal hodnotu ve výši 0,047 úhlových vteřin (‘‘). Sérii měření provedl též touto dobou Michelson a jemu vyšel úhlový průměr 0,044 ‘‘.

==== Aperturní maskování (interferometrie) ====

[[Soubor:Betelgeuse star (Hubble).jpg|thumb|left|200px|Obrázek Betelgeuze v UV záření.]]

Za použití techniky [[skvrnková interferometrie|skvrnkové interferometrie]] astronomové v roce 1975 objevili na povrchu hvězdy přítomnost aktivních formací, podobných slunečním skvrnám. Betelgeuze se tak stala první hvězdou mimo Slunce, na jejímž povrchu byla objevena přítomnost fotosférických skvrn.

Hvězda byla na konci osmdesátých a začátkem devadesátých let předmětem pravidelných pozorování ve viditelném a infračerveném záření za použití techniky [[aperturní maskovací interferometrie]], která odhalila přítomnost tzv. [[horká místa|horkých míst]] (hot spots) na povrchu hvězdy, vznikající zřejmě [[Konvekce tepla|konvekcemi]]. Toto zkoumání rovněž podalo první optické a infračervené snímky disku hvězdy jiné než Slunce, které dále ukázaly přítomnost několika jasných oblastí, indikujících umístění zmíněných horkých míst ve fotosféře.

Na Betelgeuze byla roku [[1995]] namířena [[FOC]], jež je součástí [[HST]], aby získala první snímky s vysokým rozlišením v ultrafialovém spektru. Jednalo se o vůbec první snímky pořízené dalekohledem, zachycující konvekce na disku jiné hvězdy, než našeho Slunce (v terminologii [[NASA]] se jedná o tzv. „direkt-image“, což doslovně znamená „přímý obraz“). Stejně jako předchozí snímky v jiných spektrech, i tyto ukazují jasné skvrny, naznačující oblasti s vyšší teplotou (až o 2000 K), tentokrát v jihozápadní části hvězdného povrchu. Kvůli pohlcování UV záření [[Ozónová vrstva|ozonovou vrstvou]], nebylo možné tak skvělé snímky pořídit ze zemského povrchu. Vizuální pozorování ukázala, že sklon osy rotace Betelgeuze je asi 20° ve směru Země a [[poziční úhel]] asi 55°. Horké skvrny na ultrafialových snímcích by mohly hypoteticky představovat jeden z pólů hvězdy.

==== Nedávné studie ====

[[Soubor:Light curve of Betelgeuse.png|thumb|left|200px|Fotometrický systém Betelgeuze.]]

Nedávná infračervená měření disku Betelgeuze prováděná v listopadu [[1999]] na zemském povrchu určila úhlový průměr 54,7 ± 0,3 mas ve středním infračerveném spektru. Je o něco menší než typický úhlový úměr ve viditelné části spektra. Tato měření však ignorují možný příspěvek od horkých skvrn (které jsou méně nápadné ve středním infračerveném spektru), ale některých promítnutích ztmavly, přičemž se intenzita hvězdy na obrázku snižuje směrem k okraji, jak se fotosférický plyn stává tenčí. Je obtížné určit přesný průměr Betelgeuze, neboť plyn ve fotosféře nemá pevně dané umístění a postupně se ztenčuje se vzdáleností od hvězdy.

9. června [[2009]], nositel Nobelovy ceny laureát [[Charles Townes]] oznámil, že se hvězda od roku 1993 zmenšila až o 15%, přičemž toto zmenšování nabírá na rychlosti. Předložil důkazy, že [[ISI]] (vyrobený na [[UC Berkeley]]) na vrcholu observatoře Mt. Wilson, měl pozorovat [[kontrakce|kontrakci]] 15 po sobě jedoucí letech. Průměrná rychlost, při které se v tomto období poloměr zmenšoval je od 210 do 192 m/s. Navzdory tomuto zmenšení velikost Betelgeuze Townes a jeho kolega [[Edward Wishnow]] poukázal, že viditelný jas hvězdy či jeho velikost, která je pravidelně monitorována členy Americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd (AAVSO), neprojevila po tuto dobu žádné významné [[setmění]]. Dle univerzity původní průměr Betelgeuze 5,5 AU klesl o vzdálenost rovnající se polovině AU, což je přibližně vzdálenost mezi Venuší a Sluncem. Townes na závěr dodal, že není jasné, zda je toto smrštění částí pravidelných procesů. Pokud by tak bylo, jednalo by se o cyklus trvající několik desetiletí.

V červenci 2009, snímky získané [[Evropská jižní observatoř|Evropskou jižní observatoří]] (European Southern Observatory, ESO) a přijaté VLT, dávají podrobnějí zobrazování povrchu hvězdy. Na obrázku je vidět expandující oblak plynu směrem od hvězdy. Tato bublina dosahuje šestinásobného průměru samotného Betelgeuze, což lze srovnat se vzdáleností mezi Sluncem a Neptunem.

Řada spektropolarimetrických pozorování, získaných v roce 2010 Bernard Lyotovým dalekohledem na observatoři Pic du Midi , odhalila přítomnost slabého magnetického pole na povrchu Betelgeuze, což naznačuje, že obří konvektivní pohyby u velebobrů jsou schopny vyvolat drobné dynamo.

=== Pokles velikosti ===

Diagram ukazuje rozdíly ve velikosti Betelgeuze (červené přerušované čáry) ve srovnání s oběžnými drahami planet a trpasličími planetami vnitřní sluneční soustavy (modré přerušované čáry) se stupnicemi ukazujícími vzdálenost od Slunce v AU.

Výsledky některých studií, publikovaných během 214. Setkání Americké astronomické společnosti, ukázaly, že velikost Betelgeuze mezi lety 1993 až 2009 poklesla o více než 15% a nezdá se, že by tento pokles měl závislost na variabilitě hvězdy. Informace byla zjištěna na základně dlouholetého pozorování, které se uskutečnilo pomocí infračerveného prostorového interferometru (zkoumala se vlnová délka 11,15 µm) na observatoři Mount Wilson. V průběhu 16 let měření ukázala, že se poloměr postupně zmenšoval z 5,6 AU na 4,8 AU, což je dálka, srovnatelná se vzdáleností mezi planetou Venuší a Sluncem.

Studuje se příčina tohoto poklesu. Někteří astronomové uvažují o možnosti dlouhodobého rozměrového kmitání vlivem gravitačního kolapsu odhazováním materiálu spojeným s hrozícím výbuchem Betelgeuze v supernovu. Jiní se domnívají, že hvězda jednoduše v důsledku své rotace ukazuje jinou část svého povrchu, která je velice nepravidelná (viz další odstavec).

=== Tajemná paralaxa ===

Alfa Orionis, jak se hvězda často označuje, mate astronomy po celá staletí. Existuje pro to mnoho důvodů, ale mnoho společných se týká vzdálenosti. Bez přesného změření vzdálenosti je obtížné získat spolehlivé odhady pro mnoho dalších parametrů hvězdy, jakým je například jas. V kombinaci s úhlovým průměrem lze odhadnout poloměr a efektivní teplotu, svítivost v kombinaci se zjištěním hojnosti izotopů poskytuje odhad věku a hmotnosti. V roce 1920, kdy byly provedeny první interferometrické snímky, byl předpoklad paralaxy 0,018 úhlových vteřin. To se rovná vzdálenosti 56 pc (zhruba 180 světelných let). Od této doby proběhlo několik výzkumů s cílem zjistit skutečnou vzdálenost této záhadné hvězdy. Některé návrhy odhadované vzdálenosti dosahující až k 900 světelným rokům.

Před zveřejněním Hipparchova katalogu (1997) byly respektovány dvě publikace s up-to-date údaji paralaxy Betelgeuze. První byla od Yale University Observatory (1991) se zveřejněnou paralxou π = 9,8 ± 4,7 miliarsekund, což dává vzdálenost zhruba 102 pc (330 ly). Druhý byl od Hipparchova Input Catalogue (1993) s trigonometrickou paralaxou π = 5 ± 4 miliarsekund, odpovídající vzdálenosti 200 pc (650 ly), což je téměř dvojnásobný odhad od Yale. Taková vzdálenost budí ve výzkumnících, přijímajících širokou škálu vzdálenostních odhadů, mnoho debat a to nejen v oblasti určení vzdálenosti, ale také v mnoha dalších důsledcích.

Dlouho očekávané výsledky z mise Hipparchos byly nakonec vydány v roce 1997. Namísto vyřešení problému, byla nově zveřejněná paralaxa o hodnotě π = 7,63 ± 1,64 mas, což se rovná 131 pc (zhruba 430 ly). Protože hvězda jako Betelgeuze se liší v jasnosti, nastoluje zvláštní problémy při určení její vzdálenosti. Výsledná velká kosmická chyba v Hipparchu může být stelárního původu, snad související s pohybem fotocentra v Hipparchově fotometrickém zařízení.

Jisté pokroky v průlomu těchto debat přinesla radioastronomie. NRAO Very Large Array (VLA) přinesla prostřednictvím nového prostorového mnohovlnového vysokého rozlišení přesnější odhady, které v kombinaci s nedávno záskanými daty od Hipparcha poskytly nové astrometrické řešení: π = 5,07 ± 1,10 mas, což přináší přísnější chybový faktor 197 + / - 45 pc nebo 643 + / - 146 ly .

Další výpočetní průlom bude pravděpodobně pocházet z mise Gaia od Evropské kosmické agentury (ESA) v roce 2012, která mj. poskytne podrobné fyzikální vlastnosti každé pozorované hvězdy: odhalí světelnost, teplotu, gravitaci a složení. Gaia toho dosáhne tím, že bude opakovaně měřit polohy všech objektů až do velikosti 20 a jasnější než 15 s přesností na 24 miliarsekund, což se je blízké měření průměru lidského vlasu ze vzdálenosti 1 000 km. Palubní detekční zařízení dohlédne, že budou všechny proměnné hvězdy, jako je Betelgeuze, do tohoto slabého limitu detekovány a katalogizovány, čímž se řeší většina omezení dřívější mise Hipparchos. Nejbližší hvězdy budou měřeny s mimořádnou přesností 0,001%. Dokonce i hvězdy v blízkosti galaktického středu, přibližně 30 000 světelných let daleko, budou mít svou vzdálenosti měřenou s přesností 20 %.

=== Úhlová anomálie ===

Změření úhlového průměru tohoto monstra je třetí úkol, kterému astronomové čelí. Dne 13. prosince 1920 se, jak již bylo uvedeno dříve, stala Betelgeuze první hvězdou, u níž byl průměr určen prostřednictvím dvacetistopého interferometru. Ačkoli byla interferometrie stále ještě dost v plenkách, experiment se ukázal jako úspěšný a podařilo se stanovit úhlový průměr na střední hodnotu 0,047 úhlových vteřin. Pozoruhodné byly poznatky astronomů ohledně okrajového ztemnění. Michelson a Pease odhadují skutečnou velikost hvězdy o 17 % větší (bez 10% chyby měření), protože i s klesající intenzitou světla směrem k okraji je úhlový průměr velký 0,055 vteřin. Od té doby byla provedena spousta jiných studií, které uvedly velikost v rozmezí 0,042 až 0,069 úhlových vteřin. Pokud bychom jednoduše tato data přijali a skombinovali je s historickými vzdálenostními odhady od 180 do 815 světelných let, předpokládaný poloměr hvězdného disku by se mohl nacházet kdekoli v rozmezí 1,2 - 8,9 AU (průměr 2,4 až 17,8 AU). Tento široký možný rozsah je jedním z důvodů, proč je Betelgeuze tak záhadný. Použijeme-li sluneční soustavy jako měřítko, přičemž je oběžná dráha Marsu od Slunce asi 1,5 AU daleko, Ceres v pásu asteroidů 2,7 AU a Jupiter 5,5 AU, mohla by fotosféra přesáhnout dráhu Jupitera, ale nikdy by nedosáhla k Saturnu (9,5 AU).

Přesný průměr je těžké vymezit z několika důvodů:

# Rytmické expanze a kontrakce fotosféry způsobují, že průměr není nikdy konstantní.
# Neexistuje žádná definovatelná „hrana“ hvězdy jako okraj ztemnění, způsobující optické emise, lišící se v barvě v závislosti na vzdálenosti od centra.
# Betelgeuze je obklopena cirkumpolární obálkou tvořenou vymrštěnou hmotou. Obálka absorbuje a emituje světlo, což opět ztěžuje určení hranice fotosféry.
# Měření je možné provádět na různých vlnových délkách v rámci elektromagnetického spektra, ale s každou vlnovou délkou se odhalí něco jiného. Pozorované úhlové průměry jsou výrazně větší ve viditelném, nejmenší v blízkém infračerveném a pak opět větší ve středním infračerveném záření. Rozdíl v těchto průměrech může činit až 30-35%, ale protože každá vlnová délka podá něco jiného, porovnání jednoho pozorování s jiným může být obtížné.
# Atmosférické zvlnění vlivem turbulencí odbourává a tím omezuje úhlové rozlišení, které je možné získat pozemními dalekohledy.

Výzkumní pracovníci použili k překonání těchto problémů řadu řešení. Astronomická interferometrie byla poprvé představena Hippolyte Fizeauem v roce 1868. Navrhl pozorování hvězd přes dva otvory (apertury) pro získání interference, která by poskytla informace o prostorovém rozložení zdroje světla. Od té doby se věda posunula značně vpřed a používá interferometry s více otvory, kde se navzájem překrývá velký počet snímků. Tyto „flekaté“ obrazy jsou pak syntetizovány použitím Fourierovy analýzy - metody, která byla využita u široké škály astronomických objektů, včetně studia dvojhvězd, kvasarů, asteroidů a jader galaxií. Vesmírné observatoře, jako je Hipparcos, Hubble a Spitzer též produkují významné objevy.

Současná debata se točí kolem vlnové délky (viditelná, blízká infračervená, střední infračervená), která poskytuje nejpřesnější úhlové měření. Nejvíce přijaté řešení se zdá být pomocí ISI ve středním infračerveném pásmu, umístěném na Space Sciences Laboratory na UC Berkeley. V období roku 2000 skupina, pod vedením Johna Weinera, zveřejnila dokument znázorňující Betelgeuze jako jednotný disk o 54,7 ± 0,3 mas. Dokument také bere v potaz teoretický příspěvek okrajového ztemnění a dává mu pak průměr 55,2 ± 0,5 mas (to se rovná zhruba 5,5 AU, což je 1180násobek slunečního), za předpokladu, že vzdálenost činí 197,0 ± 45 pc. Vzhledem k úhlovému chybovému faktoru ± 0,5 mas v kombinaci s chybou paralaxy o ± 45 pc, nalezené v číslech od Harpera, poloměr fotosféry by skutečně mohl být stejně malý jak 4,2 AU, či tak velký jak 6,9 AU.

Když překročíme Atlantik, další tým astronomů pod vedením Guy Perrina z Pařížské observatoře předložil v roce 2004 dokument, ve kterém tvrdí, že hodnota v blízkém infračerveném spektru 43:33 ± 0:04 mas byla přesnější měření atmosféry. V Parriově zprávě se píše: „Konzistentní scénář k vysvětlení pozorování této hvězdy ve viditelném a středním infračerveném záření může být set-up“. „Hvězda je vidět přes tlustou, teplou rozšířenou atmosféru, která rozptyluje světlo na krátkých vlnových délkách a tak lehce zvyšuje jeho průměr. Rozptyl je v zanedbatelné výši 1,3 µm. Horní vrstvy atmosféry jsou téměř průhledné v K a L průměr je minimum na těchto vlnových délkách, kde je možné vidět přímo klasickou fotosféru. Ve středním infračerveném pásmu tepelné emise vroucí atmosféry zvyšují zdánlivý průměr hvězdy.“. Jedná se o závažný argument, který si však ještě musí získat širokou podporu mezi astronomy.

Novější studie, provedené v blízkém infračerveném spektru s IOTA a VLTI, přinesly výraznou podporu v Perrinově analýze získávání průměr, které sahají 42,57 - 44,28 mas s působivě těsný chybovým faktorem ne více než 0,04 mas. Zásadním význam v této diskuzi však přinesl druhý dokument zveřejněný týmem Berkely v roce 2009, tentokrát pod vedením Charlese Townese, v němž uvádí, že poloměr Betelgeuze se zmenšil mezi lety 1993 – 2009 o 15%, přičemž v roce 2008 bylo úhlové měření rovno 47,0 mas, nedaleko odhadu Perrina. Na rozdíl od většiny dosud nezveřejněných prací, tento referát představoval systematické studium hvězdy po době 15ti let na jedné konkrétní vlnové délce. Ve srovnání trvaly dřívější studie typicky jeden den až dva roky a prozkoumaly hvězdu ve více vlnových délkách, kde se často získávaly rozdílné výsledky. Snížení v hranaté oddělení se rovná rozsahu hodnot mezi 56,0 ± 0,1 mas spatřené v roce 1993 a 47,0 ± 0,1 mas viděné v roce 2008. Kontrakce téměř 0,9 AU. Co není zcela známo, je, zda jsou tato pozorování důkazem i rytmické expanzi a kontrakci hvězdy jak se astronomové domnívali, a pokud ano, jak pravidelné cykly by to mohly být. I když Townes naznačuje, že pokud cyklus existuje, je pravděpodobné, že bude několik století dlouhý. V důsledku toho nebudeme vědět, dokud nebudou celá data z cyklu shromážděna, zda v roce 1993 hodnota 56,0 mas představuje maximální rozšíření hvězdy, jak si myslíme, nebo zda hodnota 47,0 v roce 2008 představuje ve skutečnosti minimum. Bude pravděpodobně trvat dalších 15 let nebo déle (2025 CE), než budeme s jistotou vědět, zda Jupiterův orbit 5,5 AU, bude sloužit jako pravděpodobný průměrný průměr hvězdy na nějakou dobu.

Kdysi byl považován po Slunci jako největší úhlový průměr všechny hvězdy na obloze, v roce 1997 však Betelgeuze toto rozlišování ztratilo a skupina astronomů měří R Doradus s průměrem 57.0 ± 0.5 mas.

== Betelgeuze v kultuře ==
=== Etymologie ===
=== Mytologie ===
=== Umění ===

==== Literatura ====
* V knize [[Stopařův průvodce po galaxii]] je to hvězda, o které ''Ford Prefect'', přítel hlavního hrdiny ''Artura Denta'' tvrdí, že je poblíž oné hvězdy jeho rodná planeta.
* O této hvězdě je zmínka také v knize [[Stanisław Lem|Stanisława Lema]] ''Hvězdné deníky'' na výpravách Ijona Tichého.

== Reference ==
<references />

=== Související články ===
* [[Souhvězdí Orionu#Betelgeuze]]
== Externí odkazy ==
* [http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=3000 Chystá něco Betelgeuse?]
* [http://technet.idnes.cz/nejznamejsi-hvezda-souhvezdi-orion-se-zahadne-smrstuje-nikdo-nevi-proc-1a1-/tec_vesmir.asp?c=A090618_144420_tec_vesmir_mbo Nejznámější hvězda souhvězdí Orion se záhadně smršťuje. Nikdo neví proč]
* [http://www.astro.cz/clanek/3819 Hvězda v Orionu se nečekaně zmenšuje]
* [http://technet.idnes.cz/astronomove-poridili-nejostrejsi-snimky-hvezdy-ktera-je-tisickrat-vetsi-nez-slunce-gaf-/tec_vesmir.asp?c=A090807_094926_tec_vesmir_mbo Astronomové pořídili nejostřejší snímky hvězdy, která je tisíckrát větší než slunce]
* [http://www.astro.cz/clanek/4231 Hvězdné skvrny na povrchu Betelgeuze (slovensky)]

{{Commonscat|Betelgeuse|Betelgeuze}}{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Souhvězdí Orionu]]
[[Kategorie:Polopravidelné proměnné hvězdy]]
[[Kategorie:Červení veleobři]]
[[Kategorie:Navigační hvězdy]]