Betelgeuze (ofic. ), α Orionis, latinizováno Alpha Orionis (zkráceně Alpha Ori nebo α Ori) je po Rigelu (beta Ori) druhá nejjasnější hvězda v souhvězdí Orionu. Pouhým okem je rozeznatelná i její oranžovo-červená barva. Zdánlivá jasnost se časem mění – kolísá v rozmezí 0,3 až 1,3 mag (průměr 0,58 (Budeme-li brát v úvahu tento průměr, je Betelgeuze nejjasnější hvězdou z těch, které nejsou nejjasnější ve svém souhvězdí.)), jedná se totiž o polopravidelnou proměnnou hvězdu. Je jedním z vrcholů asterismu Zimní trojúhelník spolu se Siriem (alfa CMa) a Prokyonem (alfa CMi).
Betelgeuse je červený veleobr spektrální třídy M1-2Iab, nachází se již v tedy poměrně pokročilé fázi 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 zopakovaná měření paralaxy však podala vyšší hodnoty v rozmezí přibližně od 600 do 640, nejnovější měření z října 2020 nám ale říkají, že je od nás Betelgeuse vzdálen 548 ly (některé starší prameny hovoří až o téměř dvojnásobné vzdálenosti). Hvězda je tedy naším nejbližším červeným veleobrem.
Pozemní měření úhlového průměru naznačují, že je Betelgeuse se svými enormními rozměry jednou z největších zdokumentovaných hvězd. Odhadovaný průměr činí cca 1 miliardu km (5 AU, tj. 750 slunečních poloměrů). Pokud by byla umístěna do středu sluneční soustavy, vnější okraj by zasahoval téměř až k oběžné dráze Jupitera.
Díky své obrovské sálavé ploše je Betelgeuse až 135 000× svítivější než naše hvězda, což ji činí jednu z nejjasnějších známých hvězd vůbec. Tato světelnost nemůže být způsobena jen velkou plochou, a proto se astronomové domnívají, že krom toho disponuje hvězda vysokou hmotností (přibližně 15 až 20násobek hmotnosti sluneční). Kvůli tomu je dost dobře možné, že ukončí svůj život v podobě supernovy.
Betelgeuse je v porovnání s ostatními hvězdami v Orionu velmi starý objekt (většina z nich je mnohem mladší), vzhledem k ostatním mimo souhvězdí je ale velice mladý. S největší pravděpodobností již vyčerpala vodík ve svém jádře a v současné době tedy získává energii z termonukleární reakce helia na uhlík a kyslík. V Hertzsprungově–Russelově diagramu se posunula z hvězdy hlavní posloupnosti vlivem zvětšení a ochlazení na červeného veleobra. Patří též k jedné z mála hvězd, kterou se podařilo vyfotografovat pozemními i vesmírnými dalekohledy jako disk, ne jen jako jasnou skvrnu. Má také ze souhvězdí největší vlastní pohyb.
Některá experimentální pozorování prováděná v první polovině osmdesátých let minulého století naznačují, že je Betelgeuze vícenásobný systém složený nejméně ze tří složek.
Jméno Betelgeuze pochází z arabského يد الجوزاء – Jad al-Džauzā („ruka obrova“),Levy, Mattei, str.60Schaaf, str. 174 po zkomolení a následném překladu ve středověku بد الجوزاء - Bad al-Džauzā (vhodněji ابط الجوزاء – Ibţ al-Džauzā), což dnes znamená „podpaží“ nebo „rameno obra“.
Vlastnosti náhled|vpravo|250px|Umělecké ztvárnění od ESO zobrazující Betelgeuze s obrovským oblakem plynu o přibližné velikosti naší sluneční soustavy, který byl vymrštěn z povrchu, a gigantickými bublinami vařícími se na jejím povrchu.
Velikost Betelgeuze patří mezi první hvězdy, jejichž průměr se měřil pomocí interferometrické techniky, jako je kupříkladu skvrnková interferometrie či aperturní maskovací interferometrie. Ta pomohla určit zdánlivý úhlový průměr ve viditelném spektru na 59,2 mas (milliarcsecond = tisícina úhlové vteřiny) a 54,7 ± 0,3 mas ve spektru infračerveném. Tento rozdíl o téměř pět tisícin obloukové vteřiny je způsoben tím, že infračervené pozorování nebere v úvahu světelný přírůstek způsobený horkými skvrnami, které jsou na těchto vlnových délkách méně patrné a výrazně snižují účinky okrajového ztemnění. Jak je u červených veleobrů obvyklé, hvězda nemá přesně vymezený okraj kvůli optickým emisím, které se od středu směrem ven pozvolna zmenšují a s nimi se mění i jejich barva, což razantně ztěžuje přesné určení velikosti hvězdy.Ve skutečnosti se plyn s rostoucí vzdáleností od fotosféry vytrácí. Z pohledu Země má Betelgeuze díky své velikosti a blízkosti třetí největší úhlový průměr, větší mají již jen hvězdy Slunce a R Doradus.Schaaf, str. 180 Dále bylo zjištěno, že je tento průměr proměnný. Mezi roky 1993 a 2009 se totiž zmenšil o více než 15 procent (viz dále).
náhled|vpravo|250px|Počítačové vyobrazení Betelgeuze ze vzdálenosti 8 AU. náhled|250px|vpravo|Pro srovnání: takto vypadá ze stejné vzdálenosti naše Slunce.
V kombinaci se vzdáleností hvězdy, která se v současné době odhaduje na cca 640 světelných let,Harper, str. 1430–1440 lze s určitou přesností získat její skutečný poloměr. Ten se tak pohybuje se v rozmezí 990 – 1000násobku slunečního, což odpovídá zhruba 4,6 AU a dělá tak Betelgeuze jednou z největších hvězd: postavíme-li ji namísto Slunce, povrch by sahal k meteorickému pásu mezi Marsem a Jupiterem.
Jas Značná velikost je také částečnou příčinou vysokého jasu hvězdy, který se rovná 9400násobku světelného zářivého výkonu Slunce. Zkombinujeme-li tuto hodnotu se vzdáleností, dostaneme absolutní magnitudu rovnou -5,14. Pokud však vezmeme v úvahu emise na dalších vlnových délkách elektromagnetického spektra včetně infračerveného, hvězda dosáhne mnohem vyššího jasu – více než 135 000násobného a dostává se tak mezi jedny z nejzářivějších hvězd. Důvodem pro toto ohromné množství infračerveného záření spočívá v nízké povrchové teplotě (asi 3 500 K), která v souladu s Wienovým zákonem způsobuje, že hlavní složka záření je umístěna v infračervené oblasti a pouze 13 % energie se vypouští ve formě viditelného světla. Pokud by lidské oko bylo citlivé na všechny vlnové délky elektromagnetického spektra, byla by Betelgeuze nejjasnější hvězdou na obloze, srovnatelnou s Venuší (-4,6).
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. Nejistota těchto údajů je ale nadále poměrně vysoká a někteří astronomové nevylučují ani možnost, že hvězda disponuje hmotností pouze 10 – 12násobnou.
Hustota Hustota, coby podíl hmotnosti a objemu, je u této hvězdy velice nízká: objem je více než 160milionkrát větší než u Slunce a poměr zmíněných veličin dává průměrnou hustotu 2-9×10−8krát menší než u naší hvězdy a dokonce nižší, než kterou má nejlepší vakuum dosažené na Zemi. Díky této vlastnosti bývá Betelgeuze často nazývána „rozpáleným vakuem“. Nízká hustota je společným rysem všech červených veleobrů.
Struktura
Fotosféra a magnetické pole Betelgeuze patří mezi první hvězdy (s výjimkou Slunce), u nichž byla fotosféra (tj. viditelný povrch) pozorována pomocí dalekohledu s aktivní optikou. Objev byl učiněn v několika fázích pomocí sledovacích akcí na Zemi, HST a COAST s vysokou rozlišovací schopností.
Fotosféra Betelgeuze má velice silné okrajové ztemnění spojené s poněkud asymetrickými nepravidelnostmi. Ty jsou přičítány přítomností tzv. horkých skvrn – oblastí s mnohem vyšší teplotou (o více než 2 000 K) vzhledem k okolí. Dle odhadů jsou vytvářeny obřími konvektivními buňkami na rovnoměrném povrchu. 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. Nejpravděpodobnější vysvětlení těchto změn spočívá v krátkodobých výkyvech, které provázejí vznik nových konvektivních buněk na povrchu obří hvězdy. Původ těchto buněk lze nalézt v přítomnosti magnetického pole. Předpokládá se, že je toto pole generováno malým lokálním dynamem podle všeho podobným dynamu slunečnímu.
vlevo|náhled|250px|Betelgeuze v porovnání s ostatními hvězdami: Sirius (panel 4) je nejjasnější hvězda noční oblohy, ale vzhledem k Betelgeuze (panel 5) je maličká. Obě dvě hvězdy procházejí noční oblohou ve stejné roční období.
V roce 2002 začali astronomové na základě počítačových simulací spekulovat o tom, že by mohla Betelgeuze vykazovat magnetické aktivity v okolním prostředí, což je faktor, kdy i středně silné pole může mít významný vliv na hvězdný prach, vítr a vlastnosti související se ztrátou hmotnosti. Série spektropolarimetrických pozorování získaných v roce 2010 dalekohledem Bernard Lyot na observatoři Pic du Midi odhalily přítomnost slabého magnetického pole na povrchu Betelgeuze, což naznačuje, že obří konvektivní pohyby veleobra jsou schopny vyvolat malé lokální dynamo.
Atmosféra a metalicita náhled|250px|Na obrázku je struktura Slunce s fotosférickou granulací: 1. Jádro 2. Vrstva zářivé rovnováhy 3. Konvektivní zóna 4. Fotosféra 5. Chromosféra 6. Koróna 7. Sluneční skvrny 8. Granulace 9. Protuberance
Nad fotosférou je obrovská atmosféra, která od fotosféry sahá do vzdálenosti až desetinásobku poloměru hvězdy (více než 34 AU). 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. Měření absorpční čáry Hα pak 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 – 1,5násobku jejího poloměru. Uvnitř bylo zjištěno vysoké množství CO (oxid uhelnatý) a CN (kyanid), což posílilo výsledky spektroskopické analýzy, která odhalila přítomnost velkého množství uhlíku, dusíku a kyslíku, prvků endogenní povahy. Vznikly nukleární syntézou jako meziprodukt 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 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.
Hvězdný vítr a okolní mlhovina Nyní obklopuje Betelgeuze rozsáhlý oblak prachu a plynu, který v minulosti sama vyvrhla. Prach je generován uvnitř MOLsféry, kde je dostatečně nízká teplota (asi 1 500 K) ke slučování atomů v molekuly a supramolekulární shluky. 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 hvězdnému větru. Jeho prostřednictvím ztrácí hvězda značně rychlým tempem svou hmotnost – asi 10−7 až 10−6 M☉ ročně.
náhled|250px|vlevo|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