Бетельге́йзе (Alpha Orionis, α Ori) — червоний надгігант у екваторіальному сузір'ї Оріон. Звичайно вона є десятою за яскравістю зоря нічного неба і, після Рігеля, другою за яскравістю у своєму сузір'ї. Її позначення Баєра — Альфа Оріона або , скорочено . Це помітно червонувата напівправильна змінна зоря, чия видима зоряна величина коливається від +0,0 до +1,6 з головним періодом близько 400 днів — це найбільший діапазон для будь-якої зорі першої величини. У ближньому інфрачервоному діапазоні Бетельгейзе є найяскравішою зорею нічного неба. Разом із Сіріусом і Проціоном вона утворює астеризм Зимовий Трикутник в екваторіальній частині неба і є центром астеризму Зимове Коло.

Зоря має радіус 640—764 радіусів Сонця — більше за розмір поясу астероїдів у Сонячній системі. Маса Бетельгейзе оцінюється в 10—12 мас Сонця. З різних причин відстань до неї складно виміряти; найкращі сучасні оцінки дають значення порядку 400—600 світлових років від Сонця, що є досить великою невизначеністю для відносно близької зорі. Її абсолютна зоряна величина становить приблизно −6. Бетельгейзе має вік менш ніж 10 мільйонів років, але через велику масу вона швидко еволюціонувала і, має завершити своє життя вибухом наднової, найімовірніше протягом наступних 100 000 років. Під час вибуху Бетельгейзе протягом близько трьох місяців матиме яскравість, співмірну з яскравістю півмісяця; життя на Землі при цьому не постраждає. Бетельгейзе була викинута зі свого місця народження в асоціації Оріон OB1, до якої входять зорі Пояса Оріона, і тепер рухається крізь міжзоряне середовище зі швидкістю 30 км/с, утворюючи дугоподібну ударну хвилю завширшки понад чотири світлові роки.

У 1920 році Бетельгейзе стала першою зорею за межами Сонячної системи, для якої виміряли кутовий розмір фотосфери. Подальші дослідження дали значення кутового розміру в межах від 0,042 до 0,056 кутових секунд. Такий розкид пов'язаний із несферичністю зорі, потемнінням до краю, пульсаціями й різним виглядом на різних довжинах хвиль. Бетельгейзе оточена складною асиметричною навколозоряною оболонкою, приблизно у 250 разів більшою за саму зорю, що виникла внаслідок з її поверхні. За видимим кутовим розміром Бетельгейзе поступається лише R Золотої Риби і Сонцю.

Починаючи з жовтня 2019 року Бетельгейзе помітно потьмянішала, а до середини лютого 2020 року її яскравість зменшилася приблизно втричі — від зоряної величини 0,5 до 1,7. Згодом зоря повернулася до свого типового рівня яскравості, досягши піку 0,0 у видимому світлі та 0,1 у V-смузі у квітні 2023 року. Інфрачервоні спостереження не виявили істотних змін болометричної світності за останні 50 років, що вказує на те, що потьмарення спричинили зміни поглинання навколо зорі, а не глибші фізичні процеси. Дослідження за допомогою космічного телескопа Габбла свідчить, що зорю тимчасово затьмарив пил, утворений унаслідок викиду маси з її поверхні.

Хоча це ще не підтверджено остаточно, існують указівки на те, що Бетельгейзе може бути подвійною зорею. Її можливий компаньйон, названий Бетельгейзе B або Сіварха, був би значно менший і тьмяніший від червоного надгіганта і, можливо, обертався б на відстані, лише в кілька разів більшій від розміру самого Бетельгейзе.

Назва Позначення Баєра цієї зорі — (Альфа Оріона), яке надав їй Йоганн Баєр у 1603 році.

Традиційна назва Бетельгейзе походить від арабського (яд аль-Джавза) — «рука аль-Джавза [тобто Оріона]». Європейська форма назви пов'язана з помилкою читання XIII століття, коли арабську початкову літеру «я» () сприйняли як «ба» ( — відмінність у системі іджам).

У 2016 році Міжнародний астрономічний союз створив робочу групу з назв зір для каталогізації та стандартизації власних назв зір. У першому бюлетені цієї групи, оприлюдненому в липні 2016 року, навели таблицю перших затверджених назв, серед яких для цієї зорі фігурувала назва Бетельгейзе (). Нині її внесено до «Каталогу назв зір МАС».

Відкривачі кандидата в супутники Бетельгейзе B запропонували назву Сіварга (), що арабською означає «її браслет». Назву Сіварга робоча група з назв зір офіційно затвердила 22 вересня 2025 року.

Історія спостережень Бетельгейзе та її червоне забарвлення відомі ще з античних часів; класичний астроном Птолемей описував її колір як «помаранчево-рудуватий» () — термін, який пізніший перекладач «Гурганського зіджу» Улугбека передав як , латинське слово зі значенням «рум'яність». У XIX столітті, ще до появи сучасних систем зоряної класифікації, Анджело Секкі зарахував Бетельгейзе до прототипів своїх зір класу III (помаранчеві та червоні зорі). Втім за три століття до Птолемея китайські астрономи описували Бетельгейзе як жовту зорю; якщо це спостереження точне, воно може свідчити, що в той період зоря перебувала у фазі жовтого надгіганта. З огляду на сучасні дослідження навколозоряного середовища навколо Бетельгейзе, така можливість виглядає правдоподібною.

Ранні дослідження

Ще аборигенні спільноти Південної Австралії мають усні перекази про зміни яскравості Бетельгейзе. Втім першим сучасним науковцем, який дослідив змінність яскравості Бетельгейзе, був Джон Гершель, який описав це явище у своїй праці 1836 року «Нариси з астрономії» (). Упродовж 1836—1840 років він зафіксував значні коливання зоряної величини: у жовтні 1837 року Бетельгейзе перевершила за яскравістю Рігель, а в листопаді 1839 року це повторилося. Після цього настала приблизно десятирічна фаза спокою; згодом, у 1849 році, Гершель відзначив новий короткий цикл змінності, максимум якого припав на 1852 рік. Пізніші спостерігачі реєстрували незвично високі максимуми з інтервалами в кілька років, але в період 1957—1967 років коливання були незначними. Дані Американської асоціації спостерігачів змінних зір свідчать про максимальну яскравість 0,2 у 1933 та 1942 роках і мінімальну 1,2, зафіксовану у 1927 та 1941 роках. Саме ця змінність яскравості може пояснювати, чому Йоганн Баєр, опублікувавши у 1603 році свою «Уранометрію», позначив зорю літерою «альфа»: ймовірно, на той час вона не поступалася за яскравістю зазвичай світлішому Рігелю («бета»). На арктичних широтах червоніший колір Бетельгейзе та її вище положення на небі у порівнянні з Рігелем змушували інуїтів вважати її яскравішою; однією з місцевих назв була Ulluriajjuaq («велика зоря»).

У 1920 році Альберт Майкельсон і Френсіс Піз за участі Джона Андерсона встановили шестиметровий інтерферометр на 2,5-метровому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон. Ця група виміряла кутовий діаметр Бетельгейзе як 0,047″, що за значення паралакса 0,018″ відповідало діаметру (). Водночас потемніння до краю зоряного диска та похибки вимірювань зумовили суттєву невизначеність у точності цих оцінок.

У 1950—1960-х роках відбулися два важливі зрушення, що вплинули на теорію конвекції в червоних надгігантах: проєкти та публікація 1958 року книги «Структура й еволюція зір» (), головним чином авторства Мартіна Шварцшильда та його колеги з Принстонського університету Річарда Герма. Ця книга поширила ідеї застосування комп'ютерних технологій для побудови моделей зір, а «Стратоскопи», підіймаючи телескопи на повітряних кулях над земною атмосферною, дали одні з найчіткіших на той час зображень сонячних гранул і сонячних плям. Це переконливо підтвердило існування конвекції в атмосфері Сонця.

Прогрес у роздільній здатності

У 1970-х роках астрономи досягли суттєвого прогресу в технологіях отримання й обробки астрономічних зображень. Відправною точкою стало винайдення методу спекл-інтерферометрії — підходу, що значно зменшив розмиття зображень, спричинене атмосферним баченням. Це дало змогу підвищити оптичну роздільну здатність наземних телескопів і виконувати точніші вимірювання фотосфери Бетельгейзе. Завдяки вдосконаленню інфрачервоних спостережень в обсерваторіях Маунт-Вілсон, Маунт-Лок і Мауна-Кеа на Гаваях астрофізики почали докладно досліджувати складні оболонки навколозоряного газу, що оточують надгігант. Ці результати наштовхнули дослідників на припущення про існування гігантських конвективних комірок.

Втім, справжні прориви у видимій та інфрачервоній візуалізації сталися лише наприкінці 1980-х — на початку 1990-х років, коли Бетельгейзе перетворилася на регулярний об'єкт спостережень методом . Нову методику, розроблену та його колегами з Кавендішської астрофізичної групи, реалізували за допомогою невеликої маски з кількома отворами в апертурі телескопа, що фактично перетворювало апертуру на імпровізований інтерферометричний масив. Цей підхід забезпечив одні з найточніших вимірювань параметрів Бетельгейзе та водночас виявив яскраві ділянки на її фотосфері. Це були перші оптичні та інфрачервоні зображення зоряного диска, отримані для зорі, відмінної від Сонця: спочатку з використанням наземних інтерферометрів, а згодом — за допомогою спостережень із вищою роздільною здатністю на . Виявлені цими інструментами «яскраві плями» або «гарячі точки» узгоджувалися з теорією, яку Мартін Шварцшильд висунув кількома десятиліттями раніше, — про домінування на поверхні зорі масивних осередків конвекції.

У 1995 році космічний телескоп Габбла за допомогою отримав ультрафіолетове зображення з роздільною здатністю, вищою за ту, яку забезпечували наземні інтерферометри. Це стало першим зображенням диска іншої зорі, здобутим звичайним телескопом (у термінології НАСА — «прямим зображенням»). Оскільки ультрафіолетове випромінювання поглинається атмосферою Землі, спостереження в цьому діапазоні найкраще виконувати за допомогою космічних телескопів. Це зображення, як і попередні, містило яскраву ділянку, що вказувала на область у південно-західному квадранті, приблизно на 2000 К гарячішу за середню температуру зорі. Подальші ультрафіолетові спектри, отримані за допомогою Спектрографа високої роздільної здатності Ґоддарда, дали підстави вважати, що ця гаряча пляма відповідає одному з полюсів обертання Бетельгейзе. За такої інтерпретації вісь обертання має нахил близько 20° до напряму на Землю, а позиційний кут від небесного північного полюса становить приблизно 55°.

Дослідження 2000-х років У дослідженні, опублікованому в грудні 2000 року, діаметр зорі виміряли за допомогою у середньому інфрачервоному діапазоні. Отримане значення з урахуванням потемніння краю становило  — показник, що повністю узгоджується з результатами Майкельсона, отриманими вісімдесятьма роками раніше. На момент публікації цього результату оцінка паралакса за даними місії Hipparcos становила , що давало оцінку радіуса Бетельгейзе близько Водночас інфрачервоне інтерферометричне дослідження, оприлюднене у 2009 році, повідомило, що з 1993 року зоря зменшилася в розмірах на 15 % без помітного зниження видимої зоряної величини. Подальші спостереження свідчать, що це видиме скорочення може бути наслідком активності оболонок у протяжній атмосфері зорі.

Окрім визначення діаметра, дослідників зацікавила складна динаміка протяжної атмосфери Бетельгейзе. Міжзоряна речовина в галактиках постійно переробляється в процесі народження й загибелі зір, і червоні надгіганти відіграють у цьому ключову роль. Водночас механізм втрати маси в таких зір і досі залишається нез'ясованим. З розвитком інтерферометричних методів астрономи, ймовірно, наблизилися до розв'язання цієї проблеми. Зображення, отримані інтерферометром Дуже великого телескопа й оприлюднені в липні 2009 року, показали величезний шлейф газу, що простягається на від зорі в навколишній простір. Довжина цього викиду маси дорівнює відстані між Сонцем і Нептуном, і це лише одним із кількох подібних епізодів у навколозоряному середовищі Бетельгейзе. Астрономи ідентифікували щонайменше шість оболонок, що оточують зорю. Розгадка механізму втрати маси на пізніх етапах еволюції зір може пролити світло на чинники, які призводять до вибухів цих зір.

2019—2020: потьмарення