Бетельгейзе
Бетельгейзе |
|
| Дані спостереження Епоха J2000.0 |
|
|---|---|
| Сузір’я | Оріон |
| Пряме піднесення | |
| Схилення | |
| Видима зоряна величина (V) | от +0,2 до +1,2 |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | M2Iab |
| Показник кольору (B-V) | 1,86 |
| Показник кольору (U-B) | 2,06 |
| Тип змінної | SR c (Напівправильна) |
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | +21,0 км/c |
| Власний рух (μ) | Пр.сх.: 27,33 мас/р Схил.: 10,86 мас/р |
| Паралакс (π) | 7,63 ± 1,64 мас |
| Відстань | ≈ 430 св. р. (≈ 130 пк) |
| Абсолютна зоряна величина (MV) |
−5,14 |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | 17 M☉ |
| Радіус | 650 R☉ |
| Світність | 40 000—100 000 (болометрична) L☉ |
| Ефективна температура | 3600 K |
| Металічність | |
| Обертання | |
| Вік | 6 × 106 млрд. років |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD39801 |
Бетельге́йзе (α Оріона, α Ori) — одна з найяскравіших зірок сузір'я Оріона.
Назва походить від арабського слова, що значить «пахва»,
Бетельгейзе — червоний надгігант, напівправильна змінна зоря, блиск якої змінюється від 0,2m до 1,2m й у середньому становить близько 0,7m. Відстань до зорі від Землі становить приблизно 430 св. років, а її світність в 14 000 разів більше сонячної. Це одна з найбільших відомих зірок: якби її помістити на місце Сонця, то при мінімальному своєму розмірі вона заповнила б орбіту Марса, а при максимальному — досягала б орбіти Юпітера. Об'єм Бетельгейзе щонайменше в 160 млн. раз більший за сонячний.
З фізичних характеристик зорі (розміру, спектрального класу, кольору) видно, що Бетельгейзе знаходиться на фінальній стадії еволюції і скоро закінчить своє життя спалахом наднової зірки. Астрономи очікують вибух у найближчі кілька тисяч або мільйонів років.
Посилання [ред.]
- Зображення гарячих плям на поверхні Бетельгейзе у видимому та інфрачервоному діапазонах, отримане застосовуючи методи наземної високороздільної інтерферометрії.
- «Бетельгейзе». SolStation. Процитовано 8 листопада 2006.
- Бетельгейзе може вибухнути вже до кінця 2011 року
| Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її. |
