BETELGEUSE: CARACTERÍSTIQUES, FORMACIÓ, ESTRUCTURA I COMPOSICIÓ - ART - 2025

Betelgeuse és l'estrella alfa de la constel·lació d'Orió, per la qual cosa també se li denomina alpha Orionis. És un estel de el tipus supergegant vermella, les estrelles de major volum, però no necessàriament les més massives.

Tot i ser l'estrella alfa d'Orió, Betelgeuse a primera vista no és la més brillant de la constel·lació, ja que Rigel -Beta Orionis- és la que més destaca. No obstant això, en l'espectre infraroig i vermell proper Betelgeuse sí que és la de major brillantor, fet que està directament relacionat amb la temperatura de la seva superfície.

Figura 1. Constel·lació d'Orió i quatre dels seus principals estrelles, entre elles Betelgeuse. Font: Pixabay.

Aquesta estrella segurament va ser observada des de temps ancestrals pels primers humans, per la seva gran lluminositat. En ordre de brillantor, habitualment és la desena més brillant de el cel nocturn i, com hem dit, la segona en brillant en la constel·lació d'Orió.

Els astrònoms xinesos al segle I van descriure a Betelgeuse com una estrella groga. Però altres observadors com Ptolomeu es van referir a ella com ataronjada o rogenca. Molt després, durant el segle XIX, John Herschel va observar que la seva brillantor és variable.

El que passa és que totes les estrelles evolucionen, per això el seu color va canviant a través del temps, ja que va expulsant gas i pols de les capes més superficials. Això també altera la seva lluminositat.

Característiques generals

Betelgeuse és l'exemple característic d'una estrella supergegant vermella, les quals es caracteritzen per tenir un tipus espectral K o M i lluminositat tipus I.

Són estrelles de baixa temperatura; per al cas de Betelgeuse es calcula que està al voltant dels 3000 K. La temperatura i el color estan relacionats, per exemple un tros de ferro calent és a l'vermell viu, però si la temperatura augmenta es torna blanc.

Tot i tenir tot just 8 milions d'anys, Betelgeuse ha evolucionat ràpidament i ja va sortir de la seqüència principal, perquè el seu combustible nuclear s'ha esgotat i s'ha inflat fins a les seves dimensions presents.

Aquestes estrelles gegants també tenen una lluminositat variable. En els últims anys la seva brillantor ha disminuït, la qual cosa ha preocupat a la comunitat científica, encara que recentment l'ha anat recuperant.

A continuació les seves principals característiques:

- Distància: Entre 500-780 anys llum.

- Massa: Entre 17 a 25 masses solars.

- Ràdio: Entre 890-960 ràdios solars.

- Lluminositat: Entre 90000-150,000 la lluminositat solar.

- Estat d'evolució: Supergegant vermella.

- Magnitud aparent: 0,5 (visible) -3,0 (banda J infraroja) -4,05 (banda K infraroja).

- Edat: Entre 8 i 10 milions d'anys.

- Velocitat radial: +21,0 km / s

Betelgeuse pertany a la classe espectral M, el que significa que la temperatura del seu fotosfera és relativament baixa. Es classifica com a tipus M1-2 Ia-ab.

En el diagrama de Yerkes de classificació espectral, el sufix Ia-a b vol dir que es tracta d'una supergegant de lluminositat intermèdia. L'espectre lluminós de Betelgeuse s'usa com a referència per a la classificació d'altres estrelles.

El diàmetre de Betelgeuse es calcula entre 860 a 910 milions d'quilòmetres i va ser la primera estrella el diàmetre es va mesurar mitjançant interferometria. Aquest diàmetre és comparable a el de l'òrbita de Júpiter, però no és la més gran de les supergegants vermelles.

Malgrat la seva gran grandària, és tot just entre 10 i 20 vegades més massiva que el nostre Sol. Però la seva massa és prou gran com perquè la seva evolució estel·lar sigui ràpida, ja que el temps de vida d'una estrella va amb l'invers de l' quadrat de la seva massa.

Formació i evolució

Betelgeuse, com totes les estrelles, va començar com un enorme núvol de gas hidrogen, heli i pols còsmica amb altres elements químics, que es va anar condensant al voltant d'un punt central i augmentat la seva densitat de massa.

Existeix evidència que passa així en els cúmuls d'estrelles en formació, situats en general en l'interior de nebuloses compostes de matèria interestel·lar freda i poc densa.

Figura 2. Nebulosa IC396 amb nombroses estrelles en etapa de formació. La imatge va ser presa en infraroig, ja que l'espectre visible és absorbit per la nebulosa. Font: NASA / Spitzer.

La formació d'una estrella, la seva vida i la seva mort, és un etern combat entre:

• L'atracció gravitacional, que tendeix a condensar tota la matèria en un punt i
• L'energia cinètica individual de cada partícula, que en conjunt fa la pressió necessària per escapar i expandir-se de el punt d'atracció.

A mesura que es produeix la contracció del núvol original cap al centre, es forma una protoestrella que comença a emetre radiació.

L'atracció gravitacional fa que els nuclis atòmics adquireixin energia cinètica, però a l'ésser frenats en el centre més dens de la protoestrella, emeten radiació electromagnètica i així comença a brillar.

Quan s'arriba a el punt en què els nuclis d'hidrogen estan tan compactats i adquireixen prou energia cinètica com per vèncer la repulsió electrostàtica, comença a actuar la força d'atracció forta. Llavors ocorre la fusió dels nuclis.

En la fusió nuclear dels nuclis d'hidrògens es formen nuclis d'heli i neutrons, amb ingents quantitats d'energia cinètica i de radiació electromagnètica. Això es deu a la pèrdua de massa en la reacció nuclear.

Aquest és el mecanisme que contraresta la compressió gravitacional d'una estrella, a través de la pressió cinètica i de la pressió de radiació. Mentre l'estrella es troba en aquest equilibri, es diu que està en la seqüència principal.

L'etapa de gegant vermella

El procés descrit anteriorment no dura per sempre, al menys per a les estrelles molt massives, ja que a mesura que l'hidrogen es va convertint en heli, el combustible es va esgotant.

D'aquesta manera, la pressió que contraresta el col·lapse gravitacional va en disminució i per tant el nucli de l'estrella es compacta, al mateix temps que la capa externa s'expandeix i part de les partícules, les més energètiques, escapen a l'espai, formant una núvol de pols que envolta l'estrella.

Quan això passa s'ha assolit l'estat de gegant vermella i aquest és el cas de Betelgeuse.

Figura 3. Betelgeuse, supergegant vermella de la mida de 800 sols a 130 parsec en la constel·lació d'Orió, mostra el seu disc estel·lar. (Font: HST).

En l'evolució estel·lar, la massa de l'estrella defineix el temps de vida i mort.

Una supergegant com Betelgeuse té un temps de vida breu, passant per la seqüència principal molt ràpidament, mentre que les poc massives nanes vermelles brillen modestament per milions d'anys.

A Betelgeuse se li calcula una edat de 10 milions d'anys i es considera que ja està en les etapes finals del seu cicle evolutiu. Es pensa que en 100.000 anys més o menys, el seu cicle de vida finalitzi amb una gran explosió de supernova.

Estructura i composició

Betelgeuse té un nucli dens envoltat d'un mantell i una atmosfera, que arriba a un diàmetre 4,5 vegades major de l'òrbita terrestre. Però el 2011 es va descobrir que l'estrella està envoltada per una vasta nebulosa de material provinent d'ella mateixa.

La nebulosa que envolta Betelgeuse s'estén a 60 mil milions de quilòmetres de la superfície de l'estrella, és a dir 400 vegades el radi orbital de la Terra.

En les seves etapes finals, les gegants vermelles expulsen material a l'espai circumdant, una quantitat enorme en un temps relativament curt. Es calcula que Betelgeuse desprèn l'equivalent a la massa de el Sol en només 10.000 anys. Això és tot just un instant en el temps estel·lar.

A continuació es mostra una imatge de l'estrella i el seu nebulosa, obtinguda amb el telescopi VLT situat en el Cerro Paranal, Antofagasta, Xile per l'ESO (Organització Europea per a la investigació astronòmica a l'hemisferi Sud).

A la figura el cercle vermell central és pròpiament l'estrella Betelgeuse, amb un diàmetre de quatre vegades i mitja l'òrbita terrestre. Després el disc negre correspon a una zona molt brillant que va ser emmascarada perquè permetés veure la nebulosa que envolta a l'estrella, que com s'ha dit s'estén fins a 400 vegades el radi orbital terrestre.

Aquesta imatge va ser presa en el rang infraroig i acolorida perquè les diferents regions puguin ser visibles. El blau correspon a les longituds d'ona més curtes i el vermell a les més llargues.

Figura 4. El petit cercle vermell en el centre és l'estrella Betelgeuse, el cercle negre és l'emmascarament d'una zona estremadamente brillant. Al voltant de el cercle negre s'aprecia la nebulosa composta pel material expulsat per l'estrella. (Font: ESO-VLT)

Els elements presents en Betelgeuse

Com tota estrella, Betelgeuse està composta principalment d'hidrogen i heli. No obstant això, com es tracta d'una estrella en les seves fases finals, en el seu interior comença a sintetitzar altres elements més pesats de la taula periòdica.

Les observacions de la nebulosa que envolta Betelgeuse, formada pel material que llança l'estrella, indiquen la presència de pols de sílice i alúmina. Aquest material és el que conforma la majoria dels planetes rocosos, com la Terra.

Això ens indica que en el passat van existir milions d'estrelles similars a Betelgeuse, que van proporcionar el material que va formar els planetes rocosos del nostre sistema solar, incloent la Terra.

Atenuació de Betelgeuse

En temps recents Betelgeuse és notícia a la premsa internacional, ja que al començament d'octubre de 2019 la seva llum va començar a atenuar apreciablement, en tot just pocs mesos.

Per exemple, per a gener de l'any 2020 la seva lluentor va decréixer en un factor 2,5. No obstant això per al 22 de febrer de l'any 2020 va aturar la seva atenuació i va començar a recuperar la seva brillantor.

Això es refereix a l'espectre visible, però en l'espectre infraroig seva brillantor s'ha mantingut força estable al llarg dels últims 50 anys, la qual cosa porta a pensar als astrònoms que no es tracta d'una variació lumínica com la que ocorre en les etapes prèvies a una explosió de supernova.

Per contra, es tracta de l'absorció i la dispersió de la banda visible d'l'espectre electromagnètic, a causa del núvol de pols que ha expulsat la pròpia estrella.

Aquest núvol de pols és transparent a l'infraroig, però no per a l'espectre visible. Aparentment el núvol de pols gruixut que circumda l'estrella s'està allunyant ràpidament de la mateixa, per això l'espatlla d'Orió, el caçador mitològic, segurament romandrà al cel durant molt de temps més.

referències

1. Astronoo. Betelgeuse. Recuperat de: astronoo.com.
2. Pasachoff, J. 2007. The Cosmos: Astronomy in the New Millenium. Third Edition. Thomson-Brooks / Cole.
3. Seeds, el Sr. 2011. Foundations of Astronomy. Seventh Edition. Cengage Learning.
4. Finestra obertes. Relació massa-lluminositat. Recuperat de: media4.obspm.fr
5. Wikipedia. Betelgeuse. Recuperat de: es.wikipedia.com
6. Wikipedia. Associació estel·lar OB1 d'Orión. Recuperat de: es.wikipedia.com