Betelgeuse

𝐀𝐥𝐩𝐡𝐚 𝐎𝐫𝐢𝐨𝐧𝐢𝐬 (α 𝐎𝐫𝐢𝐨𝐧𝐢𝐬), é 𝐮𝐦𝐚 𝐞𝐬𝐭𝐫𝐞𝐥𝐚 𝐝𝐞 𝐛𝐫𝐢𝐥𝐡𝐨 𝐯𝐚𝐫𝐢á𝐯𝐞𝐥 𝐬𝐞𝐧𝐝𝐨 𝐚 𝟏𝟎ª 𝐨𝐮 𝟏𝟐ª 𝐞𝐬𝐭𝐫𝐞𝐥𝐚 𝐦𝐚𝐢𝐬 𝐛𝐫𝐢𝐥𝐡𝐚𝐧𝐭𝐞 𝐝𝐚𝐬 𝐪𝐮𝐞 𝐩𝐨𝐝𝐞𝐦 𝐬𝐞𝐫 𝐯𝐢𝐬𝐭𝐚𝐬 𝐝𝐚 𝐓𝐞𝐫𝐫𝐚.

É também a segunda estrela mais brilhante na constelação de Orion. Apesar de ter a designação α ("alpha") na Classificação de Bayer, ela não é mais brilhante que Rigel (β Orionis) no comprimento de ondas visíveis. No entanto, é a maior fonte no comprimento de onda infravermelho presente no céu.

Betelgeuse é uma estrela muito grande, luminosa e fria classificada como uma supergigante vermelha de tipo espectral M1-2 Ia-ab. A letra "M" indica que ela é uma estrela vermelha pertencendo à classe espectral M, tendo portanto uma temperatura superficial baixa; o sufixo "Ia-ab" é a classe de luminosidade da estrela e indica que ela é intermediária entre uma supergigante de luminosidade normal e uma supergigante de alta luminosidade. A principal característica do espectral visual de estrelas desse tipo é a presença de bandas de absorção de óxido de titânio(II) (TiO) na região verde do espectro, que indicam baixa temperatura superficial. A baixa intensidade da linha de cálcio neutro a 4 227 Å é o principal indicador de alta luminosidade.[8] Desde a introdução do sistema de classificação MKK em 1943, o espectro de Betelgeuse tem servido como padrão a partir do qual outras estrelas são classificadas.

Supergigantes vermelhas como Betelgeuse são estrelas massivas que já saíram da sequência principal e estão nas últimas etapas de sua evolução. Essas estrelas consomem seu combustível rapidamente e vivem por apenas alguns milhões de anos. Originalmente uma estrela de classe O da sequência principal, Betelgeuse já consumiu todo o hidrogênio em seu núcleo, resultando na contração do núcleo pela força da gravidade. Para balancear o núcleo mais quente e denso, as camadas externas da estrelas expandiram e esfriaram. Embora seu estado evolutivo exato seja desconhecido, o mais provável é que Betelgeuse esteja atualmente fundindo hélio para gerar carbono e oxigênio no núcleo, com uma camada de fusão de hidrogênio ao redor do núcleo. A estrela é massiva o suficiente para eventualmente começar a fusão de elementos mais pesados, passando por etapas de fusão de carbono, neônio, oxigênio e silício, até a formação de um núcleo de ferro, que vai sofrer colapso gerando uma supernova de tipo II.

Fonte: Nicolet, B. (outubro de 1978). «Catalogue of homogeneous data in the UBV photoelectric photometric system». Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser. 34: 1-49.