منكب الجوزاء

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث


منكب الجوزاء
Position Alpha Ori.png
موقع بيت الجوزاء في كوكبة الجبار
معلومات الرصد
حقبة J2000.0      اعتدالان J2000.0
كوكبة الجبار
مطلع مستقيم 05س 55د 10.30536ث[1]
الميل °
+07
24 25.4304[1]
القدر الظاهري (V) {{{القدر_الظاهري}}}
الخصائص
مرحلة التطور عملاق أحمر ضخم
نوع الطيف M1–M2 Ia–ab[2]
القدر الظاهري (طيف مرئي) 0.50[3] (0.0- 1.3[4])
القدر الظاهري (نطاق جاي) -3.00[5]
U−B مؤشر اللون +2.06[3]
B−V مؤشر اللون +1.85[3]
نوع التغير SRc[4]
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) +21.91[6] كم/ث
الحركة الخاصة (μ) 24.95 ± 0.08[7]9.56 ± 0.15[7]
التزيح (π) 5.07 ± 1.10 د.ق
البعد 643 ± 146[7] س.ض
القدر المطلق (MV) −5.85[7]
تفاصيل
كتلة 11.6+5.0
−3.0
[8] ك
نصف قطر 955[8] – 1,200[9] نق
ضياء 90000150000[9] ض
جاذبية سطحية (log g) −0.5[10] سم.غ.ثا
درجة الحرارة 3300[9]3650[11] ك
معدنية (فلك) 0.05 Fe/H[12]
سرعة الدوران (v sin i) 5[13] كم/ثا
عمر 8.0 – 8.5[14] م.سنة
تسميات اخرى
Betelgeuse, تسمية باير, تسمية فلامستيد, فهرس النجم الساطع 2061, مسح بون الفلكي+7°1055, فهرس هنري درابر 39801, فهرس النجوم الأساسية 224, هيباركوس 27989, فهرس مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية 113271, فهرس بوس العام 7451, CCDM J05552+0724AP, AAVSO 0549+07
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد بيانات

منكب الجوزاء هو عادةً النجم العاشر الأكثر سطوعًا في سماء الليل، ويلي الرجل الجبار ليكون ثاني ألمع نجم في كوكبة الجبار. يُعد نجمًا متغيرًا شبه منتظم محمرًا احمرارًا واضحًا، يتراوح قدره الظاهري بين +0.0 و+1.6، ويتمتع بأوسع نطاق يظهره أي نجم ذي قدر ظاهري من الدرجة الأولى. يُعد منكب الجوزاء أكثر النجوم سطوعًا في سماء الليل بأطوال موجية قريبة من الأشعة تحت الحمراء. يُسمى حسب تسمية باير α أوريونيس، وتحول في اللاتينية إلى ألفا أوريونيس، واختُصِر إلى ألفا أوري أو α أوري.

مُصنّفًا على أنه عملاق أحمر ضخم ضمن أطياف النجوم من النوع إم 1-2، يُعد منكب الجوزاء أحد أكبر النجوم المرئية للعين المجردة؛ إذا تخيلنا أنه مركز النظام الشمسي، سيقع سطحه خارج حزام الكويكبات وسيبتلع مدارات كل من عطارد، والزهرة، والأرض، والمريخ، وقد يبتلع مدارات المشتري أيضًا. مع ذلك، توجد عمالقة ضخمة حمراء عديدة ذات أحجام أكبر في درب التبانة، ومنها الراقص وَ«في واي الكلب الأكبر». تتراوح قياسات كتلة منكب الجوزاء من أقل من عشرة أضعاف كتلة الشمس بقليل وحتى أكثر من عشرين ضعف كتلتها بقليل. يُقدّر أنه يبعد نحو 700 سنة ضوئية عن الشمس، ما يشير إلى قدر مطلق يُقدر بنحو -6. بعمر أقل من عشرة ملايين سنة، تطور منكب الجوزاء بسرعة بسبب كتلته الكبيرة، ومن المتوقع أن ينتهي تطوره بانفجار مستعر أعظم، وذلك على الأرجح في غضون مئة ألف عام. بعد أن قُذِف من مكان نشأته الأول في تجمع الجبار أو بي 1 النجمي -الذي يشمل نجوم نطاق الجبار- لوحظ تحرك هذا النجم الهارب في الوسط بين النجمي بسرعة ثلاثين كيلومتر في الثانية، مشكلًا انحناءً صدميًا تزيد سعته عن أربع سنوات ضوئية.

في عام 1920، أصبح منكب الجوزاء أول نجم خارج النظام الشمسي يُقاس الحجم الزاوي لغلافه الضوئي. أظهرت دراسات لاحقة أن القطر الزاوي (أي الحجم الظاهر) يتراوح بين 0.042 و0.056 دقيقة قوسية، ويُعزى هذا المجال إلى التحديدات غير الكروية سوداء الأطراف، والمظهر المتفاوت عند الأطوال الموجية المختلفة. يُحاط أيضًا بغلاف معقد غير متناظر، يبلغ حجمه نحو 250 ضعفًا لحجم النجم، وذلك بسبب ضياع كتلة النجم نفسه. يتجاوز قطر آر دورادوس (أبو سيف) والشمس فقط القطر الزاوي الملاحظ من الأرض لمنكب الجوزاء.

منذ أكتوبر عام 2019، بدأ منكب الجوزاء بالخفوت بصورة ملحوظة، وبحلول يناير عام 2020، هبط سطوعه بنسبة 2.5 تقريبًا، من قدر 0.5 إلى 1.5. بحلول فبراير عام 2020، توقف خفوت منكب الجوزاء وعاد للسطوع مجددًا. لم تجد المراقبات فوق الحمراء أي تغير ملحوظ في السطوع على مدى الخمسين عامًا الماضية، ما يشير إلى أن الخفوت كان نتيجة لتغير في الإخماد ولم ينتج عن تغير أساسي في ضياء النجم. في 24 فبراير عام 2020، أشارت دراسات أخرى إلى أن حجب «الغبار كبير الحبيبات المحيط بالنجم» قد يكون التفسير الأكثر احتمالًا لخفوت النجم.

تاريخ ملاحظته[عدل]

لوحظ منكب الجوزاء ولونه الأحمر منذ القدم؛ وصف عالم الفلك الكلاسيكي بطليموس لونه بالكلمة اليونانية هيبوكيروس، ووصف المترجم زيج سلطاني الخاص بأولوغ بيك هذا المصطلح لاحقًا بكلمة روبيدو، وهي المرادف اللاتيني لـ«الحمرة». في القرن التاسع عشر، وقبل وضع الأنظمة الحديثة للتصنيف النجمي، شمل أنجيلو سيكي منكب الجوزاء ضمن النماذج البدئية للنمط الثالث من النجوم (البرتقالية إلى الحمراء). في المقابل، قبل ظهور بطليموس بثلاثة قرون، لاحظ علماء الفلك الصينيون منكب الجوزاء بلون أصفر؛ إذا كان هذا الأمر صحيحًا، فقد تشير مثل هذه الملاحظة إلى أن النجم كان في طور العملاق الأصفر الضخم مع بدايات العصر المسيحي، وهو احتمال وارد في ضوء الأبحاث الحالية حول البيئة المعقدة المحيطة بهذه النجوم. [15][16][17][18]

الاكتشافات الناشئة الباكرة[عدل]

وصف السير جون هيرشل تفاوت سطوع منكب الجوزاء في عام 1836، ونشر ملاحظاته في كتاب الخطوط العريضة في علم الفلك. في الفترة بين عامي 1836 و1840، لاحظ تغيرات هامة في الحجم حين زاد تألق منكب الجوزاء على الرجل الجبار في أكتوبر عام 1837 ومجددًا في نوفمبر عام 1839. تبع ذلك فترة سكون امتدت لعشر سنوات، وفي عام 1849، لاحظ هيرشل دورة قصيرة أخرى من التقلب، بلغت ذروتها في عام 1852. سجل المراقبون لاحقًا نقاطًا عظمى كبيرة غير اعتيادية بفاصل عدة سنوات، ولكن بتقلب ضئيل في الفترة بين عامي 1957 و1967. أظهرت سجلات الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتقلبة (إيه إيه فّي إس أو) سطوعًا أعظميًا بنحو 0.2 في عامي 1933 و1942، وأصغريًا بنحو 1.2 لوحظ في عامي 1927 و1941. قد يُفسر هذا التفاوت في السطوع السبب وراء تصنيف يوهان باير، مع نشره أطلس يورانوميتريا في عام 1603، هذا النجم على أنه ألفا نظرًا إلى تغلبه على الرجل الجبار الذي يكون أكثر سطوعًا عادةً (بيتا). على خطوط العرض في القطب الشمالي، عنى لون منكب الجوزاء الأحمر وموقعه الأعلى من الرجل الجبار في السماء أن الإنويت (الإسكيمو) اعتبروه أكثر سطوعًا، ومن أحد أسمائه المحلية أولوريايواك أي «النجم الساطع».[19][20][21][22][23]

في عام 1920، ركّب ألبرت ميكلسون وفرنسيس جي. بيز مقياس تداخل بطول ستة أمتار على مقدمة تلسكوب بطول 2.5 متر في مرصد جبل ويلسون. مع مساعدة جون أندرسون، قاس الثلاثة القطر الزاوي لمنكب الجوزاء عند 0.047"، ونتج عن هذا الرقم قطر يساوي 3.84×108 كيلومتر (2.58 وحدة فلكية) بناءً على قيمة منظور 0.018". ولكن، أدى سواد الأطراف وأخطاء القياس إلى الشك في دقة هذه القياسات.

شهدت خمسينيات القرن العشرين وستينياته تطورَين أثّرا على نظرية الحمل النجمي في النجوم العملاقة الحمراء الضخمة: رسوم الستراتوسكوب ونشر كتاب بنية النجوم وتطورها في عام 1958، الذي كان بشكل أساسي من عمل مارتن شوارزشيلد وزميله في جامعة برنستون المدعو ريتشارد هيرم. نشر هذا الكتاب أفكارًا حول كيفية تطبيق تقنيات الحاسوب لخلق نماذج نجمية، في حين تنتج رسوم الستراتوسكوب بعضًا من أجود الصور للحبيبات الشمسية والكلفات الشمسية على الإطلاق عبر أخد التلسكوبات المحمولة بالمناطيد فوق الاضطرابات الأرضية، ومن ثم تأكيد وجود الحمل في الغلاف الشمسي.

مستقبله كمستعر أعظم[عدل]

يعتقد بعض العلماء أن نجم منكب الجوزاء سوف ينتهي بانفجاره في صورة مستعر أعظم. وتختلف الآراء في الفترة الزمنية التي قد يحدث فيها هذا الحدث العظيم فبعضهم يعتقد أنه سيحدث خلال ألف سنة وآخرون يعتقدون أن ذلك لن يكون قبل مائة ألف سنة.

وإذا حدث المستعر الأعظم فلن يتوارى ذلك عن الأرض وسوف يغطي صفحة السماء. وفي حال انفجار عملاق أحمر كمنكب الجوزاء في صورة مستعر أعظم متوسط الشدة من المقدر أن تتضاعف شدة لمعانة نحو 16.000 مرة. ويسطع منكب الجوزاء حاليا بقدر ظاهري 0.42، وعند انفجاره سيصل ذلك إلى القدر الظاهري من −9,5 إلى −10,5 أي يكون قدره المطلق −15,1 إلى −16,1.

ويعادل ذلك السطوع عندئذ نصف سطوع القمر. كما تقدر بعض المراجع أن انفجار عملاق أحمر كمستعر أعظم فد يصل قدره المطلق ما بين −17 إلى −18 وربما يكون أعلى من ذلك للنجوم ذات الأقطار الكبيرة، وفي تلك الحالة قد يصل سطوع المستعر الأعظم الناشئ عن منكب الجوزاء إلى درجة سطوع القمر. ولكن نظرا لأن محور دوران منكب الجوزاء حول نفسه، فليس من المتوقع أن يصيب الأرض انفجار أشعة غاما والذي قد يتسبب في احداث خلل للبيئة الحيوية على الأرض.[24] وتبين قياسات قامت بها جامعات كاليفورنيا عام 2009 أن نصف قطر منكب الجوزاء قد انكمش منذ عام 1993 بنسبة 15 % مع عدم تغير في مقدار ضيائه.[25]

تكوين نجم اعظم[عدل]

طبقات الشمس:
1. قلب الشمس (14 مليون كلفن)
2. منطقة إشعاعية (2 مليون كلفن)
3. منطقة حمل حراري
4. غلاف ضوئي (5800 كلفن)
5. غلاف لوني (ضوء وأشعة سينية وأطياف أخرى)
6. الهالة
7. بقع شمسية
8. سطح حبيبي هائج
9. انفجار شمسي

يبين نجم بالغ الكبر تغيرات في طيفه المرئي وفي استقطاب الضوء وفي كل ما يصدره من أشعة كهرومغناطيسية وهي تعبر عن نشاطات متعددة تظهر على سطح النجم وتنتشر في جوه.[26] وبالمقارنة بمعظم النجوم الفائقة الضخامة التي لها ورات تغير طويلة، يبين العملاق الأحمر بصفة عامة تغيرات شبه دورية أو ربما غير دورية ذات خصائص نباضة. وقد قام العالم الفيزيائي مارتن شفارتزشيلد بدراسة تلك النجوم وقام بنشر بحث رائد في هذا الموضوع عام 1975 وهو يُرجع تغيرات الضياء إلى تغيرات في اشكال الحبيبات الحارة التي تشكلها خلايا للحمل الحراري بالغة الكبر تغطي سطح أمثال تلك النجوم.[27][28]

وبالنسبة للشمس فإن تلك الخلايا تسمى حبيبات شمسية وهي تمثل طريقة للحمل الحراري وهي التي تتسبب في اختلافات ضياء الغلاف الضوئي للشمس.[27] ويبلغ متوسط قطر الحبيبة في الشمس نحو 2000 كيلومتر (أي مساحة مماثلة لشبه الجزيرة الهندية) ولها عمق يبلغ نحو 700 كيلومتر. وبما أن سطح الشمس الكلي يبلغ نحو 6 ترليون كيلومتر مربع فإنه يتكون عليها نحو 2 مليون من تلك الحبيبات وهي التي تقع على الغلاف الضوئي. ونظرا لهدا العدد الكبير من الحبيبات فإنها تصدر ضياء بقدر ثابت نسبيا. ويعتقد أن توجد تحت تلك الحبيبات حبيبات أخرى بالغة الكبر قد يبلغ عددها 5000 إلى 10.000 حبيبة بالغة الكبر، حيث يبلغ قطر كل منها نحو 30.000 كيلومتر ويمتد عمقها إلى 10.000 كيلومتر في باطن الشمس.[29]

ويقارن شفارتزشيلد منكب الجوزاء بالشمس ويعتقد أن منكب الجوزاء قد تحوي على عدد قليل من الحبيبات يبلغ كل منها نحو 180 كيلومتر، وعمقعا 60 مليون كيلومتر والتي تؤدي إلى عدم تساوي الحمل الحراري بسبب الخصائص المعروفة عن العمالقة الحمر من انخفاض درجة حرارتها وقلة كثافتها في طبقاتها العليا. وبناء عليه فإذا كان يظهر لنا ثلث تلك الحبيبات العظيمة في أي وقت، فقد يكون التغير في درجة ضيائها هو نتيجة للتغير الضوئي الكلي للنجم.[27]

ويبدو أن افتراض شفارزشيلد عن وجود خلايا للحمل الحراري بالغة الكبر على أسطح العمالقة الحمر والنجوم فائقة الكبر قد لفت نظر العلماء واهتمامهم. فعندما التقط تلسكوب هابل الفضائي صورا لجوزاء عام 1995 وبين بقع ساخنة غريبة، فقد أعزى الفلكيون تلك البقع الساخنة إلى الحمل الحراري.[30]

وبعد ذلك بسنتين شاهد الفلكيون اختلاف تناظري في توزيع ضياء النجم تبين وجود ثلاثة بقاع ساخنة على الأقل، ويتفق قدرها مع افتراض اسطح حمل حراري ساخنة.[31] ثم جاءى ت سنة 2000 حيث قامت مجموعة من العلماء تحت رعاية ألكس لوبل من مركز هارفارد-سمسونيان للفيزياء الفلكية CfA ولاحظت أن منكب الجوزاء تسود جوه أعاصير من الغازات الساخنة والباردة. وتبين لمجموعة الباحثين أن الغلاف الطوئي لمنكب الجوزاء يتفجر من وقت لآخر باعثا كرات غاز ساخنة خلال طبقات عليا من الغبار البارد نسبيا.

كذلك فكر لعلماء في تفسير آخر وهو حدوث موجات ضغطية ناشئة عن تخلل غاز ساخن لمناطق باردة نسبيا من النجم.[32][33]

وقام العلماء بدراسة جو منكب الجوزاء لمدة 5 سنوات بين عامي 1998 و 2003 بواسطة مطياف التصوير الفضائي الملحق ب تلسكوب هابل الفضائي ووجدوا أن فقاقيع غاز تظهر على أحد أطراف النجم وتهبط على طرف آخر.

انظر أيضا[عدل]

المراجع[عدل]

[1][7][8][9][13][34][35][24][25][26][36][37][38][39][40][41][42]

  1. أ ب ت van Leeuwen, F (November 2007). "Hipparcos, the New Reduction". Astronomy and Astrophysics. فيزير  [لغات أخرى]: Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: location (link)
  2. ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 0067-0049). 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. أ ب ت Nicolet, B. (1978). "Catalogue of Homogeneous Data in the UBV Photoelectric Photometric System". Astronomy & Astrophysics. 34: 1–49. Bibcode:1978A&AS...34....1N. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. أ ب Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ^ Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  6. ^ Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. (2005). "Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters". Astronomy and Astrophysics. 430: 165. Bibcode:2005A&A...430..165F. doi:10.1051/0004-6361:20041272. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  7. أ ب ت ث ج Harper, Graham M.; Brown, Alexander; Guinan, Edward F. (April 2008). "A New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications" (PDF). The Astronomical Journal. 135 (4): 1430–40. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430. مؤرشف من الأصل (PDF) في 15 يوليو 2011. اطلع عليه بتاريخ 10 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link)
  8. أ ب ت Neilson, H. R.; Lester, J. B.; Haubois, X. (December 2011). "Weighing Betelgeuse: Measuring the Mass of α Orionis from Stellar Limb-darkening" (PDF). Astronomical Society of the Pacific. 9th Pacific Rim Conference on Stellar Astrophysics. Proceedings of a conference held at Lijiang, China in 14–20 April 2011. ASP Conference Series, Vol. 451: 117. arXiv:1109.4562. Bibcode:2010ASPC..425..103L. مؤرشف من الأصل (PDF) في 16 أكتوبر 2019. اطلع عليه بتاريخ 09 سبتمبر 2012. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link)
  9. أ ب ت ث Smith, Nathan; Hinkle, Kenneth H.; Ryde, Nils (March 2009). "Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova Progenitors: Spatially Resolved 4.6 μm CO Emission Around VY CMa and Betelgeuse" (PDF). The Astronomical Journal. 137 (3): 3558–3573. arXiv:0811.3037. Bibcode:2009AJ....137.3558S. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3558. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 يناير 2020. اطلع عليه بتاريخ 09 سبتمبر 2012. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link)
  10. ^ Lobel, Alex; Dupree, Andrea K. (2000). "Modeling the Variable Chromosphere of α Orionis" (PDF). The Astrophysical Journal. 545 (1): 454–74. Bibcode:2000ApJ...545..454L. doi:10.1086/317784. مؤرشف من الأصل (PDF) في 15 يوليو 2011. اطلع عليه بتاريخ 10 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link)
  11. ^ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). "The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought". The Astrophysical Journal. 628 (2): 973. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  12. ^ Ramírez, Solange V.; Sellgren, K.; Carr, John S.; Balachandran, Suchitra C.; et al. (July 2000). "Stellar Iron Abundances at the Galactic Center" (PDF). The Astrophysical Journal. 537 (1): 205–20. arXiv:astro-ph/0002062. Bibcode:2000ApJ...537..205R. doi:10.1086/309022. مؤرشف من الأصل (PDF) في 15 يوليو 2011. اطلع عليه بتاريخ 09 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  13. أ ب Kervella, P.; Verhoelst, T.; Ridgway, S. T.; Perrin, G.; Lacour, S.; et al. (September 2009). "The Close Circumstellar Environment of Betelgeuse. Adaptive Optics Spectro-imaging in the Near-IR with VLT/NACO" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 504 (1): 115–25. arXiv:0907.1843. Bibcode:2009A&A...504..115K. doi:10.1051/0004-6361/200912521. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 يناير 2020. اطلع عليه بتاريخ 10 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  14. ^ Dolan, Michelle M.; Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P. (2016). "Evolutionary Tracks for Betelgeuse". The Astrophysical Journal. 819: 7. arXiv:1406.3143v2. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ^ "IAU Catalog of Star Names". جامعة روتشستر. IAU Division C Working Group on Star Names (WGSN). مؤرشف من الأصل في 18 مارس 2020. اطلع عليه بتاريخ 28 يوليو 2016. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  16. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). مؤرشف من الأصل (PDF) في 17 أبريل 2018. اطلع عليه بتاريخ 28 يوليو 2016. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  17. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". مؤرشف من الأصل في 20 فبراير 2020. اطلع عليه بتاريخ 22 مايو 2016. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  18. ^ Simpson, J.; Weiner, E., المحررون (1989). "Betelgeuse". Oxford English Dictionary (الطبعة 2nd). Oxford: Clarendon Press. صفحة 130. ISBN 978-0-19-861186-8. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  19. ^ Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star Names: Their Lore and Meaning (الطبعة rep.). New York, NY: Dover Publications Inc. صفحات 310–12. ISBN 978-0-486-21079-7. مؤرشف من الأصل في 21 مارس 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  20. ^ Stella lucida in umero dextro, quae ad rubedinem vergit. "Bright star in right shoulder, which inclines to ruddiness."
  21. ^ Levesque, E. M. (June 2010). The Physical Properties of Red Supergiants. Hot and Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution ASP Conference Series. Astronomical Society of the Pacific. 425. صفحة 103. arXiv:0911.4720. Bibcode:2010ASPC..425..103L. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  22. ^ Brück, H. A. (11–15 July 1978). M. F. McCarthy; A. G. D. Philip; G. V. Coyne (المحررون). P. Angelo Secchi, S. J. 1818–1878. Spectral Classification of the Future, Proceedings of the IAU Colloq. 47. Vatican City (نشر 1979). صفحات 7–20. Bibcode:1979RA......9....7B. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  23. ^ Reed Business Information (22 October 1981). "Ancient Chinese Suggest Betelgeuse is a Young Star". New Scientist. 92 (1276): 238. مؤرشف من الأصل في 21 مارس 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  24. أ ب Betelgeuse could explode as a supernova » Radio Podcasts | Earth & Sky نسخة محفوظة 03 أغسطس 2009 على موقع واي باك مشين.
  25. أ ب C. H. Townes, E. H. Wishnow, D. D. S. Hale, B. Walp (2009), "A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse" (in German), The Astrophysical Journal 697: pp. L127–L128, doi:10.1088/0004-637X/697/2/L127
  26. أ ب Buscher, D. F.; Baldwin, J. E.; Warner, P. J.; Haniff, C. A.; Baldwin; Warner; Haniff (1990). "Detection of a bright feature on the surface of Betelgeuse" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 245: 7. Bibcode:1990MNRAS.245P...7B. مؤرشف من الأصل (PDF) في 24 مارس 2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link)
  27. أ ب ت Schwarzschild, Martin (1975). "On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants". Astrophysical Journal, (PDF)|format= بحاجة لـ |url= (مساعدة). 195 (1): pp. 137–44. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: extra punctuation (link) صيانة CS1: نص إضافي (link)
  28. ^ Freytag, B.; Steffen, M.; Dorch, B. (2002). "Spots on the surface of Betelgeuse – Results from new 3D stellar convection models". Astronomische Nachrichten,. 323 (3/4): pp. 213–19. Bibcode:2002AN....323..213F. doi:10.1002/1521-3994(200208)323:3/4<213::AID-ASNA213>3.0.CO;2-H. اطلع عليه بتاريخ 26 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: extra punctuation (link) صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link) صيانة CS1: نص إضافي (link)
  29. ^ Leighton, Robert B. (1964). "Transport of Magnetic Fields on the Sun". Astrophysical Journal, (PDF)|format= بحاجة لـ |url= (مساعدة). 140: pp. 1547. Bibcode:1964ApJ...140.1547L. doi:10.1086/148058. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: extra punctuation (link) صيانة CS1: نص إضافي (link)
  30. ^ Dupree, Andrea K.; Gilliland, Ronald L. (1995). "HST Direct Image of Betelgeuse". Bulletin of the American Astronomical Society,. 27: pp. 1328. Bibcode:1995AAS...187.3201D. Such a major single feature is distinctly different from scattered smaller regions of activity typically found on the Sun although the strong ultraviolet flux enhancement is characteristic of stellar magnetic activity. This inhomogeneity may be caused by a large scale convection cell or result from global pulsations and shock structures that heat the chromosphere." الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); |access-date= بحاجة لـ |url= (مساعدة)CS1 maint: extra punctuation (link) صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link) صيانة CS1: نص إضافي (link)
  31. ^ Wilson, R. W.; Dhillon, V. S.; Haniff, C. A. (1997). "The changing face of Betelgeuse". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (4): 819. Bibcode:1997MNRAS.291..819W. doi:10.1093/mnras/291.4.819. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  32. ^ SolStation. "Betelgeuse; Release No.: 04-03". Sol Company. مؤرشف من الأصل في 20 ديسمبر 2016. اطلع عليه بتاريخ 20 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  33. ^ Aguilar, David; Pulliam, Christine; Lobel, A. (2004). "Storms Of Hot And Cold Gas Rage In Betelgeuse's Turbulent Atmosphere". Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. مؤرشف من الأصل في 3 مايو 2019. اطلع عليه بتاريخ 27 يوليو 2010. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: extra punctuation (link) صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفون (link)
  34. ^ Betelgeuse / Alpha Orionis نسخة محفوظة 07 سبتمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
  35. ^ Graham M. Harper, Alexander Brown, Edward F. Guinan (2008), "A New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications" (in German), Astronomical Journal 135: pp. 1430–1440, doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430
  36. ^ "en:Daijirin" ISBN 4-385-13902-4, S. 2327.
  37. ^ Hipparcos-Datenblatt bei VizieR نسخة محفوظة 04 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
  38. ^ Beteigeuze Jürgen Kummer, abgerufen am 25. September 2008 نسخة محفوظة 24 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
  39. ^ Paul Kunitzschm, Tim Smart (2006) (in German), A Dictionary of Modern Star Names, Cambridge, Mass.: Sky Publishing, pp. 45, ISBN 978-1-931559-44-7
  40. ^ en:Hōei Nojiri "Shin seiza jyunrei" ISBN 978-4-12-204128-8, S. 19.
  41. ^ SIMBAD-Datenbank نسخة محفوظة 02 مايو 2019 على موقع واي باك مشين.
  42. ^ H. Uitenbroek, A. K. Dupree, R. L. Gilliland (1998), [HTML "Spatially Resolved Hubble Space Telescope Spectra of the Chromosphere of α Orionis"] (in German), Astronomical Journal 116: pp. 2501–2512, doi:10.1086/300596, HTML. استرجع 2009-06-12 نسخة محفوظة 5 يوليو 2020 على موقع واي باك مشين.

وصلات الخارجية[عدل]