Zobrazení zdroje stránky Betelgeuze

{{Infobox - hvězda
  | obrázek = Sphere’s view of betelgeuse in december 2019 - eso2003a.tif
  | popisek = Betelgeuse na snímku pořízeném systémem SPECTRE soustavy [[Very Large Telescope]] na [[Cerro Paranal]] v [[Chile]] v prosinci 2019
  | mapa = {{LocMap
 |100x100
 |AlternativeMap = Orion constellation map.svg
 |caption =
 |width = 250
 |lat = 69.9
 |long = 44.6
 |mark = Cercle rouge 100%.svg 
 |marksize = 15
 |float = center
}}
  | popisek mapy = Poloha Betelgeuze v&nbsp;souhvězdí Orionu (v&nbsp;červeném kroužku)
  | název = Betelgeuse
  | ekvin = J2000,0
  | ra = 05<sup>h</sup>55<sup>m</sup>10,3<sup>s</sup>
  | dec = +07° 24' 25"
  | appmag_v = 0,58
  | con_cz = Orion
  | con_lt = Orion
  | dist_ly = 548&nbsp;±&nbsp;50 <ref name="harper001">{{Citace periodika
 | příjmení = Harper
 | jméno = Graham M.
 | příjmení2 = Brown
 | jméno2 = Alexander
 | příjmení3 = Guinan2
 | jméno3 = Edward F.
 | svazek = 135
 | strany = 1430
 | vydání = 4
 | titul = A New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | datum vydání = 2008-03-10
 | datum přístupu = 2010-07-10
 | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/135/4/1430/pdf/aj_135_4_1430.pdf
 | formát = PDF
 | bibcode = 2008AJ....135.1430H
 | doi = 10.1088/0004-6256/135/4/1430
 | jazyk = angličtina
}}</ref>
  | u-b = 2,11
  | b-v = 1,85
  | v-r = 1,59
  | r-i = 1,28
  | absmag_v = −5,14
  | par = 7,63 ± 1,64
  | rad_r = +21,91 km/s
  | var = SR c ([[polopravidelná proměnná hvězda|polopravidelná]])
  | spektrum = M2Iab
  | stáří = 8-8.5 milionu let
  | lum_v = 90&nbsp;000 – 150&nbsp;000
  | teplota = ~3500
  | hmot_kg = 
  | hmot_msol = 7,7 – 20
  | rad_km = 
  | rad_rsol = 950 – 1200
  | p_rot = 
  | p_osc = 
  | BD = +07° 1055
  | GC = 7451
  | HD = 39801
  | HR = 2061
  | SAO = 113271
  | HIP = 27989
  | TYC = 129-1873-1
  | Flamst = 58
  | con_zkr = Ori
  | Bayer = α
  | synonyma = Betelgeux, Beteigeux, FK5&nbsp;224, ADS&nbsp;4506&nbsp;P, IRAS&nbsp;05524+0723, PPM&nbsp;149643, YZ&nbsp;7&nbsp;2503
  | SIMBAD = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+39801
}}
'''Betelgeuze''' (ofic. {{vjazyce2|en|'''Betelgeuse'''}}),<ref>{{Citace elektronického periodika
 | titul = IAU standardizovala názvy hvězd
 | periodikum = astro.cz
 | vydavatel = Česká astronomická společnost
 | datum_vydání = 2016-02-12
 | url = https://www.astro.cz/clanky/hvezdy/iau-standardizovala-nazvy-hvezd.html
 | datum_přístupu = 2024-07-17
}}</ref>
'''α Orionis''', [[Latina|latinizováno]] '''Alpha Orionis''' (zkráceně '''Alpha Ori''' nebo '''α Ori''') je po [[Rigel]]u (beta Ori) druhá nejjasnější [[hvězda]] v&nbsp;[[souhvězdí]] [[Souhvězdí Orionu|Orionu]]. Pouhým okem je rozeznatelná i&nbsp;její oranžovo-červená barva. [[Hvězdná velikost|Zdánlivá jasnost]] se časem mění – kolísá v&nbsp;rozmezí 0,3 až 1,3 [[Hvězdná velikost|mag]] (průměr 0,58<ref name="bright7">{{Citace monografie|titul=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars|url=https://archive.org/details/brighteststarsdi00scha| jméno= Fred|příjmení= SCHAAF| vydavatel=John Wiley & Sons, Incorporated| místo=Wenheim, Germany| rok= 2008| strany=[https://archive.org/details/brighteststarsdi00scha/page/n289 288]| isbn = 978-0-471-70410-2}}</ref> (Budeme-li brát v&nbsp;úvahu tento průměr, je Betelgeuze nejjasnější hvězdou z&nbsp;těch, které nejsou nejjasnější ve svém souhvězdí.){{#tag:ref|Vzhledem k tomu, že je Betelgeuze proměnná hvězda, může být považována v závislosti na periodě za sedmou až osmnáctou nejjasnější hvězdu na obloze; její zdánlivá velikost se totiž mění v rozmezí hodnot 0,2 (přibližně stejná velikost jakou má Rigel - 0,12 a o něco menší než u Procyonu - 0,34) až 1,2 (méně než má [[Deneb]] - 1,25 a více než [[Fomalhaut]] - 1,16). Astronomická komunita má sklon považovat zdánlivou velikost za 0,58 v průměru, což je důvod, proč je hvězda zaznamenaná jako desátá nejjasnější hvězda viditelná pouhým okem. Některé zdroje však uvažují jasnější průměr a to 0,4, či nižší - 0,7, ve srovnání se „standardem“.<ref name="bright2" />|group="P"}}), jedná se totiž o&nbsp;[[polopravidelná proměnná hvězda|polopravidelnou proměnnou hvězdu]]. Je jedním z&nbsp;vrcholů [[asterismus (astronomie)|asterismu]] [[Zimní trojúhelník]] spolu se [[Sirius|Siriem]] (alfa&nbsp;CMa) a [[Prokyon]]em (alfa&nbsp;CMi).<ref>{{Citace elektronické monografie | titul = The Winter Triangle | url = http://souledout.org/nightsky/wintertriangle/wintertriangle.html | datum přístupu = 2009-01-31 | jazyk = angličtina}}</ref>

Betelgeuse je [[červený veleobr]] [[spektrální klasifikace|spektrální třídy]] [[Spektrální klasifikace#Třída M|M]]<nowiki>1-2</nowiki>[[veleobr|I]]<nowiki>ab</nowiki>, nachází se již v&nbsp;tedy poměrně pokročilé fázi svého vývoje. Vykazuje polopravidelnou proměnnost s&nbsp;periodou asi 2 300 dní<ref name="mat1">{{Citace monografie|titul=Observing Variable Stars|url=https://archive.org/details/observingvariabl00levy_797| jméno= David H.| příjmení= LEVY|jméno2=Janet A.| příjmení2=Mattei| vydavatel=Cambridge University Press| místo= Cambridge| rok= 1998| strany=[https://archive.org/details/observingvariabl00levy_797/page/n89 61]| isbn = 0-521-62755-9}}</ref> (cca 5,8 let). Vzdálenost od [[Země]] byla odhadnuta před několika lety na 427 [[Světelný rok|ly]],<ref name="catas1">{{Citace monografie
  | titul=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe
  | url=https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee
  | autor=Wheeler, J. Craig
  | vydavatel=Cambridge University Press
  | místo=Cambridge, UK
  | rok=2007
  | edice=2.
  | isbn=0-521-85714-7
  | strany=[https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee/page/115 115]|jazyk=angličtina}}</ref> nedávno zopakovaná měření [[Paralaxa (astronomie)|paralaxy]] však podala vyšší hodnoty v&nbsp;rozmezí přibližně od 600 do 640, nejnovější měření z října 2020 nám ale říkají, že je od nás Betelgeuse vzdálen 548 ly (některé starší prameny hovoří až o&nbsp;téměř dvojnásobné vzdálenosti). Hvězda je tedy naším nejbližším červeným veleobrem.

Pozemní měření [[Úhlová velikost|úhlového průměru]] naznačují, že je Betelgeuse se svými enormními rozměry jednou z&nbsp;největších zdokumentovaných hvězd.<ref name="wilson.">{{Citace periodika| titul = High-resolution imaging of Betelgeuse and Mira| autor= R. W.Wilson, J. E. Baldwin, D. F. Buscher, P. J. Warner| periodikum = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| id= ISSN 0035-8711| svazek=257| číslo= 3| datum vydání = 01-08-1992| strany = 369–376| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1992MNRAS.257..369W | datum přístupu=31-01-2009 | jazyk = angličtina}}</ref> Odhadovaný průměr činí cca 1 miliardu km (5 [[Astronomická jednotka|AU]],<ref name="uiuc" /> tj. 750 slunečních poloměrů). Pokud by byla umístěna do středu sluneční soustavy, vnější okraj by zasahoval téměř až k&nbsp;[[Oběžná dráha|oběžné dráze]] [[Jupiter (planeta)|Jupitera]].

Díky své obrovské sálavé ploše je Betelgeuse až 135&nbsp;000× [[Svítivost|svítivější]]<ref name="uiuc" /> než naše hvězda, což ji činí jednu z&nbsp;nejjasnějších známých hvězd vůbec.<ref name="solstation">{{Citace elektronické monografie| titul= Betelgeuse | vydavatel=SolStation | url=http://www.solstation.com/x-objects/betelgeuse.htm |datum přístupu=11-11-2005 | jazyk = angličtina}}</ref> Tato světelnost nemůže být způsobena jen velkou plochou, a proto se [[astronom]]ové domnívají, že krom toho disponuje hvězda vysokou [[hmotnost]]í (přibližně 15 až 20násobek hmotnosti sluneční<ref name="uiuc">{{Citace elektronické monografie |url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/betelgeuse.html |titul=Betelgeuse (Alpha Orionis) |autor=Jim Kaler |datum přístupu=9-10-2008 |jazyk=angličtina |url archivu=https://web.archive.org/web/20081216023607/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/betelgeuse.html |datum archivace=16-12-2008 |nedostupné=ano }}</ref>). Kvůli tomu je dost dobře možné, že ukončí svůj život v&nbsp;podobě [[Supernova|supernovy]].<ref name="solstation" />

Betelgeuse je v&nbsp;porovnání s&nbsp;ostatními hvězdami v&nbsp;Orionu dost starý objekt (většina z&nbsp;nich je mnohem mladší), vzhledem k&nbsp;ostatním mimo souhvězdí je ale velice mladý. S&nbsp;největší pravděpodobností již vyčerpala [[vodík]] ve svém jádře a v&nbsp;současné době tedy získává energii z&nbsp;[[Termonukleární fúze|termonukleární reakce]] [[Helium|helia]] na [[uhlík]] a [[kyslík]]. V&nbsp;[[Hertzsprungův–Russellův diagram|Hertzsprungově–Russelově diagramu]] se posunula z&nbsp;[[Hlavní posloupnost|hvězdy hlavní posloupnosti]] vlivem zvětšení a ochlazení na červeného veleobra. Patří též k&nbsp;jedné z&nbsp;mála hvězd, kterou se podařilo vyfotografovat pozemními i&nbsp;vesmírnými [[dalekohled]]y jako disk, ne jen jako jasnou skvrnu.<ref name="img">{{Citace periodika|autor=L. Ronald Gilliland |spoluautoři = A. K. Dupree |titul= First Image of the Surface of a Star with the Hubble Space Telescope|periodikum= The Astrophysical Journal Letters| svazek= 463| strany= L29 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1996ApJ...463L..29G | jazyk = angličtina}}</ref> Má také ze souhvězdí největší [[vlastní pohyb]].

Některá experimentální pozorování prováděná v&nbsp;první polovině osmdesátých let minulého století naznačují, že je Betelgeuze vícenásobný systém složený nejméně ze tří složek.<ref name="Karovska1985">{{Citace elektronického periodika | url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1985BAAS...17..598K|titul= On a Possible Close Companion to αOri| autor= M. Karovska | spoluautoři= R.W. Noyes, F. Roddier, P. Nisenson, R. V. Stachnik|periodikum= Bulletin of the American Astronomical Society| svazek= 17| strany= 598 | rok=1985| datum přístupu= 1-02-2009 | jazyk = angličtina}}</ref><ref name="Karovska1986">{{Citace periodika | url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1986ApJ...308..260K| titul= On the alpha Orionis triple system|autor = M. Karovska | spoluautoři= P.Nisenson, R. Noyes | periodikum=The Astrophysical Journal Letters| id= ISSN 0004-637X| svazek= 308| data = 01-09-1986| strany= 260–269|datum přístupu= 1-02-2009}}</ref> Ovšem ani další pozorování tuto možnost bezpečně nepotvrdila.<ref name="bright5">Schaaf, str. 181</ref>

Jméno Betelgeuze pochází z&nbsp;arabského يد الجوزاء - ''Jad al-Džauzā'' („ruka obrova“),<ref>Levy, Mattei, str.60</ref><ref name="bright1">Schaaf, str. 174</ref> po zkomolení a následném překladu ve středověku بد الجوزاء ''- Bad al-Džauzā'' (vhodněji ابط الجوزاء - ''Ibţ al-Džauzā''), což dnes znamená „podpaží“ nebo „rameno obra“.<ref name="star_names">{{Citace monografie |autor=Paul Kunitzsch; Tim Smart |rok=2006|titul=A Dictionary of Modern Star Names |url=https://archive.org/details/dictionaryofmode0000kuni |strany=[https://archive.org/details/dictionaryofmode0000kuni/page/45 45]| vydavatel=Sky Publishing| místo=Cambridge, MA | isbn = 978-1-931559-44-7}}</ref>

== Vlastnosti ==
[[Soubor:Betelgeuse Plume eso0927d.jpg|náhled|vpravo|250px|Umělecké ztvárnění od [[Evropská jižní observatoř|ESO]] zobrazující Betelgeuze s&nbsp;obrovským oblakem plynu o&nbsp;přibližné velikosti naší sluneční soustavy, který byl vymrštěn z&nbsp;povrchu, a gigantickými bublinami vařícími se na jejím povrchu.]]

=== Velikost ===
Betelgeuze patří mezi první hvězdy, jejichž průměr se měřil pomocí [[interference|interferometrické]] techniky, jako je kupříkladu [[skvrnková interferometrie]] či [[aperturní maskovací interferometrie]]. Ta pomohla určit zdánlivý [[Úhlová velikost|úhlový průměr]] ve viditelném spektru na 59,2 mas (milliarcsecond = tisícina [[Vteřina|úhlové vteřiny]]) a 54,7 ± 0,3 mas ve spektru [[Infračervené záření|infračerveném]].<ref name="diameter">{{Citace periodika | autor=J. Weiner ''a další'' | titul=Precision Measurements of the Diameters of α Orionis and ο Ceti at 11 Microns | periodikum=The Astrophysical Journal Letters | rok=2000 | svazek=544 | vydání=2 | strany=1097–1100 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0004-637X/544/2/1097 | datum přístupu=18-06-2009 | doi=10.1086/317264 | jazyk=angličtina }}{{Nedostupný zdroj}}</ref> Tento rozdíl o&nbsp;téměř pět tisícin [[Vteřina|obloukové vteřiny]] je způsoben tím, že infračervené pozorování nebere v&nbsp;úvahu světelný přírůstek způsobený [[horká skvrna|horkými skvrnami]], které jsou na těchto vlnových délkách méně patrné a výrazně snižují účinky [[okrajové ztemnění|okrajového ztemnění]].<ref name="diameter" /> Jak je u&nbsp;červených veleobrů obvyklé, hvězda nemá přesně vymezený okraj kvůli optickým [[Světelná emise|emisím]], které se od středu směrem ven pozvolna zmenšují a s&nbsp;nimi se mění i&nbsp;jejich [[barva]], což razantně ztěžuje přesné určení velikosti hvězdy.<ref group="P">Ve skutečnosti se plyn s rostoucí vzdáleností od fotosféry vytrácí.</ref><ref name="diameter" /> Z&nbsp;pohledu Země má Betelgeuze díky své velikosti a blízkosti třetí největší úhlový průměr, větší mají již jen hvězdy Slunce a [[R Doradus]].<ref name="bright6">Schaaf, str. 180</ref> Dále bylo zjištěno, že je tento průměr proměnný. Mezi roky [[1993]] a [[2009]] se totiž zmenšil o&nbsp;více než 15 procent (viz dále).

[[Soubor:Betelgeuse viewed from 8au.jpg|náhled|vpravo|250px|Počítačové vyobrazení Betelgeuze ze vzdálenosti 8 AU.]]
[[Soubor:Sun from 8au.jpg|náhled|250px|vpravo|Pro srovnání: takto vypadá ze stejné vzdálenosti naše Slunce.]]

V&nbsp;kombinaci se vzdáleností hvězdy, která se v&nbsp;současné době odhaduje na cca 640 [[Světelný rok|světelných let]],<ref name="harper2008">Harper, str. 1430–1440</ref> lze s&nbsp;určitou přesností získat její skutečný [[poloměr]]. Ten se tak pohybuje se v&nbsp;rozmezí 990 – 1000násobku slunečního, což odpovídá zhruba 4,6 AU<ref name="uiuc" /> a dělá tak Betelgeuze jednou z&nbsp;největších hvězd: postavíme-li ji namísto Slunce, povrch by sahal k&nbsp;[[Hlavní pás|meteorickému pásu]] mezi [[Mars (planeta)|Marsem]] a Jupiterem.<ref name="solstation" />

=== Jas ===
Značná velikost je také částečnou příčinou vysokého jasu hvězdy, který se rovná 9400násobku [[Zářivý výkon|světelného zářivého výkonu]] Slunce. Zkombinujeme-li tuto hodnotu se vzdáleností, dostaneme absolutní magnitudu rovnou -5,14.<ref name="solstation" /> Pokud však vezmeme v&nbsp;úvahu emise na dalších vlnových délkách [[Elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]] včetně infračerveného, hvězda dosáhne mnohem vyššího jasu – více než 135 000násobného a dostává se tak mezi jedny z&nbsp;nejzářivějších hvězd.<ref name="solstation" /> Důvodem pro toto ohromné množství infračerveného záření spočívá v&nbsp;nízké povrchové [[Teplota|teplotě]] (asi 3 500 K), která v&nbsp;souladu s&nbsp;[[Wienův posunovací zákon|Wienovým zákonem]] způsobuje, že hlavní složka záření je umístěna v&nbsp;infračervené oblasti a pouze 13 % energie se vypouští ve formě viditelného [[Světlo|světla]].<ref name="solstation" /><ref name="bright5" /> Pokud by lidské oko bylo citlivé na všechny vlnové délky elektromagnetického spektra, byla by Betelgeuze nejjasnější hvězdou na obloze, srovnatelnou s&nbsp;[[Venuše (planeta)|Venuší]] (-4,6<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |titul = Venus Fact Sheet | vydavatel = NASA |autor= David R. Williams |datum vydání = 15-04-2005 |datum přístupu = 12-10-2007 |jazyk=angličtina}}</ref>).<ref name="bright5" />

=== Hmotnost ===
Velká sálavá plocha není však dostačující k&nbsp;vysvětlení takové světelnosti, a proto se odhaduje, že má hvězda poměrně vysokou [[hmotnost]], kterou se pomocí počítačových simulací podařilo určit na 15 – 20násobek hmotnosti Slunce.<ref name="catas1" /><ref name="kaler">{{Citace monografie| titul= The hundred greatest stars | url= https://archive.org/details/hundredgreatests00unse |autor= James B. Kaler | místo= New York| vydavatel= Springer| rok= 2002 | isbn = 0-387-95436-8|jazyk=angličtina}}</ref> Nejistota těchto údajů je ale nadále poměrně vysoká a někteří astronomové nevylučují ani možnost, že hvězda disponuje hmotností pouze 10 – 12násobnou.<ref name="kaler" />

=== Hustota ===
[[Hustota]], coby podíl hmotnosti a [[objem]]u, je u&nbsp;této hvězdy velice nízká: objem je více než 160milionkrát větší než u&nbsp;Slunce a poměr zmíněných veličin dává průměrnou hustotu 2-9×10<sup>−8</sup>krát menší než u&nbsp;naší hvězdy<ref name="aavso">{{Citace elektronické monografie|url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml|titul=AAVSO Variable Star of the Month. December, 2000: Alpha Orionis|datum přístupu=29-01-2009|jazyk=angličtina|url archivu=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml|datum archivace=12-07-2006|nedostupné=ano}}</ref> a dokonce nižší, než kterou má nejlepší vakuum dosažené na Zemi.<ref name="bright6" /> Díky této vlastnosti bývá Betelgeuze často nazývána „rozpáleným vakuem“. Nízká hustota je společným rysem všech červených veleobrů.<ref>{{Citace monografie| autor= AA.VV.| titul= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| místo= Novara| vydavatel= De Agostini| rok= 2002|jazyk=italština}}</ref>

== Struktura ==

=== Fotosféra a magnetické pole ===
Betelgeuze patří mezi první hvězdy (s&nbsp;výjimkou Slunce), u&nbsp;nichž byla [[fotosféra]] (tj. viditelný povrch) pozorována pomocí dalekohledu s&nbsp;[[aktivní optika|aktivní optikou]].<ref name="uiuc" /> Objev byl učiněn v&nbsp;několika fázích pomocí sledovacích akcí na Zemi, [[Hubbleův vesmírný dalekohled|HST]] a [[Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope|COAST]] s&nbsp;vysokou rozlišovací schopností.<ref name="burns">{{Citace monografie | autor=D. Burns ''a další'' | titul=The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse | vydavatel= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | rok=1997 | svazek=290 | číslo=1 | strany=L11–L16 | datum přístupu=21-06-2007 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997MNRAS.290L..11B%26db_key=AST |jazyk=angličtina}}</ref>

Fotosféra Betelgeuze má velice silné [[okrajové ztemnění]] spojené s&nbsp;poněkud asymetrickými nepravidelnostmi. Ty jsou přičítány přítomností tzv. horkých skvrn – oblastí s&nbsp;mnohem vyšší teplotou (o&nbsp;více než 2 000 K<ref name="bright4" /><ref name="radio" />) vzhledem k&nbsp;okolí. Dle odhadů jsou vytvářeny obřími [[konvekční buňka|konvektivními buňkami]] na rovnoměrném povrchu.<ref name="burns" /> Spektroskopická pozorování ukazují rozdíly v&nbsp;rychlosti a teplotě buněk v&nbsp;průběhu přibližně 400 dní. Nastiňují systematické, ale chaotické, vzestupné a sestupné pohyby materiálu uvnitř fotosféry.<ref name="gray">{{Citace periodika | titul = Mass Motions in the Photosphere of Betelgeuse| autor= David F. Gray | periodikum= The Astronomical Journal| svazek = 135| číslo= 4| strany= 1450–1458| měsíc= duben| rok=2008| doi= 10.1088/0004-6256/135/4/1450| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....135.1450G| datum přístupu= 03-02-2009|jazyk=angličtina}}</ref> Nejpravděpodobnější vysvětlení těchto změn spočívá v&nbsp;krátkodobých výkyvech, které provázejí vznik nových konvektivních buněk na povrchu obří hvězdy.<ref name="gray" /> Původ těchto buněk lze nalézt v&nbsp;přítomnosti [[Magnetické pole|magnetického pole]]. Předpokládá se, že je toto pole generováno malým lokálním dynamem podle všeho podobným [[Sluneční dynamo|dynamu slunečnímu]].<ref>{{Citace sborníku | autor= S. B. F. Dorch, B. Freytag | datum vydání= 17-21-2002 | titul= Does Betelgeuse Have a Magnetic Field? | konference= Modelling of Stellar Atmospheres, Poster Contributions | vydavatel= Proceedings of the 210th Symposium of the International Astronomical Union held | korporace= N. Piskunov, W. W. Weiss, D. F. Gray; Uppsala University | místo= Uppsala, Svezia| strany= p.A12| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..210P.A12D | datum přístupu=7-02-2009|jazyk=angličtina}}</ref>

[[Soubor:Star-sizes.jpg|vlevo|náhled|250px|Betelgeuze v&nbsp;porovnání s&nbsp;ostatními hvězdami: [[Sirius]] (panel 4) je nejjasnější hvězda noční oblohy, ale vzhledem k Betelgeuze (panel 5) je maličká. Obě dvě hvězdy procházejí noční oblohou ve stejné roční období.]]

V&nbsp;roce [[2002]] začali astronomové na základě počítačových simulací spekulovat o&nbsp;tom, že by mohla Betelgeuze vykazovat magnetické aktivity v&nbsp;okolním prostředí, což je faktor, kdy i&nbsp;středně silné pole může mít významný vliv na [[kosmický prach|hvězdný prach]], vítr a vlastnosti související se ztrátou hmotnosti.<ref name="DORCH">{{Citace periodika
 | titul=Magnetic activity in late-type giant stars: Numerical MHD simulations of non-linear dynamo action in Betelgeuse
 | autor=Dorch, S. B. F.
 | periodikum=Astronomy and Astrophysics
 | svazek= 423
 | vydání=3
 | strany=1101–07
 | rok=2004
 | měsíc=září
 | url=http://www.astro.ku.dk/~dorch/paper/copies/Dorch2004.pdf
 | doi=10.1051/0004-6361:20040435
 | bibcode=2004A&A...423.1101D|arxiv = astro-ph/0403321|jazyk=angličtina}}</ref> Série spektropolarimetrických pozorování získaných v&nbsp;roce [[2010]] dalekohledem [[Bernard Lyot]] na observatoři [[Pic du Midi]] odhalily přítomnost slabého magnetického pole na povrchu Betelgeuze, což naznačuje, že obří konvektivní pohyby veleobra jsou schopny vyvolat malé lokální dynamo.<ref name="A&A516">{{Citace periodika
 | titul=The magnetic field of Betelgeuse : a local dynamo from giant convection cells?
 | autor=Aurière, M|spoluautoři= Donati, J.-F.; Konstantinova-Antova, R.; Perrin, G. ;Petit, P.; Roudier, T.
 | periodikum=Astronomy & Astrophysics
 | rok=2010
 | měsíc=červen–červenec
 | svazek=516
 | strany=L2
 | arxiv=1005.4845
 | bibcode=2010A&A...516L...2A
 | doi=10.1051/0004-6361/201014925|jazyk=angličtina
}}</ref>

=== Atmosféra a metalicita ===
[[Soubor:Sun diagram.svg|náhled|250px|Na obrázku je struktura [[Slunce]] s&nbsp;[[Fotosféra|fotosférickou]] [[Granulace (astronomie)|granulací]]:<br /> 1. [[Slunce#Jádro|Jádro]] <br /> 2. [[Slunce#Vrstva v zářivé rovnováze|Vrstva zářivé rovnováhy]]<br /> 3. [[Slunce#Konvektivní zóna|Konvektivní zóna]]<br /> 4. [[Fotosféra]]<br /> 5. [[Chromosféra]]<br /> 6. [[Koróna]]<br /> 7. [[Sluneční skvrna|Sluneční skvrny]]<br /> 8. [[Granulace (astronomie)|Granulace]]<br /> 9. [[Protuberance]] ]]

Nad fotosférou je obrovská [[atmosféra]], která od fotosféry sahá do vzdálenosti až desetinásobku poloměru hvězdy (více než 34 AU).<ref name="solstation" /><ref name="atmosph">{{Citace periodika| url = http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/551/2/1073/51800.text.html| periodikum = The Astrophysical Journal| svazek = 551| strany = 1073–1098| datum vydání = 20-04-2001| titul = A Spatially Resolved, Semiempirical Model for the Extended Atmosphere of α Orionis (M2 Iab)| autor = Graham M. Harper| spoluautoři = Alexander Brown, Jeremy Lim| datum přístupu = 6-02-2009| jazyk = angličtina}}{{Nedostupný zdroj}}</ref><ref>{{Citace periodika| url= http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2002/18/aa1634/aa1634.right.html| periodikum=Astronomy and Astrophysics| svazek=386| strany= 1009–1018 | rok= 2002| doi= 10.1051/0004-6361:20020363| titul= The outer atmosphere of the M-type supergiant α Orionis: K I 7699 Å emission | autor= B. Plez, D. L. Lambert|jazyk=angličtina | datum přístupu= 8-02-2009}}</ref> Byla zkoumána především prostřednictvím pozorování [[Very Large Array|VLA]] v&nbsp;délce rozhlasových vln 7&nbsp;mm. Pozorování prováděná v&nbsp;tomto pásmu ukázala, že se atmosféra skládá téměř výhradně z&nbsp;řídkého plynu,<ref name="solstation" /> který má teplotu rovnou teplotě fotosféry, s&nbsp;rostoucí vzdáleností od ní má však tendenci klesat.<ref name="radio">{{Citace elektronické monografie |url=http://www.ras.ucalgary.ca/SKA/science/node14.html |titul=Imaging the Surfaces of Stars - Red Giants and Supergiant Stars |datum přístupu=3-02-2009 |jazyk=angličtina |url archivu=https://web.archive.org/web/20120322120446/http://www.ras.ucalgary.ca/SKA/science/node14.html |datum archivace=22-03-2012 |nedostupné=ano }}</ref> Podobný trend byl potvrzen ultrafialovými pozorováními HST. Měření absorpční čáry [[Hα]] pak napovídá [[Astrofyzika|astrofyzikům]], že je [[chromosféra]] poměrně široká a v&nbsp;nepravidelných intervalech monstrózně expanduje a kontraktuje.<ref name="apj545">{{Citace periodika| autor=A. Lobel, A. K. Dupree | titul= Modeling the Variable Chromosphere of α Orionis | periodikum=The Astrophysical Journal | rok=2000 | svazek=545 | strany=454–474 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...545..454L|jazyk=angličtina | datum přístupu=18-06-2009 | doi = 10.1086/317784}}</ref>

Údaje, shromážděné pomocí přístroje [[AMBER]] umístěném na [[Very Large Telescope]] v&nbsp;[[Evropská jižní observatoř|Evropské jižní observatoři]] ([[Evropská jižní observatoř|ESO]]), umožnily identifikaci makroturbulencí a silných konvektivních přesunů plynu v&nbsp;různých oblastech atmosféry poblíž fotosféry, které vytvářejí bubliny plynu o&nbsp;velikostech srovnatelných se samotnou hvězdou.<ref name="ESO-VLT" /> Krom toho přístroj zobrazil rozsáhlý asymetrický obal, nazvaný [[MOLsféra]] (z&nbsp;angl. molecular sphere = molekulární oblast), který občas sahá od hvězdy až do vzdálenosti rovnající se 1,4 – 1,5násobku jejího poloměru.<ref>{{Citace periodika| titul= Spatially resolving the inhomogeneous structure of the dynamical atmosphere of Betelgeuse with VLTI/AMBER* | autor= K. Ohnaka |spoluautoři=K.-H. Hofmann1, M. Benisty, ''a další''| měsíc=červenec|rok=2009| periodikum=Astronomy and Astrophysics| url= http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/200912247&view=pdf | datum přístupu=4-08-2009| doi= 10.1051/0004-6361/200912247|jazyk=angličtina}}</ref> Uvnitř bylo zjištěno vysoké množství [[oxid uhelnatý|CO]] ([[oxid uhelnatý]]) a [[Kyanid draselný|CN]] ([[Kyanid draselný|kyanid]]), což posílilo výsledky spektroskopické analýzy, která odhalila přítomnost velkého množství uhlíku, dusíku a kyslíku, prvků endogenní povahy. Vznikly [[Termonukleární fúze|nukleární syntézou]] jako meziprodukt [[CNO cyklus|CNO cyklu]] (cyklus uhlík-dusík-kyslík) a postupně se přenesly na povrch prouděním z&nbsp;vnitřních vrstev hvězdy.<ref name="lambert84">{{Citace periodika| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...284..223L |titul= Carbon, nitrogen, and oxygen abundances in Betelgeuse| autor= D. L. Lambert|spoluautoři= J. A. Brown, K. M. Hinkle, H. R. Johnson| periodikum= The Astrophysical Journal| id= ISSN 0004-637X| svazek= 284| datum vydání= 01-09-1984| strany= 223–237|doi=10.1086/162401| datum přístupu= 8-02-2009|jazyk=angličtina}}</ref> Dále byla ještě objevena přítomnost tenké obálky z&nbsp;[[Vodní pára|vodní páry]], zjištěné na základě pozorování ve středním infračerveném pásmu (λ = 5-25&nbsp;µm).<ref name="ryde2006">{{Citace periodika| url= http://www.iop.org/EJ/abstract/0004-637X/637/2/1040| titul= Water Vapor on Betelgeuse as Revealed by TEXES High-Resolution 12 μm Spectra| autor= N. Ryde| spoluautoři= G. M. Harper, M. J. Richter, T. K. Greathouse, J. H. Lacy| rok= 2006| periodikum= The Astrophysical Journal| svazek= 637| strany= 1040–1055| doi= 10.1086/498420| datum přístupu= 8-02-2009| jazyk= angličtina}}{{Nedostupný zdroj}}</ref>

Sestavené fyzické modely ukazují, že má hvězda [[Metalicita|metalicitu]] (či množství prvků těžších než helium) podobnou Slunci.<ref name="lambert84" /><ref name="ryde2006" />

=== Hvězdný vítr a okolní mlhovina ===
Nyní obklopuje Betelgeuze rozsáhlý oblak prachu a plynu, který v&nbsp;minulosti sama vyvrhla. Prach je generován uvnitř MOLsféry,<ref name="BetVLT">{{Citace periodika| titul=The close circumstellar environment of Betelgeuse - Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR with VLT/NACO| autor= P. Kervella|spoluautoři= T.Verhoelst, S. T. Ridgway, ''a další'' | měsíc= červenec|rok= 2009|periodikum=Astronomy and Astrophysics| url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/200912521&view=pdf | datum přístupu=4-08-2009| doi= 10.1051/0004-6361/200912521|jazyk=angličtina}}</ref> kde je dostatečně nízká teplota (asi 1 500 K) ke slučování atomů v&nbsp;[[Molekula|molekuly]] a [[supramolekulární shluky]].<ref name="radio" /> Tlak záření v&nbsp;důsledku silného jasu hvězdy pak odnáší tato prachová zrna do okolního prostoru, což vede k&nbsp;pomalému (rychlost 17&nbsp;km/s) a velice prašnému [[Hvězdný vítr|hvězdnému větru]]. Jeho prostřednictvím ztrácí hvězda značně rychlým tempem svou hmotnost – asi 10<sup>−7</sup> až 10<sup>−6</sup> M<sub>☉</sub> ročně.<ref name="radio" />

[[Soubor:Betelgeuse VLT.jpg|náhled|250px|vlevo|Obraz Betelgeuze, získaný z&nbsp;údajů nashromážděných prostřednictvím [[Very Large Telescope|VLT]] ve viditelném a blízkém infračerveném záření; všimněte si namodralého sloupce materiálu, šířícího se od vrcholu atmosférické konvektivní buňky. ''ESO'']]

Snímky ve vysokém rozlišení, získané ve viditelném a blízkém infračerveném záření pomocí VLT adaptivní optiky [[NACO]] (NACO je zkratka pro adaptivní systém [[NAOS]] a infračervenou kameru a spektrograf [[CONICA (NACO)|CONICA]]), mají osvětlit mechanismy vedoucí ke ztrátě hmotnosti, společné všem červeným veleobrům.<ref name="ESO-VLT">{{Citace elektronické monografie|url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-27-09.html|titul=Sharpest views of Betelgeuse reveal how supergiant stars lose mass|autor=P. Kervella|spoluautoři=K. Ohnaka, O. Hainaut|datum vydání=29-07-2009|vydavatel=[[Evropská jižní observatoř|ESO]] 27/09 - Science Release|datum přístupu=4-08-2009|jazyk=angličtina|url archivu=https://web.archive.org/web/20090803221348/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-27-09.html|datum archivace=03-08-2009|nedostupné=ano}}</ref> Obrázky skutečně dokazují přítomnost velkého plynového oblaku, který začíná na jihozápadním kvadrantu povrchu Betelgeuze<ref name="ESO-VLT" /> a rozšiřuje se do okolního prostoru s&nbsp;téměř šestinásobným poloměrem hvězdy (což se rovná vzdálenosti mezi Sluncem a [[Neptun (planeta)|Neptunem]]).<ref name="solstation" /><ref name="ESO-VLT" /> Objevem tohoto vlečného proudu bylo odhaleno, že ke ztrátě hmoty nedochází rovnoměrně po celém jejím povrchu, ale z&nbsp;konkrétních oblastí, které se shodují s&nbsp;obřími konvektivními bublinami v&nbsp;atmosféře.<ref name="ESO-VLT" />

Větrem vystřelovaná hmota tvoří kolem veleobra řadu oparů prachových prstenců s&nbsp;poměrně složitou a nepravidelnou strukturou.<ref name="BetVLT" /> První částečný prstenec z&nbsp;prachu hvězdy se nachází ve vzdálenosti rovnající se trojnásobku jejího poloměru, ale významnější uspořádání bylo nalezeno ve vzdálenosti asi 650 AU.<ref name="kaler 2001">{{Citace monografie| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2001esec.book.....K&db_key=AST&high=3da354230f08372|titul= Extreme Stars: At the Edge of Creation| autor= James B. Kaler|vydavatel= Cambridge University Press| rok= 2001| strany=248|jazyk=angličtina}}</ref> O&nbsp;12 000 AU dále bylo nalezeno další zhuštění prachu a o&nbsp;dalších 36 000 AU zjištěna přítomnost velkého množství plynu.<ref name="kaler 2001" /> Nakonec pak byla v&nbsp;ještě větší vzdálenosti objevena existence prachové slupky sahající do vzdálenosti asi až 3,3 ly od hvězdy.<ref>{{Citace periodika| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query? bibcode=1984BAAS...16..405B | titul= A Giant Asymmetric Dust Shell around Betelgeuse| autor= B.Baud|spoluautoři= R. Waters, J. de Vries, G. D. van Albada, F. Boulanger, P. R.Wesselius| periodikum= Bulletin of the American Astronomical Society|svazek= 16| strany= 405| datum přístupu= 8-02-2009|jazyk=angličtina}}</ref>

Hned za vrstvou, cca 3,5 ly od centra,<ref name="bowshock" /> byla pomocí infračervených pozorování, prováděných dalekohledem [[IRAS]] a nověji prostřednictvím dalekohledu [[Akari|AKARI]] (navrženým a postaveným [[JAXA|Japonskou vesmírnou agenturou]] ([[JAXA]])), identifikována [[rázová vlna]], která je vytvářena kolizemi mezi větrem hvězdy a okolním [[Mezihvězdné prostředí|mezihvězdným prostředím]]. Tato formace, pozorovaná při λ = 60 μm, je poměrně úzká, asymetrická a orientovaná ve směru pohybu Betelgeuze. Celková hmotnost materiálu této oblasti je zřejmě 0,14 M<sub>☉</sub>.<ref>{{Citace periodika| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....114..837N| titul= A Parsec-Size Bow Shock around Betelgeuse |autor= A. Noriega-Crespo|spoluautoři= D.van Buren, Y. Cao, R. Dgani| periodikum= The Astronomical Journal |svazek=114|strany= 837–840 | rok=1997| měsíc= srpen| doi= 10.1086/118517 |datum přístupu= 25-06-2009|jazyk=angličtina}}</ref>

== Život Betelgeuze ==
{{Viz též|Vývoj hvězd|Supernova#Typ_II}}

[[Soubor:Betelgeuse supernova.png|náhled|vpravo|250px|Takto se podle počítačového vyobrazení programem [[Celestia]] bude jevit ze Země souhvězdí Orion, až Betelgeuze exploduje jako supernova.]]

Vznik a následný průběh života Betelgeuze je víceméně společný všem červeným veleobrům. Budoucnost této hvězdy je z&nbsp;určité části zahalena tajemstvím, neboť nám k&nbsp;určení konkrétního scénáře chybí potřebné údaje. Navíc hvězda vykazuje určité odchylky od předpokládaných modelů.

Nyní je Betelgeuze v&nbsp;závěrečné etapě svého vývoje. Období červeného veleobra je vysoce nestabilní, jedná se ve skutečnosti o&nbsp;jakousi předehru před velkolepým zánikem.<ref name="evolution">{{Citace elektronické monografie | datum vydání = 29-08-2006 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | titul=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | vydavatel =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | datum přístupu = 10-08-2006|jazyk=angličtina}}</ref> Astronomové se domnívají, že Betelgeuze spadala vzhledem ke své hmotnosti ve fázi hlavní posloupnosti do [[Spektrální klasifikace#Třída B|třídy B]] (typická modro-bílá) a setrvala v&nbsp;ní po dobu nejméně 8 – 10 milionů let.<ref name="uiuc" /> Potom podstoupila v&nbsp;posledním milionu let sérii zhroucení, které vyvolaly další [[Jaderná reakce|jaderné reakce]] vedoucí nakonec k&nbsp;expanzi do současného stavu červeného veleobra.<ref name="evolution" />

I&nbsp;budoucí osud závisí na její hmotnosti, protože obsahuje pravděpodobně více než 15násobek sluneční hmoty. Díky tomu astronomové věří, že svůj život ukončí vybuchnutím do nádherné [[Supernova|supernovy]]. Není známo, kdy se tak přesně stane, a proto se názory docela liší. Někteří vidí proměnnost jako znamení, že je již ve fázi, kdy zpracovává [[Jaderná fúze|jadernou fúzí]] uhlík na kyslík a [[neon]], a má tedy před koncem jen pár tisíc let.<ref group="P">Níže uvedená tabulka ukazuje dobu trvání procesu [[jaderná fúze|jaderné fúze]] jednotlivých prvků, které tvoří jádro hvězdy 20 Sluncí, jako je Betelgeuse. Jsou seřazeny podle průběhu procesu tak, jak v&nbsp;něm následují.
{{Clear}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
!valign="bottom"| Nukleární palivo
!valign="bottom"| Teplota<br />(v milionech K)
!valign="bottom"| Hustota<br />(kg/cm³)
!valign="bottom"| Doba trvání fúze<br />(v rocích)
|-
|align="center"| [[Vodík|H]]
|align="center"| 37
|align="center"| 0,0045
|align="center"| 8,1 milionů
|-
|align="center"| [[Helium|He]]
|align="center"| 188
|align="center"| 0,97
|align="center"| 1,2 milionů
|-
|align="center"| [[Uhlík|C]]
|align="center"| 870
|align="center"| 170
|align="center"| 976
|-
|align="center"| [[Neon|Ne]]
|align="center"| 1&nbsp;570
|align="center"| 3&nbsp;100
|align="center"| 0,6
|-
|align="center"| [[Kyslík|O]]
|align="center"| 1&nbsp;980
|align="center"| 5&nbsp;550
|align="center"| 1,25
|-
|align="center"| [[Síra|S]]/[[Křemík|Si]]
|align="center"| 3&nbsp;340
|align="center"| 33&nbsp;400
|align="center"| 0,0315 (11,5 dnů)
|}

Z: {{Citace periodika| autor=S. E. Woosley|spoluautoři= A. Heger, T. A. Weaver | titul=The evolution and explosion of massive stars | periodikum=Reviews of Modern Physics | rok=2002 | svazek=74 | číslo=4 | strany=1015–1071 | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W|jazyk=angličtina}}</ref> Jiní tuto hypotézu odmítají a tvrdí, že hvězda bude potřebovat spíše ještě několik milionů let, než k&nbsp;onomu výbuchu dojde. Další považují za nepravděpodobné, že by k&nbsp;tomuto jevu došlo za tak dlouhou dobu, odmítají ale tvrzení, že by se stalo během několika staletí.<ref name="bright8">Schaaf, str. 182</ref><ref name="bright8" /><ref name="EarthskyOrg" /> Dle současných matematicko-fyzikálních modelů můžeme určit složitou sérii událostí, které předcházejí a nadcházejí explozi hvězdy.<ref name="catas2">Wheeler, str. 116</ref> Model ji ukazuje jako typickou supernovu [[Supernova|typu II-P]],<ref name="catas1" /><ref name="uiuc" /><ref name="EarthskyOrg">{{Citace elektronické monografie| url= http://www.earthsky.org/radioshows/48792/betelgeuse-could-become-supernova |titul= Betelgeuse could explode as a supernova | korporace= Radio Podcasts &#124; Earth & Sky| datum přístupu= 14-02-2009|jazyk=angličtina}}</ref> která se vyznačuje světelnou křivkou se zploštěním ([[plató]]). Toto zploštění naznačuje, že jas bude klesat jen velmi pozvolna.<ref>{{Citace periodika| autor=J. B. Doggett |autor2= D. Branch | titul=A Comparative Study of Supernova Light Curves | periodikum=The Astronomical Journal | rok=1985 | svazek=90 | strany=2303–2311 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985AJ.....90.2303D | datum přístupu = 01-02-2007 | doi=10.1086/113934|jazyk=angličtina}}</ref>

Hvězda zůstává v&nbsp;činnosti díky jaderné fúzní reakci ([[Jaderná reakce|nukleární syntéza]]) uvnitř svého jádra, které vyzařuje energii nezbytnou k&nbsp;boji proti své vlastní [[Newtonův gravitační zákon|gravitační síle]], která by jinak způsobila zhroucení hvězdy sama do sebe.<ref>{{Citace elektronické monografie| autor = John N. Bahcall|datum vydání=29-06-2000| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html | titul = How the Sun Shines |vydavatel= Nobel Foundation | datum přístupu = 30-08-2006|jazyk=angličtina}}</ref> Méně hmotné hvězdy (kupříkladu Slunce) mají během fáze hlavní posloupnosti nad jádrem z&nbsp;helia vrstvu vodíku, přičemž se tyto vrstvy navzájem prolínají a mohou v&nbsp;případě dostatečné hmotnosti přejít ke slučování helia na uhlík a kyslík.<ref name="hinshaw">{{Citace elektronické monografie | autor = Gary Hinshaw| datum vydání = 23-08-2006 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html | titul = The Life and Death of Stars | vydavatel = NASA WMAP Mission | datum přístupu = 01-09-2006 |jazyk=angličtina}}</ref> Hmotné hvězdy, dokončující fúzi helia na uhlík, dosáhnou ve svých jádrech potřebné teploty a tlaku ke slučování těžších prvků, jakými jsou kyslík, neon, [[křemík]] a [[síra]]. Konečnými produkty nukleární syntézy jsou [[nikl]]-56 (<sup>56</sup>Ni) a [[kobalt]]-56 (<sup>56</sup>Co) jako výsledek několikastupňového procesu slučování křemíku.<ref name="hinshaw" /><ref name="WoosleyJanka">{{Citace periodika| autor=Stan Woosley | spoluautoři=Hans-Thomas Janka | titul=The Physics of Core-Collapse Supernovae | periodikum=[[Nature|Nature Physics]] | svazek=1 | číslo=3 | strany=147–154 | měsíc=prosinec |rok=2005 | url=http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0601261 | formát=PDF | doi=10.1038/nphys172|jazyk=angličtina}}</ref> Nikl-56 a kobalt-56 se rychle [[Radioaktivita|rozpadají]] na [[železo]]-56 (<sup>56</sup>Fe) a hromadí se v&nbsp;centru hvězdy.<ref name="decay">{{Citace periodika| autor= M. P. Fewell| titul=The atomic nuclide with the highest mean binding energy | periodikum= American Journal of Physics | rok=1995 |svazek=63 | číslo=7 | strany=653–658| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AmJPh..63..653F| datum přístupu = 01-02-2007 | doi=10.1119/1.17828|jazyk=angličtina}}</ref>

[[Soubor:Evolved star fusion shells.svg|250px|vlevo|náhled|Vnitřek hmotné hvězdy se vyvíjí vícevrstvě (bez měřítka).]]

Když železné jádro dosáhne hmotnosti nad [[Chandrasekharova mez|Chandrasekharův limit]], stává se nestabilním a zhroutí se do [[Neutronová hvězda|neutronové hvězdy]]. Její vznik vyvine emise toku asi 10<sup>46</sup> [[Joule|joulů]] z&nbsp;[[Neutrino|neutrin]] a potrvá jim asi hodinu, než projdou vnější vodíkovou vrstvou a uniknou do okolního prostoru.<ref name="catas2" /> Kolaps generuje sérii [[Rázová vlna|nárazových vln]], které poté, co zhruba za den dosáhnou hvězdného povrchu, způsobí rozkouskování, což vede k&nbsp;náhlému záblesku [[Ultrafialové záření|ultrafialového záření]] o&nbsp;intenzitě ve výši 100 miliardnásobku sluneční.<ref name="catas2" /> V&nbsp;průběhu dvou týdnů po výbuchu se celková světelnost supernovy nejprve sníží a poté dosáhne maximální jasnosti. Mezitím se odhozený materiál vlivem své expanze (až do vzdálenosti 100 AU od hvězdy) ochlazuje.<ref name="catas2" /> V&nbsp;tomto bodě supernova zůstává v&nbsp;ustáleném stavu (symbolizovaném horní plošinou světelné křivky) asi 2–3 měsíce, během něhož se hodnota absolutní svítivosti zvýší na násobek jedné miliardy svítivosti Slunce, zatímco efektivní teplota zůstává na hodnotě přibližně 6000 K.<ref name="catas2" />

Ze vzdálenosti 550 světelných let by exploze supernovy byla zaznamenána jako nejjasnější objekt na noční obloze, který by bylo možné zároveň sledovat i&nbsp;za bílého dne.<ref name="ESO0927" /> Disponoval by zdánlivou hvězdnou velikostí -12,<ref name="EarthskyOrg" /><ref name="catas2" /> která se rovná dorůstajícímu [[Měsíc]]i. V&nbsp;této fázi bude Betelgeuze viditelná i&nbsp;za denního světla a tyto podmínky přetrvají i&nbsp;několik měsíců, přičemž poté nastane rychlý pokles jasu.<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://cosmos.swin.edu.au/lookup.html?e=typeiisupernovalightcurves | titul = Type II Supernova Light Curves | vydavatel = Swinburne University of Technology | datum přístupu = 17-03-2007 |jazyk=angličtina}}</ref>

V&nbsp;bezprostředně následujících letech po výbuchu bude hlavní složkou emise ze zbytku supernovy radioaktivní rozpad kobaltu-56 na železo-56. Vzniklé [[Záření gama|gama paprsky]] budou zablokovány rozpínající se obálkou z&nbsp;vodíku. V&nbsp;následujícím tisíciletí dojde k&nbsp;explozi – vnější vrstvy hvězdy se rozšíří až do vzdálenosti dvaceti světelných let a budou stále chladnout, ředit se a snižovat svítivost. Tvoří se tak pozůstatky supernovy, které obohacují okolní mezihvězdný prostor těžkými prvky, vyrobených hvězdami v&nbsp;závěrečných fázích jejich života. Pokud se pozůstatkem stane neutronová hvězda (konkrétně [[pulsar]]), pak by mohla produkovat gama záření po tisíce let.<ref>Wheeler, str. 115-117</ref> Profesor [[J. Craig Wheeler]] z&nbsp;[[Texaská univerzita v Austinu|Texaské univerzity v&nbsp;Austinu]] předpovídá, že supernova vydá na 10<sup>53</sup> [[erg]]ů neutrin, která budou hodinu procházet okolní vodíkovou obálkou hvězdy a o&nbsp;několik století později dosáhnou [[Sluneční soustava|sluneční soustavu]]. [[Rotace|Rotační osa]] hvězdy dle modelů neukazuje směrem k&nbsp;Zemi a tak je nepravděpodobné, že by supernova na Zemi poslala [[gama záblesk]] tak velký, aby na ní vznikly škody na [[ekosystém]]u.<ref name="EarthskyOrg" /><ref>{{Citace elektronické monografie|url=http://www.universetoday.com/guide-to-space/stars/betelgeuse/|titul=Betelgeuse|datum přístupu=01-01-2010|datum vydání=13-10-2009|autor=Jean Tate}}</ref> Záblesk ultrafialového záření z&nbsp;exploze bude slabší, než ultrafialový výkon Slunce.{{zdroj?}}

== Proměnnost ==
[[Soubor:Light curve of Betelgeuse.png|náhled|250px|[[Světelná křivka]] Betelgeuze v&nbsp;období 12/1998-08/2008. ''AAVSO'']]

Betelgeuze je také známá jako [[Polopravidelná proměnná hvězda|polopravidelně pulsující proměnná hvězda]] charakteristická nepředvídatelnými a často velkými výkyvy jasnosti s&nbsp;cyklem několika měsíců (v&nbsp;tomto případě mezi 150 a 300 dny), které se překrývají s&nbsp;méně pravidelnou proměnností s&nbsp;periodou 2070 – 2355 dní (přibližně 5,7 let).<ref name="mat1" /><ref>{{Citace periodika| url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000PASP..112..977R&db_key=AST&high=3e3fbd02fe07066 |titul= Periodicities in the Ultraviolet Flux of α Orionis | autor=S. A. Rinehart|spoluautoři=Arsen R. Hajian, J. R. Houck, Yervant Terzian | periodikum= Publications of the Astronomical Society of the Pacific | svazek = 112| číslo= 773| strany= 977–982| měsíc= červenec| rok= 2000 | doi= 10.1086/316591| datum přístupu= 10-02-2009|jazyk=angličtina}}</ref> Během této doby se hvězda pohybuje kolem své průměrné velikosti 0,5 s&nbsp;ostrými maximy svítivosti různými cyklus do cyklu.<ref name="bright2" /> Jako proměnná hvězda se klasifikuje mezi [[Hvězda SRC|SRC]]: veleobry s&nbsp;[[amplituda]]mi o&nbsp;1 magnitudě a periodě světelné změny od 30 do několika tisíců dní. Budeme-li předpokládat vzdálenost 197 pc (cca 640 ly), maximální [[Absolutní hvězdná velikost|absolutní magnituda]] bude -6,27, zatímco minimální by byla -5,27 a střední hodnota -6,05.<ref group="P">Tato řada absolutních veličin předpokládá změny [[zdánlivá velikost|zdánlivé velikosti]] v&nbsp;rozmezí 0,2 - 1,2 a vzdálenost 197 [[parsec|pc]].</ref> Údaje od [[AAVSO]] ukazují, že velikost hvězdy dosáhla nejmenší hodnoty maxima 0,2 během let 1933 a 1942, kdy konkurovala jasu Rigelu,<ref name="bright2" /> a nejvyšší hodnota minima 1,2 v&nbsp;letech [[1927]] a [[1941]],<ref name="bright2" /> kdy dosáhla těsně nad jas nedaleké [[Bellatrix]].<ref name="aavso" />

Sledování zaznamenaná ve starší době zejména [[John Herschel|Johnem Herschelem]] ukázala, že v&nbsp;jiných obdobích měla Betelgeuze mnohem širší rozsah jasu, než který poskytl AAVSO, s&nbsp;vrcholy až do -0,1 v&nbsp;roce [[1852]], kdy překročila svítivost Rigelu a minimální velikost 1,3 s&nbsp;vrcholy ve výši 1,5 a 1,6.<ref name="bright2" /><ref name="burnham" /> Nejen z&nbsp;těchto důvodů je tato hvězda obzvláště zajímavá pro pozorování; žádná jiná hvězda první velikosti totiž ve skutečnosti nevykazuje tak výrazné změny v&nbsp;jasu v&nbsp;intervalech s&nbsp;poměrně krátkou dobou trvání.<ref name="bright3" />

Výzkumníci nabídli různé hypotézy k&nbsp;vysvětlení tohoto jevu, navzdory faktu, že mechanismy ovládající proměnnost světla, které jsou i&nbsp;dnes předmětem intenzivního studia, nejsou ještě plně objasněny. Naše současné chápání hvězdné struktury naznačuje, že se vnější vrstvy tohoto veleobra postupně rozšiřují, díky čemuž se povrch ([[fotosféra]]) střídavě zvyšuje a snižuje a teplota stoupá a klesá. Červený veleobr, jakým je i&nbsp;Betelgeuze, tímto způsobem pulsuje vlivem vnitřní nestability své atmosféry. Tato pulsace se projevuje jako několik provázaných cyklů. Působením hvězdné [[kontrakce]] se pohltí více a více energie, vyzařované fotosférou, která způsobuje ohřev a v&nbsp;souladu se zákonem o&nbsp;plynech i&nbsp;rozšíření atmosféry. A&nbsp;naopak, jak hvězda expanduje, její atmosféra se stává méně hustou, umožňuje únik energie (světelná energie projde snadněji) a tím se tak ochlazuje, což s&nbsp;sebou nese pokles sálavosti povrchu, snížení teploty a tedy i&nbsp;množství záření a v&nbsp;konečném důsledku opětovné smršťování. Výpočet pulsace hvězdy a modelování její periodicity je díky těmto provázaným cyklům poměrně těžký, navíc cyklus pulzace Betelgeuze vyniká určitou asymetrií, způsobenou pravděpodobně horkými skvrnami v&nbsp;chromosféře.<ref name="AAVSO">{{Citace elektronické monografie
 |titul            = Variable Star of the Month: Alpha Orionis
 |vydavatel        = [[American Association of Variable Star Observers]] (AAVSO)
 |autor            = Davis, Kate (AAVSO Technical Assistant, Web)
 |url              = http://ftp.aavso.org/vsots_alphaori
 |rok              = 2000
 |měsíc          = prosinec
 |datum přístupu = 2010-07-10
 |jazyk            = angličtina
}}{{Nedostupný zdroj}}</ref> V&nbsp;dokumentech [[Joel Stebbins|Joela Stebbinse]] a [[R. F. Sanford]]a ze třicátých let jsou uvedena krátkodobá kolísání od 150 dnů do 300 dnů, modulující pravidelné cyklické změny s&nbsp;periodicitou zhruba 5,7 let.<ref name="SOLSTATION" /><ref name="GOLDBERG">{{Citace periodika
  | autor=Goldberg, Leo
  | titul=The variability of alpha Orionis
  | periodikum=Astronomical Society of the Pacific
  | místo=Publications (ISSN 0004-6280)
  | rok=1984
  | měsíc=květen
  | ročník=96
  | strany=366–71
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1984PASP...96..366G&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF
  | datum přístupu=2010-06-10
  | bibcode=1984PASP...96..366G
  | doi=10.1086/131347|jazyk=angličtina}}</ref> Během pulsačního cyklu mění Betelgeuze svou velikost o&nbsp;více než 60 % z&nbsp;přibližně 840 na více než 1 400 slunečních poloměrů. Proměnlivost hvězdy se zdá být ve vztahu s&nbsp;obdobím velkého odvrhování hmoty a zvýšenou tvorbou prachu.
 
[[Soubor:Betelgeuse pulsating UV (HST).jpg|náhled|vlevo|250px|Obrázek v&nbsp;UV záření znázorňující pulzaci hvězdy s&nbsp;dlouhým cyklem variability. Všimněte si změn vzhledu horkých bodů na povrchu. ''NASA'']]

Ve skutečnosti veleobr vykazuje konzistentní nepravidelné fotometrické, [[Polarimetrie|polarimetrické]] a spektroskopické změny, což ukazuje na komplexní činnost na povrchu hvězdy a v&nbsp;její rozšířené atmosféře.<ref name="BUSCHER">{{Citace periodika
 | autor=Buscher, D. F.
| spoluautoři= Baldwin, J. E.; Warner, P. J.; Haniff, C. A.
 | titul=Detection of a bright feature on the surface of Betelgeuse
 | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok=1990
 | svazek=245
 | strany=7
 | formát=PDF
 | bibcode=1990MNRAS.245P...7B|jazyk=angličtina}}</ref> Na rozdíl od většiny veleobrů, kteří jsou typičtí dlouhými obdobími variability s&nbsp;vcelku pravidelnými periodami, tak rudí obři jsou charakterističtí vesměs polopravidelným nebo nepravidelným pulsováním. Mezníkem je dokument publikovaný roku [[1975]] [[Martin Schwarzschild|Martinem Schwarzschildem]], v&nbsp;němž nejjasnější výkyvy připisuje měnícím se granulacím ztvárněným několika málo obrovskými konvekčními buňkami pokrývajícími povrch těchto hvězd.<ref name="SCHWARZSCHILD1975">{{Citace periodika
  | autor=Schwarzschild, Martin  
  | titul=On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants  
  | periodikum=The Astrophysical Journal,
  | datum vydání=01-01-1975   
  | číslo=1 
  | strany=137–144
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1975ApJ...195..137S&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF  
  | datum přístupu=2010-07-26 
  | bibcode=1975ApJ...195..137S  
  | doi=10.1086/153313|jazyk=angličtina}}</ref><ref name="FREYTAG">{{Citace periodika
 |titul          = Spots on the surface of Betelgeuse – Results from new 3D stellar convection models
 |autor          = Freytag, B.; Steffen, M.; Dorch, B.
 |periodikum     = Astronomische Nachrichten,
 |rok            = 2002
 |měsíc          = Červenec
 |svazek         = 323
 |číslo          = 3/4
 |strany         = 213–219
 |url            = http://www3.interscience.wiley.com/journal/98016434/abstract
 |datum přístupu = 2010-07-26
 |bibcode        = 2002AN....323..213F
 |doi            = 10.1002/1521-3994(200208)323:3/4<213::AID-ASNA213>3.0.CO;2-H
 |jazyk          = angličtina
}} {{Wayback|url=http://www3.interscience.wiley.com/journal/98016434/abstract |date=20220305122657 }}</ref> Pro Slunce tyto konvekční buňky (zvané [[Granulace (astronomie)|sluneční granule]]) představují největší přenos tepla – z&nbsp;tohoto důvodu tyto konvekční elementy ovládají změny jasnosti ve sluneční fotosféře.<ref name="SCHWARZSCHILD1975" /> Typický průměr sluneční granule je asi 2 000&nbsp;km (plocha zhruba o&nbsp;velikosti [[Indie]]) s&nbsp;průměrnou hloubkou 700&nbsp;km. Na sluneční fotosféře tak o&nbsp;ploše zhruba 6 bilionů km<sup>2</sup> leží asi 2 miliony těchto granulí, jež kvůli svému množství produkují relativně konstantní proudění. Domníváme se, že pod těmito granulemi je 5 000 – 10 000 [[supergranulace|supergranulí]] se středním průměrem 30 000&nbsp;km a hloubkou asi 10 000&nbsp;km.<ref name="LEIGHTON">{{Citace periodika
  | autor=Leighton, Robert B.
  | titul=Transport of Magnetic Fields on the Sun
  | periodikum=The Astrophysical Journal,
  | rok=1964
  | měsíc=listopad
  | ročník=140
  | strany=1547
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1964ApJ...140.1547L&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF
  | datum přístupu=2010-06-10
  | bibcode=1964ApJ...140.1547L
  | doi=10.1086/148058|jazyk=angličtina}}</ref> Schwarzschild však tvrdí, že hvězdy jako Betelgeuze mohou mít jen tucet těchto obřích granulí o&nbsp;průměru kolem 180 milionů kilometrů a hloubkou asi 60 milionů kilometrů, což má za následek neefektivnost konvekce, vzhledem k&nbsp;velmi nízké teplotě a mimořádně nízké hustotě obálky rudého obra. V&nbsp;důsledku toho, i&nbsp;kdyby byla pro nás vždy viditelná jen třetina těchto [[konvekční buňka|konvekčních buněk]], se časové změny v&nbsp;pozorovaném světle mohou též odrážet ve změnách jasu vnitřního světla hvězdy.<ref name="SCHWARZSCHILD1975" />

Jak se zdá, Schwarzschildova hypotéza gigantických konvekčních buněk, dominujících povrchu červených obrů a veleobrů, si dokázala získat své příznivce. V&nbsp;roce [[1995]] [[Hubbleův vesmírný dalekohled|HST]] zachytil první přímý obraz povrchu veleobra.<ref name="DUPREE">{{Citace periodika
  | autor=Dupree, Andrea K.; Gilliland, Ronald L.
  | titul=HST Direct Image of Betelgeuse
  | periodikum=Bulletin of the American Astronomical Society,
  | rok=1995
  | měsíc=prosinec
  | ročník=27
  | strany=1328
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...187.3201D
  | origin=ADS
  | datum přístupu=2010-07-28
  | bibcode=1995AAS...187.3201D|jazyk=angličtina}}</ref>
Obrázek odhalil rozšířenou chromosféru o&nbsp;zhruba dvojnásobném úhlovém průměru hvězdy s&nbsp;tajemnými horkými skvrnami nacházejícími se v&nbsp;jihozápadním kvadrantu disku, které dominují celkovému ultrafialovému toku. Horké skvrny se zdají být teplejší než okolní chromosféra o&nbsp;2 000 K. „Jeden z&nbsp;významných rysů je zřetelná odlišnost od rozptýlených menších oblastí činnosti, které obvykle nacházíme na Slunci, přestože je charakteristický pro hvězdnou magnetickou aktivitu silný ultrafialový tok. Nehomogenity mohou být způsobeny rozsáhlými konvekcemi buněk nebo jsou důsledkem globálních pulsací a rázových struktur zahřívajících chromosféru,“ tvrdí [[Andrea Dupree]] a [[Ronald Gililand]].

O&nbsp;dva roky později ([[1997]]) astronomové pozorovali složité asymetrie v&nbsp;rozložení jasu hvězdy a odhalili nejméně tři jasné skvrny na hvězdném disku.<ref name="WILSON1">{{Citace periodika
 | autor=Wilson, R. W.; Dhillon, V. S.; Haniff, C. A.
 | titul=The changing face of Betelgeuse
 | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok=1997
 | svazek=291
 | strany=819
 | formát=PDF
 | bibcode=1997MNRAS.291..819W |jazyk=angličtina}}</ref> Poté roku [[2000]] další tým astronomů pod vedením [[Alex Lobel|Alexe Lobela]] z&nbsp;[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] (CfA) poznamenal, že Betelgeuze ve své neklidné atmosféře vykazuje prudké bouře teplého a studeného plynu. Možnou příčinou jsou asymetrické pulzace v&nbsp;chromosféře. Tým se domníval, že se tyto rozsáhlé oblasti ve fotosféře občas v&nbsp;různých směrech silně vyboulí a chrlí dlouhé sloupce teplého plynu do studené prachové obálky. Další podané vysvětlení je výskyt [[Rázová vlna|rázových vln]] způsobených teplým plynem procházejícím chladnějšími oblastmi hvězdy.<ref name="SOLSTATION">{{Citace elektronické monografie
    |titul=Betelgeuse; Release No.: 04-03
    |autor=SolStation
    |vydavatel=Sol Company
    |url=http://www.nova.org/~sol/solcom/x-objects/betelgeuse.htm
    |datum přístupu=2010-07-20
    |jazyk=angličtina
    |url archivu=https://web.archive.org/web/20161220142300/http://www.nova.org/~sol/solcom/x-objects/betelgeuse.htm
    |datum archivace=2016-12-20
    |nedostupné=ano
    }}</ref><ref name="CFA">{{Citace elektronické monografie
    |titul=Storms Of Hot And Cold Gas Rage In Betelgeuse's Turbulent Atmosphere
    |vydavatel=Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics
    |autor=Aguilar, David|spoluautoři=Pulliam, Christine; Lobel, A.
    |datum vydání= 06-01-2004
    | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0403.html
    |datum přístupu=2010-07-27 |jazyk=angličtina}}</ref> Tým, zkoumající v&nbsp;letech [[1998]]–[[2003]] atmosféru Betelgeuze spektrometrem [[Space Telescope Imaging Spectrograph|STIS]] na palubě Hubbleova teleskopu, zjistil, že bublající činnost v&nbsp;chromosféře odhazuje plyn na jednu stranu, zatímco na druhé straně padá dovnitř podobně jako zpomalené víření [[Lávová lampa|lávové lampy]].

== Pokles velikosti ==
[[Soubor:Betelgeuse diff dimensioni.svg|náhled|vpravo|250px|Diagram zobrazující rozdíly ve velikosti Betelgeuse (přerušovaná červená čára) ve srovnání s&nbsp;oběžnými dráhami [[Planeta|planet]] a [[Trpasličí planeta|trpasličími planetami]] z&nbsp;vnitřní části sluneční soustavy (modré přerušované čáry). Stupnice ukazuje vzdálenost od Slunce v&nbsp;astronomických jednotkách (AU).]]

Výsledky některých studií, publikovaných během 214. setkání [[Americká astronomická společnost|Americké astronomické společnosti]], ukázaly, že velikost Betelgeuze mezi lety 1993 až 2009 poklesla o&nbsp;více než 15 % a nezdá se, že by tento pokles měl nějakou souvislost s&nbsp;variabilitou hvězdy.<ref name="solstation" /><ref name="dim1">{{Citace periodika| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...697L.127T |titul= A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse| autor= C. H. Townes, E. H. Wishnow, D. D. S. Hale, B. Walp| periodikum=The Astrophysical Journal Letters| svazek = 697| číslo= 2| strany= L127-L128 | rok= 2009| měsíc= čereven| doi=10.1088/0004-637X/697/2/L127| datum přístupu= 17-06-2009 |jazyk=angličtina}}</ref><ref name="dim2">{{Citace elektronické monografie| url= http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2009/06/09_betelim.shtml| titul=Red giant star Betelgeuse mysteriously shrinking | autor= Robert Sanders | datum vydání= 09-06-2009| datum přístupu= 17-06-2009 |jazyk=angličtina}}</ref><ref>{{Citace monografie| vydavetel= Newscientist.com| url= http://www.newscientist.com/article/dn17282-betelgeuse-the-incredible-shrinking-star.html| titul=Betelgeuse: The incredible shrinking star? | autor= Rachel Courtland| den= 10| měsíc= 06| rok=2009| datum přístupu= 17-06-2009 |jazyk=angličtina}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie| url= http://www.space.com/scienceastronomy/090609-betelgeuse-measurements.html| titul= Popular Giant Star Shrinks Mysteriously | datum vydání= 09-06-2009| dautm přístupu= 17-06-2009 |jazyk=angličtina}}</ref> Informace byla zjištěna na základně dlouholetého pozorování, které se uskutečnilo pomocí infračerveného prostorového interferometru (zkoumala se vlnová délka 11,15&nbsp;µm) na [[Observatoř Mount Wilson|observatoři Mount Wilson]]. V&nbsp;průběhu 16 let měření ukázala, že se poloměr postupně zmenšoval z&nbsp;5,6 AU na 4,8 AU, což je vzdálenost, srovnatelná se s&nbsp;tou mezi planetou Venuší a Sluncem.<ref name="solstation" /><ref name="dim1" /><ref name="dim2" />

Studuje se příčina tohoto poklesu. Někteří astronomové uvažují o&nbsp;možnosti dlouhodobého rozměrového kmitání vlivem [[Gravitační kolaps|gravitačního kolapsu]] odhazováním materiálu spojeným s&nbsp;hrozícím výbuchem Betelgeuze v&nbsp;[[Supernova|supernovu]]. Jiní se domnívají, že hvězda jednoduše v&nbsp;důsledku své [[rotace]] ukazuje jinou část svého povrchu, která je velice nepravidelná (viz sekce [[Betelgeuze#Fotosféra a magnetické pole|Fotosféra a magnetické pole]]).<ref name="solstation" /><ref name="dim1" /><ref name="dim2" />

== Vícenásobný systém ==
Někteří astronomové začali na základě několika zvláštností, zjištěných během zkoumání [[Interference|interferometrických]] pozorování (zejména prostřednictvím [[skvrnová interferometrie|skvrnové interferometrie]]), předpokládat přítomnost [[Vícenásobná hvězda|hvězdných společníků]] na oběžné dráze Betelgeuze.<ref name="bright5" />

[[Margarita Karovska]] oznámila v&nbsp;roce [[1985]] ve spojení s&nbsp;jinými astrofyziky na [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] objev dvou blízkých společníků obíhajících Betelgeuze. Analýza [[Polarizace|polarizačních]] údajů z&nbsp;let [[1968]] až [[1983]] ukázala, že hvězda má jednoho společníka s&nbsp;[[Doba oběhu|dobou oběhu]] asi 2,1 let (někde{{Doplňte zdroj}} se uvádí 2,2 let). Tým si uvědomil, že pozorované polarizace mohly být způsobeny systémovými asymetriemi vytvořenými blízkým společníkem okolo veleobra uvnitř jeho rozšířené prachové obálky. Pomocí skvrnové interferometrie došla skupina k&nbsp;závěru, že se bližší ze dvou společníků nachází 0,06 ±&nbsp;0,01 [[Vteřina|úhlových vteřin]] od primární hvězdy s&nbsp;úhlem otočení o&nbsp;273° a vzdálenějšího společníka odhadli na 0,51 ±&nbsp;0,01 [[Vteřina|obloukových vteřin]] (což je vzdálenost od mateřské hvězdy cca 40 – 50 AU) od centra s&nbsp;[[úhel otočení|úhlem otočení]] 278°. Změřený rozdíl magnitud s&nbsp;ohledem na primární složku činil v&nbsp;656,3 [[Metr#Nanometr|nm]] ([[H-alfa]]) a 656,8&nbsp;nm (červené kontinuum) pro blízkou složku 3,4 a 3,0 a pro vzdálenější složku 4,6 a 4,3.<ref name="KAROVSKA1">{{Citace periodika
  | titul=On a Possible Close Companion to αOri
  | autor=Karovska, M.| spoluautoři= Noyes, R. W.; Roddier, F.; Nisenson, P.; Stachnik, R. V.
  | periodikum=Bulletin of the American Astronomical Society
  | ročník=17
  | strany=598
  | rok=1985
  | měsíc=březen
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1985BAAS...17..598K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF
  | origin=A&A
  | datum přístupu=2007-08-20
  | bibcode=1985BAAS...17..598K |jazyk=angličtina}}</ref><ref name="KAROVSKA2">{{Citace periodika
  | titul=On the alpha Orionis triple system
  | autor=Karovska, M.|spoluautoři= Nisenson, P.; Noyes, R.
  | periodikum=The Astrophysical Journal, Part 1
  | ročník=308
  | číslo=ISSN 0004-637X
  | strany=675–85
  | rok=1986
  | měsíc=září
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986ApJ...308..260K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF
  | origin=STI
  | datum přístupu=2007-08-20
  | bibcode=10.1086/164497
  | doi=1986ApJ...308..260K |jazyk=angličtina}}</ref>

Dále Karovska vypočítala možnou oběžnou dráhu pro hypotetického nejbližšího společníka. S&nbsp;ohledem na hodnotu 20 hmotností Slunce pro Betelgeuze a 4 pro společníka, obíhají obě dvě hvězdy kolem společného těžiště po dobu 2,08 let a jsou 4,7 AU od sebe. Podle průzkumů se předpokládá, že by sekundární složkou mohl být [[Obr (hvězda)|žlutý obr]] o spektrální třídě alespoň G5 s&nbsp;desetinásobným slunečním poloměrem, též se uvažuje o&nbsp;přenosu hmoty mezi těmito dvěma objekty s&nbsp;[[Akreční disk|akrečním diskem]] kolem menšího společníka. Těsnost hypotetické hvězdy vede některé astronomy ke spekulacím, že na zlomek své oběžné doby může procházet vnějšími vrstvami veleobra (tedy nejen jeho atmosférou); tento jev je možný díky jejich nízké hustotě.

[[Soubor:Speckle aperture masking.svg|náhled|250px|vlevo|Ilustrace aperturní masky jakou používají Buscher a kolektiv ve svých objevech horkých skvrn, nálezu, který pomohl k&nbsp;přesunu pátrání po hvězdném společníkovi.]]

V&nbsp;následujících letech začaly různé týmy astronomů sledovat data s&nbsp;nadějí získat další potvrzení. V&nbsp;roce [[1987]] [[Andrea Dupree]] z&nbsp;následujícího pozorování: „[[Apsida (astronomie)|Periastron]] nedávno objeveného bližšího optického společníka alfa Ori je odhadován na 1986,7. Detekce atmosférické poruchy, podobné těm nalezeným po posledním periastronu (cca 1984,6), silně podporují přítomnost společníka.“<ref name="DUPREE2">{{Citace periodika
  | titul=Monitoring the Variable Atmosphere of Alpha Orionis
  | autor=Dupree, Andrea K.
  | periodikum=IUE Proposal ID #LSJAD
  | rok=1987
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987iue..prop.2758D
  | datum přístupu=2007-08-20
  | bibcode=1987iue..prop.2758D |jazyk=angličtina}}</ref> V&nbsp;roce [[1990]] provedli [[David F. Büscher]], [[John E. Baldwin]] a tým spolupracovníků z&nbsp;[[Cavendish Astrophysics Group]] řadu snímků s&nbsp;vysokým rozlišením na vlnových délkách 633, 700 a 710&nbsp;nm za použití [[neredundantní aperturní maskovací metoda|neredundantní aperturní maskovací metody]]. Na všech těchto vyjmenovaných vlnových délkách se objevil jednoznačný důkaz pro asymetrické funkce na povrchu hvězdy, které zároveň přispěly 10–15 procentům k&nbsp;celkově pozorovanému toku hvězdy. Jejich závěr byl, že takový jev mohl být způsoben blízkým společníkem obíhajícím okolo hvězdného disku, odlišně se fotosféricky rozjasňujícím díky účinkům hvězdné rotace nebo dle dalšího pravděpodobnějšího scénáře – „rozsáhlými konvekcemi v&nbsp;atmosféře hvězdy“, jak navrhl Schwarzschild.<ref name="BUSCHER" />

O&nbsp;dva roky později, v&nbsp;roce [[1992]], kolegové z&nbsp;Cavendishe zveřejnili další dokument, tentokrát pod taktovkou [[Richarda W. Wilson]]a, kde upozornili, že jasné rysy na povrchu Betelgeuze se zdají být „příliš světlé ve spojení s&nbsp;průchody navrženého společníka před červeným obrem“. Také si všimli, že jsou tyto rysy slabší na 710 než na 700&nbsp;nm o&nbsp;faktor 1,8, což naznačuje, že by musely pobývat v&nbsp;molekulární atmosféře hvězdy.<ref name="WILSON2">{{Citace periodika
  | titul=High-resolution imaging of Betelgeuse and Mira
  | autor=Wilson, R. W.; Baldwin, J. E.; Buscher, D. F.; Warner, P. J.
  | periodikum=Royal Astronomical Society, Monthly Notices
  | ročník=257
  | číslo=3,
  | issn=0035-8711
  | strany=369–76
  | rok=1992
  | měsíc=srpen
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1992MNRAS.257..369W&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF
  | origin=STI
  | datum přístupu=2007-08-20
  | bibcode=1992MNRAS.257..369W |jazyk=angličtina}}</ref>

Tentýž rok Karovska zveřejnila nový dokument potvrzující její interpretaci dat a jejích kolegů. Poznamenala ale také, že „souvztažnost mezi vypočtenými polohovými úhly společníka a naměřenými pozičními úhly asymetrie naznačuje, že je možné spojení mezi asymetrií a společníkem. Asymetrie ve snímcích mohou být způsobeny dosud neurčeným společníkem, přílivovým zkreslením atmosféry veleobra případně neurčeným světlým bodem na hvězdě otočeným směrem ke společníkovi. Chceme-li určit povahu společníka (který dnes zůstává záhadou), je velmi důležité získat další skvrnová pozorování pomocí velkých aperturních dalekohledů, koordinovaná s&nbsp;ostatními pozorování ze Země a z&nbsp;vesmíru.“.<ref name="KAROVSKA3">{{Citace periodika
  | titul=Imaging of the Surface of α ORI
  | autor=Karovska, M.
  | periodikum=Proceedings of the 7th Cambridge Workshop, ASP Conference Series
  | ročník=26
  | strany=279
  | rok=1992
  | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1992ASPC...26..279K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
  | formát=PDF
  | origin=ADS
  | datum přístupu=2007-08-20
  | bibcode=1992ASPC...26..279K |jazyk=angličtina}}</ref>

Od té doby obrátili svou pozornost výzkumní pracovníci na analýzu složité dynamiky rozšířené atmosféry hvězdy a ohledně společníků hvězdy toho bylo publikováno jen málo. [[Catalog of Components of Double and Multiple Stars]] vypisuje alespoň čtyři sousední hvězdy tohoto hvězdného obra, všechny do tří úhlových minut, ale kromě veličin hmotnosti a pozičních úhlů se toho ví jinak málo.<ref name="CCDM">{{Citace elektronické monografie | titul=CCDM (Catalog of Components of Double & Multiple stars (Dommanget+ 2002) | edice=[[VizieR]] | vydavatel=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] | url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?CCDM%20J05552%2b0724AP | datum přístupu=2010-08-22 |jazyk=angličtina}}</ref> V&nbsp;následujícím desetiletí přinesou nově vyvinuté technologie další informace k&nbsp;rozpletení záhadné minulosti hvězdy a možná objevíme nezvratný důkaz. Vzhledem k&nbsp;plánované kapacitě mise [[Gaia (sonda)|Gaia]] se předpokládalo, že potvrzení může přijít kdykoli poté, co měla být spuštěna v&nbsp;prosinci [[2012]]. Následná pozorování nepotvrdila přítomnost těchto společníků kolem hvězdy, budoucí možné objevy snad na tuto problematiku vrhnou jasnější světlo. Betelgeuze je tak nadále považována za jednu hvězdu.<ref name="bright5" />

== Galaktické okolí ==
{{Viz též|Orion OB1|Orionovo rameno}}

[[Soubor:BraccioOrioneLocaleBetelgeuse.png|náhled|vpravo|250px|Obrázek zobrazující detail Orionova ramena se Sluncem uprostřed, Betelgeuze nahoře a dalšími galaktickými strukturami.]]

Většina hvězd v&nbsp;souhvězdí Orion patří k&nbsp;[[Hvězdná asociace|hvězdné asociaci]] [[Orion OB1]], zahrnující téměř všechny modré hvězdy viditelné v&nbsp;souhvězdí – zejména ty, které tvoří [[Orionův pás|pás]] a [[Orionův meč|meč]], umístěné v&nbsp;těsném spojení s&nbsp;rozlehlým komplexem obřího molekulárního mračna, známém jako [[Orionův komplex]]. Asociace je rozdělena do čtyř podskupin z&nbsp;[[Modrý obr|OB-hvězd]] různých věkových kategorií, od nejmladších po nejstarší, vzniklých minimálně před 10 miliony lety. Betelgeuze je v&nbsp;relativně krátké vzdálenosti od tohoto komplexu (asi 200 pc, což je cca 650 ly<ref name="harper2008" />), podobná vzdálenost ji odděluje od sluneční soustavy.<ref name="OB1">{{Citace elektronické monografie|autor=Scott J. Wolk |titul=The Orion OB1 Association|url=http://hea-www.harvard.edu/~swolk/thesis/optical/node2.html |rok=1996 |datum přístupu=2009-01-31 |jazyk=angličtina}}</ref>

Vlastní pohyb hvězdy je v&nbsp;porovnání s&nbsp;okolním mezihvězdným prostředím přibližně 30&nbsp;km/s&nbsp;a nesměruje k&nbsp;Zemi, nýbrž k&nbsp;nedalekému [[souhvězdí Blíženců]]<ref name="bowshock">{{Citace elektronické monografie| url=http://www.universetoday.com/2008/11/21/the-bow-shock-of-betelgeuse-revealed/ |datum vydání= 21-11-2008| titul=The Bow Shock of Betelgeuse Revealed| autor= Nicholos Wethington| vydavatel=Universe Today| datum přístupu= 7-02-2009 |jazyk=angličtina}}</ref> ve směru [[galaktická rovina|galaktické roviny]].<ref name="proper.mot" /> Tato vysoká hodnota [[vlastní pohyb|vlastního pohybu]], spojená s&nbsp;podobně vysokou [[radiální rychlost]]í, dělá z&nbsp;Betelgeuze [[hvězdný uprchlík|hvězdného uprchlíka]].<ref name="proper.mot">{{Citace periodika|autor=J. Bally |titul=Overview of the Orion Complex |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..459B |periodikum=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications| svazek=4 |strany=1 |rok=2008 |měsíc=prosinec| datum přístupu= 26-06-2009 |jazyk=angličtina}}</ref> Hvězdy, tvořící skupinu 25 Ori, jež se nacházejí v&nbsp;podskupině Orion OB1a, mají podobné rychlosti.<ref name="proper.mot" /> Zpětná časová projekce pohybu Betelgeuze ukázala, že nikdy neměla žádnou souvislost s&nbsp;asociací OB a pochází tak zřejmě z&nbsp;oblasti [[galaktický disk|galaktického disku]]. Tato hypotéza ale nikdy nevzbudila velkou pozornost, protože se hvězdné regiony vyskytují zásadně poblíž roviny [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxie]]. Astronomové tak zpracovali druhou možnost, v&nbsp;níž hvězda vznikla z&nbsp;dnes již zaniklého sdružení, které se mělo nacházet v&nbsp;SE OB1a,<ref name="proper.mot" /> nebo se hvězda, vzhledem k&nbsp;jejímu odhadovanému stáří (cca 10 milionů let<ref name="uiuc" />) shodujícím se s&nbsp;odhadovaným věkem pro sdružení, vytvořila v&nbsp;těsném spojení, ale měla dvojnásobné [[gravitační zrychlení]], které vedlo nakonec k&nbsp;současné pozici.<ref name="proper.mot" /> První zrychlení obdržela, když se přestěhovala z&nbsp;utvářeného regionu asi 200 pc od sluneční soustavy. Druhé, k&nbsp;němuž došlo asi před milionem let a je zodpovědné za aktuální vlastní pohyb, získala výbuchem v&nbsp;oblasti mezi asociací a okolím [[Eridanova bublina|Eridanovy bubliny]] z&nbsp;jedné nebo více supernov, jejichž rázové vlny změnily revoluční pohyb hvězdy kolem [[galaktické jádro|galaktického centra]] v&nbsp;pohyb lineární.<ref name="proper.mot" />

Betelgeuze a komplex se nachází v&nbsp;[[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráze]], a to v&nbsp;[[Orionovo rameno|Orionově rameni]], kde najdeme také naši sluneční soustavu.<ref name="distance2">{{Citace periodika| autor=F. Eisenhauer|spoluautoři= R. Schödel, [[Reinhard Genzel|R. Genzel]], T. Ott, M. Tecza, R. Abuter, A. Eckart, T. Alexander | titul=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center| periodikum=The Astrophysical Journal| rok=2003| svazek=597| strany=L121–L124| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003astro.ph..6220E| datum přístupu=2007-05-10 | doi = 10.1086/380188 |jazyk=angličtina}}</ref> Obě dvě složky jsou od sebe odděleny asi 6 500 světelnými roky.<ref name="fn9">{{Citace elektronické monografie| autor = Jayanne English| giorno = 14| měsíc = leden| rok = 2004| titul = Exposing the Stuff Between the Stars| vydavatel = Hubble News Desk| url = http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html| datum přístupu = 10-05-2007| jazyk = angličtina| url archivu = https://www.webcitation.org/64vJU9cwM?url=http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html| datum archivace = 24-01-2012| nedostupné = ano}}</ref>

[[Soubor:Betelgeuse position in Orion.png|náhled|vpravo|250px|Pozice Betelgeuze.]]

== Pozorování ==

=== Kdy a kde ===
Betelgeuze je snadné na noční obloze nalézt i&nbsp;ve velkých městech, neboť leží v&nbsp;severovýchodní části souhvězdí Orionu poblíž slavného [[Orionův pás|Orionova pásu]] a má výraznou oranžovo-červenou barvu, rozpoznatelnou dokonce i&nbsp;pouhým okem a nádherně kontrastující s&nbsp;barvou modrou, typickou pro ostatní hvězdy v&nbsp;této části oblohy. Stálice též představuje severozápadní vrchol velkého a zářivého [[asterismus (astronomie)|asterismu]] [[Zimní trojúhelník]].<ref name="triangl">{{Citace elektronické monografie|titul=The Winter Triangle|url=http://souledout.org/nightsky/wintertriangle/wintertriangle.html|datum přístupu=31-01-2009 |jazyk=angličtina}}</ref>

Začátkem ledna každého roku ji můžeme spatřit na východě těsně po západu Slunce, vidět však začíná být již začátkem prosince nízko nad východním obzorem v&nbsp;pozdních večerech. V&nbsp;polovině března je na večerní obloze viditelná i&nbsp;na jihu a ačkoli se jedná o&nbsp;hvězdu [[severní polokoule]] (na [[Severní pól|severním pólu]] je dokonce [[Cirkumpolární rozšíření|cirkumpolární]] – nikdy nezapadá), díky své [[Deklinace|deklinaci]] +7° 24‘ je však stále dost blízko [[Nebeský rovník|nebeskému rovníku]], aby byla viditelná ze všech oblastí Země s&nbsp;výjimkou nejvnitřnější části [[Antarktida|Antarktického kontinentu]], kde se nachází jen pár výzkumných stanic.<ref name="Uranom">Jak je patrné z: {{Citace monografie | příjmení= Tirion, Rappaport, Lovi | titul=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | společnost=Willmann-Bell, inc.| místo=Richmond, Virginia, USA | rok=1987 | isbn = 0-943396-14-X}}</ref><ref group="P">Deklinace 7° N odpovídá úhlové vzdálenosti 83° od jižního nebeského pólu, což znamená, že na sever od 83°N je objekt cirkumpolární, zatímco jižně od 83°S&nbsp;objekt nelze spatřit vůbec.</ref> I&nbsp;ve městech na jižní polokouli, jako je např. [[Sydney]], [[Buenos Aires]] či [[Kapské Město]], kde by se dalo očekávat, že je hvězda již za obzorem, stoupá téměř 49° nad obzor. Jakmile přijde květen, je možné červeného veleobra zahlédnout krátce na západním horizontu těsně po západu Slunce (během [[soumrak]]u). Poté se vrací na východ a v&nbsp;srpnu je viditelný těsně před svítáním.

[[Soubor:Orion constellation map.png|náhled|250px|vlevo|Souhvězdí Orion]]

Jeví se jako druhá nejjasnější hvězda Orionu, sedmá nejjasnější hvězda na severní polokouli, devátá nejjasnější hvězda noční oblohy a desátá nejjasnější hvězda oblohy s&nbsp;průměrnou magnitudou 0,42, jak je uvedeno v&nbsp;[[SIMBAD]]. Jasnější [[Rigel]] (beta Orionis), ležící v&nbsp;jihozápadní části Orionu, je naproti tomu s&nbsp;0,12 mag diametrálně odlišný. Betelgeuze, Rigel a [[Deneb]] ([[Deneb|alfa Cygni]]) jsou nejvzdálenější ze všech hvězd první velikosti, kterých je celkově na obloze přibližně dvacet. Díky své jasnosti a vzdálenosti musí být absolutní velikost těchto hvězd velice vysoká. Vzhledem k&nbsp;tomu, že je Betelgeuze proměnná hvězda (rozsah svítivosti bývá patrný až s&nbsp;odstupem několika let, kdy se jas porovnává s&nbsp;ostatními hvězdami), jejíž jasnost se pohybuje v&nbsp;rozmezí 0,2 (až 0,3<ref name="bsc1">[http://webvizu-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&recno=1713 HR 1713]{{Nedostupný zdroj}}, vstupní databáze, The Bright Star Catalogue, pátá revize (Preliminary Version), D. Hoffleit a W. H. Warren, Jr., [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg|CDS]] ID [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50 V/50]. Navštíveno 19. srpna 2010.</ref>) mag až 1,2 mag, bývá občas jasnější než bílý [[Prokyon]] ([[Prokyon|alfa CMi]]), a tím se stává sedmou nejjasnější hvězdou nebeské sféry. V&nbsp;některých chvílích se však může stát dokonce šestou nejjasnější hvězdou. U&nbsp;„předběhnutého“ Rigelu je totiž známo, že se jedná o&nbsp;[[Vícenásobná hvězda|ternární hvězdný systém]], jehož minimální jas dosahuje 0,3 mag pouze krátkou chvíli každý 22. a 25. den, kdy jedna z&nbsp;jeho obíhajících složek zacloní hlavní hvězdu. Období maximálního jasu Betelgeuze trvá jen několik měsíců jednou za 7 až 9 let. Když je Betelgeuze ve své temné fázi, zaostává i&nbsp;za Deneb, 19. nejjasnější hvězdou a soutěží s&nbsp;[[Mimosa (hvězda)|Mimosou]] o&nbsp;20. pozici. Tehdy je srovnatelná např. se sousední Bellatrix (gamma Orionis), pravým ramenem Orionu, s&nbsp;velikostí 1,64 mag.<ref>Evans Martin, Menzel, str. 61</ref>

Betelgeuze má [[barevný index]] (BV) 1,86, což je číslo, jehož hodnota ukazuje na pokročilou „červenost“ tohoto nebeského objektu. Byla první hvězdou vyfotografovanou pomocí dalekohledu; nejdříve ze Země prostřednictvím [[aperturní maskovací interferometrie|API]] ([[aperturní maskovací interferometrie]]) a později [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleovým teleskopem]], následovaném pozorováním s&nbsp;vysokým rozlišením pomocí [[Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope|COAST]] dalekohledu. Fotosféra Betelgeuze je rozšířena atmosférou zvanou chromosféra, vydávající silné převážně emisní čáry. Nemá teplotu vyšší než 5 500 [[Kelvin|K]] a je protáhlá až na sedminásobek průměru hvězdy. Bylo zpozorováno, že se tato rozšířená plynná atmosféra značně roztahuje a zase smršťuje, zřejmě v&nbsp;závislosti na výkyvech radiální rychlosti ve fotosféře. Jen asi 13 % zářivé energie hvězdy je emitováno ve formě viditelného světla, zbytek se vyskytuje spíše v&nbsp;infračervené formě. Za předpokladu, že by naše oči byly citlivé na záření všech vlnových délek, jevila by se nám Betelgeuze jako nejjasnější hvězda na obloze.<ref name="BURNHAM">{{Citace monografie
 | jméno=Robert
 | příjmení=Burnham
 | autor=Robert Burnham, Jr.
 | rok=1978
 | titul=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume 2
 | strany=1290
 | vydavatel=Courier Dover Publications
 | místo=New York
 | isbn=0486235688
 | jazyk=angličtina
 | url-access=registration
 | url=https://archive.org/details/burnhamscelestia02robe
 }}</ref>

[[Soubor:Precession S.png|250px|náhled|vpravo|Precesní pohyb jižního nebeského pólu. Jasná hvězda v&nbsp;horní části je [[Canopus]]: když se přiblíží k&nbsp;jižnímu pólu, Betelgeuse má silnou jižní deklinaci.]]

=== Precese ===
Díky precesi zemské osy se souřadnice Betelgeuze s&nbsp;časem značně mění.<ref name="prec">{{Citace elektronické monografie | titul=La precessione | url=http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Iprecess.htm | datum přístupu=30-4-2008 |jazyk=italština}}</ref><ref name="prec2">{{Citace elektronické monografie | titul=Corso di astronomia teorica - La precessione | url=http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm | datum přístupu=2-05-2008 | jazyk=italština | url archivu=https://web.archive.org/web/20080804115523/http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm | datum archivace=04-08-2008 | nedostupné=ano }}</ref> V&nbsp;současné době je rektascenze hvězdy 5h 55m, což je velmi blízko 6h a odpovídá nejsevernějšímu bodu, kterého může ekliptika dosáhnout na sever od nebeského rovníku, a proto také označuje nejsevernější bod, jenž nebeský objekt, které se nalézá poblíž ní, může dosáhnout. Nyní je tedy sklon Betelgeuze nejsevernější a odpovídá cca 7°. Proto je v&nbsp;současné době umístěn na své nejsevernější deklinaci odpovídající cca +7°.<ref name="prec2" />

Na protější části nynější precesní éry (což je před asi 13 000 lety) měla Betelgeuze souřadnici rektascenze rovnou 18h, která odpovídá nejjižnější deklinaci, jenž objekt dosáhne; odečtením aktuální hodnoty +7° ze 47° (rovná se dvojnásobku sklonu zemské osy) získáme souřadnici -40°. To znamená, že před 13 000 lety byla hvězda spíše jižní a bylo ji možné pozorovat pouze na jihu od 50. rovnoběžky na sever. Po většinu doby precese je Betelgeuze pozorovatelná na mnoha oblastech severní polokoule.<ref name="prec2" /> Přidaný vlastní pohyb hvězdy má i&nbsp;tak, díky k&nbsp;odlehlosti, jen minimální vliv na zdánlivou polohu. V&nbsp;současné době Betelgeuze dosáhla své maximální severní deklinace spolu s&nbsp;téměř celým souhvězdím Orion, jenž je nyní na cestě světovému rovníku. Za cca 5 000 let bude celé souhvězdí včetně Betelgeuze zcela na jižní polokouli.<ref group="P">Jak je patrné z&nbsp;astronomického simulačního programu [[Perseus (program)|Perseus]].</ref>

== Výzkum ==

=== Historie ===
Hvězda je díky své velké jasnosti a charakteristické červeno-oranžové barvě dobře známá již od starověku. Číňan [[S'-ma Čchien]] v ''[[Zápisky historika|Zápiscích historika]]'', sepsaných na přelomu 2. a 1.&nbsp;století př.&nbsp;n.&nbsp;l., charakterizoval Betelgeuse jako typickou žlutou hvězdu.<ref name="ancient chinese">{{Citace periodika
 | titul=Ancient chinese suggest Betelgeuse is a young star
 | strany=238 | periodikum=New Scientist | datum= 22-10-1981
 | svazek=92 | číslo=1276
 | url=http://books.google.com/books?id=L4NTyHivbV8C&pg=PA238 |jazyk=angličtina}}</ref> [[Klaudios Ptolemaios|Ptolemaios]] ji ve svém [[Almagest]]u, pocházejícím z&nbsp;poloviny následujícího století, popsal jako ὑπόκιρρος (''hypókirros''), což přeložil [[Ulugbek]] jako rubínově červenou,<ref name="allen">{{Citace monografie
 | autor=[[Richard Hinckley Allen|Allen, Richard Hinckley]],
 | rok=1963
 | titul=Star Names: Their Lore and Meaning
 | edice=[[Reprint|rep]].
 | vydavatel=[[Dover Publications]] Inc.
 | místo=[[New York]]
 | url=https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle
 | isbn=0486210790
 | strany=310–12
 | jazyk=angličtina
 | url-access=registration
 }}</ref><ref group="P">''Stella lucida in umero dextro, quae ad rubedinem vergit.'' "Jasná hvězda v&nbsp;pravém rameni se sklonem k&nbsp;rudosti."</ref> spolu se Siriem (nad jeho barvou, která je v&nbsp;současné době modrobílá, intenzivně diskutovalo mnoho učenců<ref>{{Citace monografie |autor= J. B. Holberg |titul=Sirius: Brightest Diamond in the Night Sky|url= https://archive.org/details/astronomysiriusb00holb |strany=[https://archive.org/details/astronomysiriusb00holb/page/n54 41]–42|rok=2007|vydavatel=Praxis Publishing|místo=Chichester, UK| isbn = 0-387-48941-X |jazyk=angličtina}}</ref>), [[Antares]]em, [[Aldebaran]]em, [[Arcturus|Arcturem]] a [[Pollux (hvězda)|Polluxem]] majícími všechny barvy od oranžové po tmavě červenou. Čínský astrofyzik [[Fang Li-č']] se na základě úryvku ''Zápisků historika'' domnívá, že se hvězda v&nbsp;této době rozvíjela v&nbsp;červeného veleobra.<ref name="ancient chinese" /> Nicméně, teorie se nezdá příliš pravděpodobná, poněvadž je v&nbsp;rozporu s&nbsp;modelem [[Vývoj hvězd|vývoje hvězd]], dle kterého tento přechod nastane za mnohem delší dobu.<ref>{{Citace periodika | autor= D. Vanbeveren | titul= Massive stars | periodikum= The Astronomy and Astrophysics Review | rok= 1998 | svazek= 9 | strany= 63–152 | url= http://www.astro.phys.ethz.ch/staff/schmid/private/PSbinary/vanbeveren98.pdf | doi= 10.1007/s001590050015 | jazyk= angličtina | příjmení=  | jméno=  | datum přístupu= 13-07-2011 | url archivu= https://web.archive.org/web/20090327051442/http://www.astro.phys.ethz.ch/staff/schmid/private/PSbinary/vanbeveren98.pdf | datum archivace= 27-03-2009 | nedostupné= ano }} {{Wayback|url=http://www.astro.phys.ethz.ch/staff/schmid/private/PSbinary/vanbeveren98.pdf |date=20090327051442 }}</ref> Je však možné, že je tato změna ze žluto-bílé barvy na červenou důsledkem odhození povrchové vrstvy prachu a plynu.

Před moderním systémem [[Spektrální klasifikace|klasifikace hvězd]] si [[Angelo Secchi]] si vytvořil svůj vlastní systém, kde prostřednictvím [[Spektroskopie|spektrální analýzy]] určil [[Antares]] a Betelgeuse jako prototypy pro svou třídu III (oranžová až červená).<ref>{{Citace sborníku
 | poslední=Brück | první=H. A. | rok=1979
 | titul=P. Angelo Secchi, S. J. 1818–1878
 | knižní titul=Spectral Classification of the Future, Proceedings of the IAU Colloq. 47
 | místo=Vatican City | datum=July 11–15, 1978
 | editor=M. F. McCarthy, A. G. D. Philip, and G. V. Coyne
 | stránky=7–20 | bibcode=1979RA......9....7B}}</ref>

[[Soubor:Herschel sitzend.jpg|náhled|vpravo|250px|John Herschel objevil v&nbsp;roce 1831 proměnnost Betelgeuze.]]

==== Herschelův objev ====
Proměnnost hvězdy byla objevena v&nbsp;roce [[1836]] sirem [[John Herschel|Johnem Herschelem]],<ref name="bright2">Schaaf, str. 177</ref> který ji poprvé popsal v&nbsp;listu vydaném roku [[1849]] pod titulem [[Obrysy astronomie]] (Outlines of Astronomy), kde popisoval zvýšení a snížení jasu hvězdy v&nbsp;období mezi lety [[1836]] a [[1840]].<ref name="aavso" /> V&nbsp;roce [[1849]] si syn anglo-německého astronoma [[William Herschel|Williama Herschela]] všiml, že se cyklus variability zkrátil a dosáhl vrcholu v&nbsp;roce [[1852]],<ref name="aavso" /> kdy občas v&nbsp;maximech hvězdné velikosti Betelgeuze konkurovala Rigelu. Z&nbsp;tohoto období pochází i&nbsp;jeho následující komentář:

{{Cizojazyčný citát|originál = Actually the largest star in the northern hemisphere.|jazyk = en|autor = John Herschel, prosinec 1852|překlad = Zřejmě nejjasnější hvězda na severní polokouli.}}

což naznačuje, že v&nbsp;tomto období měla Betelgeuze vyšší jas než [[Capella]] (0,08 mag) a pravděpodobně i&nbsp;[[Arcturus]] (-0,04 mag).<ref name="bright2" />

Později, ve zbytku devatenáctého století a po celé století dvacáté, pozorovatelé zaznamenávali neobvykle vysoké rekordy maxim s&nbsp;odstupem několika let, s&nbsp;výjimkou období v&nbsp;letech [[1957]]–[[1967]], kdy byly pouze malé změny.<ref name="burnham">{{Citace monografie| autor = Robert Burnham Jr.| rok=1978 | titul= Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume 2 | strany= 1290 | vydavatel= Courier Dover Publications | místo= New York | isbn = 0-486-23568-8 |jazyk=angličtina}}</ref> [[AAVSO]] ([[American Association of Variable Star Observers]]) poukazuje na maximální jas 0,2 v&nbsp;letech [[1933]] a [[1942]], minimální velikost pod 1,2 v&nbsp;letech [[1927]] a [[1941]]. Touto proměnností v&nbsp;jasu lze vysvětlit, proč [[Johann Bayer]] označil Betelgeuze jako hvězdu alfa, ačkoli je obvykle jasnější Rigel (beta Ori).

V&nbsp;roce [[1919]] [[Albert A. Michelson]] a [[Francis Pease]] namontovali před 2,5metrový dalekohled na [[Observatoř Mount Wilson|observatoři Mount Wilson]] 6metrový [[interferometr]], vynalezený Michelsonem.<ref name="bright3">Schaaf, str. 178</ref> S&nbsp;pomocí [[John A. Anderson|Johna A. Andersona]] provedl v&nbsp;prosinci [[1920]] Peace měření úhlového průměru hvězdy a získal hodnotu ve výši 0,047‘‘ ([[Úhlová vteřina|úhlových vteřin]]).<ref name="bright4">Schaaf, str. 179</ref> Sérii měření provedl též touto dobou Michelson a jemu vyšel úhlový průměr 0,044‘‘.{{Doplňte zdroj}}

==== Aperturní maskování (interferometrie) ====
Za použití techniky [[skvrnková interferometrie|skvrnkové interferometrie]] astronomové v&nbsp;roce [[1975]] objevili na povrchu hvězdy přítomnost aktivních formací podobných slunečním skvrnám. Betelgeuze se tak stala první hvězdou vyjma Slunce, na jejímž povrchu byla zjištěna přítomnost fotosférických skvrn.<ref name="bright4" />

Hvězda byla na konci osmdesátých a začátkem devadesátých let předmětem pravidelných pozorování ve viditelném a infračerveném záření prostřednictvím [[aperturní maskovací interferometrie]], která odhalila přítomnost tzv. [[Horká skvrna|horkých skvrn]] (hot spots) na povrchu hvězdy, vznikajících zřejmě [[Šíření tepla prouděním|konvekcemi]].<ref>{{Citace periodika| autor=D. Buscher ''et al'' | titul=Detection of a bright feature on the surface of Betelgeuse | periodikum=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | rok=1990 | svazek=245 | strany=7 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1990MNRAS.245p...7B | datum přístupu=7-07-2007 |jazyk=angličtina}}</ref><ref>{{Citace periodika| autor=R. Wilson ''et al'' | titul=The changing face of Betelgeuse | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | rok=1997 | svazek=291 | strany=819 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997MNRAS.291..819W | datum přístupu=7-07-2007 |jazyk=angličtina}}</ref> Toto zkoumání rovněž podalo první optické a infračervené snímky disku hvězdy jiné než Slunce.

[[Soubor:1996-04-a-web.jpg|náhled|vlevo|250px|Ultrafialový snímek Betelgeuse převzatý z&nbsp;Hubbleova kosmického dalekohledu a následně upraven [[NASA]]. Jasná skvrna na obrázku, tzv. horká skvrna, by pravděpodobně mohla být jedním z&nbsp;pólů hvězdy.<ref name="img" />]]

Roku [[1995]] byla na Betelgeuze namířena [[FOC]] (součást [[Hubbleův vesmírný dalekohled|HST]]), aby získala první snímky s&nbsp;vysokým rozlišením v&nbsp;ultrafialovém spektru. Jednalo se vůbec o&nbsp;první snímky pořízené dalekohledem zachycující konvekce na disku jiné hvězdy, než našeho Slunce (v&nbsp;terminologii [[NASA]] se jedná o&nbsp;tzv. „direkt-image“, což doslovně znamená „přímý obraz“). Stejně jako předchozí snímky v&nbsp;jiných spektrech, i&nbsp;tyto ukazují jasné skvrny naznačující oblasti s&nbsp;vyšší teplotou (až o&nbsp;2000 K), tentokrát v&nbsp;jihozápadní části hvězdného povrchu.<ref>{{Citace monografie
 | autor=Petersen, Carolyn Collins; Brandt, John C.
 | titul=Hubble Vision: Further Adventures with the Hubble Space Telescope
 | vydavatel=Cambridge University Press
 | místo=Cambridge, England
 | rok=1998
 | edice=2nd
 | strany=91–92
 | isbn=0-521-59291-7
 | jazyk=angličtina
 | url-access=registration
 | url=https://archive.org/details/hubblevisionfurt0000pete
 }}</ref> Kvůli pohlcování UV záření [[Ozonová vrstva|ozonovou vrstvou]] nebylo možné tak skvělé snímky pořídit ze zemského povrchu. Vizuální pozorování ukázala, že sklon osy rotace Betelgeuze je asi 20° ve směru Země a [[poziční úhel]] asi 55°. Horké skvrny na ultrafialových snímcích by mohly hypoteticky představovat jeden z&nbsp;pólů hvězdy.<ref name="UITENBROEK">{{Citace periodika
 | autor=Uitenbroek, Han; Dupree, Andrea K.; Gilliland, Ronald L.
 | titul=Spatially Resolved Hubble Space Telescope Spectra of the Chromosphere of α Orionis
 | periodikum=The Astronomical Journal
 | rok=1998
 | svazek=116
 | vydání=5
 | strany=2501–12
 | url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/116/5/2501/980184.html
 | doi=10.1086/300596
 | bibcode=1998AJ....116.2501U
 | datum přístupu=2007-06-20
 | jazyk=angličtina
 | url archivu=https://web.archive.org/web/20200531050127/https://hkvalidate.perfdrive.com/captcha?ssa=f6c47bb5-c302-4c63-a8a2-2b13213e6f53&ssb=d6higfgifmif0ac1f3zalkmkh&ssc=http%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2F%2Farticle%2F1538-3881%2F116%2F5%2F2501%2F980184.html&ssd=474840105299747&sse=johbohcmkihonmn&ssf=e11783e2cd013e451c503ab4364512c739abe8d1&ssg=358fae84-23b3-4155-a2f4-704d9e59a1a9&ssh=a33dc64c-9ba0-44fa-b607-42a83de3c606&ssi=9deed692-8427-40a0-b343-3ff8c91b2280&ssj=af9833f0-b395-40c0-b71f-3ef2bd650809&ssk=support%40shieldsquare.com&ssl=339824662601&ssm=70909794274994837100125605370037&ssn=0d79272982031a25d6ea7c388171f13b96d725e1d1a9-a775-4fbb-a2c914&sso=a4664198-ae8dcbee6e46d98aed83c63e705ba6c7fa200fafdee80c50&ssp=61400409711590966898159097250087461&ssq=18126230128732443523601287923552053975121&ssr=MjA3LjI0MS4yMjUuMTU4&sss=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Googlebot%2F2.1%3B%20+http%3A%2F%2Fwww.google.com%2Fbot.html%29&sst=Mozilla%2F5.0%20%28Windows%20NT%2010.0%3B%20Win64%3B%20x64%29%20AppleWebKit%2F537.36%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Chrome%2F74.0.3729.169%20Safari%2F537.36&ssu=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Yahoo%21%20Slurp%3B%20http%3A%2F%2Fhelp.yahoo.com%2Fhelp%2Fus%2Fysearch%2Fslurp%29&ssv=2mo4m4os%403rq1s9&ssw=&ssx=211922644256011&ssy=kbehfokeaenloajfhbodagg%40op%40jb%40llnogfbckd&ssz=680e8f57c9de35a
 | datum archivace=2020-05-31
 | nedostupné=ano
 }} {{Wayback|url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/116/5/2501/980184.html |date=20200531050127 }}</ref>

==== Nedávné studie ====
[[Soubor:Nebula around Betelgeuse.jpg|náhled|250px|Mlhovina okolo Betelgeuze. Malé červené kolečko uprostřed o&nbsp;průměru čtyři a půl násobku oběžné dráhy Země je viditelný povrch Betelgeuze. Černý kotouč představuje maskování okolní světlé části, aby bylo snazší vidět zbytek mlhoviny.<ref>{{Citace monografie|titul=The Flames of Betelgeuse|url=http://www.eso.org/public/news/eso1121/|datum přístupu=24-07--2011|noviny=ESO Photo Release|datum vydání=23-07-2011 |jazyk=angličtina}}</ref>]]

Infračervená měření disku Betelgeuze, prováděná v&nbsp;listopadu [[1999]] na zemském povrchu, určila [[Úhlová velikost|úhlový průměr]] 54,7 ± 0,3 mas ve [[Infračervené záření#Rozdělení|středním infračerveném spektru]]. Je o&nbsp;něco menší než typický úhlový úměr ve viditelné části spektra, tato měření však ignorují možný příspěvek od horkých skvrn (které jsou méně nápadné ve středním infračerveném spektru). Navíc je obtížné určit přesný průměr Betelgeuze, neboť plyn ve fotosféře nemá pevně dané umístění. Se vzdáleností od hvězdy se postupně ztenčuje a s&nbsp;tím tedy i&nbsp;intenzita hvězdy.

9. června [[2009]] nositel [[Nobelova cena|Nobelovy ceny]] [[Charles Hard Townes]] oznámil, že se hvězda od roku [[1993]] zmenšila až o&nbsp;15 %, přičemž toto zmenšování nabírá na rychlosti. Předložil důkazy, že [[infračervený prostorový interferometr|ISI]] (infračervený prostorový interferometr, vyrobený na [[Univerzita v Berkeley|UC Berkeley]]) na vrcholu observatoře [[Mt. Wilson]], měl pozorovat kontrakci patnáct po sobě jdoucích letech. Průměrná rychlost, při níž se v&nbsp;tomto období poloměr zmenšoval, je od 210 do 192&nbsp;m/s.{{Doplňte zdroj}} Navzdory tomuto zmenšení velikosti Betelgeuze Townes a jeho kolega [[Edward Wishnow]] poukázal, že nedošlo po tuto dobu k&nbsp;žádnému významnému poklesu jasu či magnitudy hvězdy, což jsou parametry pravidelně monitorované členy Americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd (AAVSO).{{Doplňte zdroj}} Dle univerzity původní průměr Betelgeuze 5,5 AU klesl o&nbsp;vzdálenost rovnající se polovině AU, což je přibližně vzdálenost mezi Venuší a Sluncem. Townes na závěr dodal, že není jasné, zda je toto smrštění částí pravidelných procesů. Pokud by tak bylo, jednalo by se o&nbsp;cyklus trvající několik desetiletí. {{Doplňte zdroj}}

Snímky z&nbsp;července [[2009]], získané [[Evropská jižní observatoř|Evropskou jižní observatoří]] a přijaté [[Very Large Telescope|VLT]], povrch hvězdy zobrazují podrobněji. Na obrázcích je vidět expandující oblak plynu směrem od hvězdy. Tato bublina dosahuje šestinásobného průměru samotného Betelgeuze, což lze srovnat se vzdáleností mezi Sluncem a Neptunem, jedná se přibližně o&nbsp;30 AU.<ref name="ESO0927">{{Citace elektronické monografie
 | titul=Sharpest views of Betelgeuse reveal how supergiant stars lose mass
 | datum vydání=29-07-2009
 | práce=Press Releases
 | vydavatel=[[Evropská jižní observatoř]]
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0927/
 | datum přístupu=2010-09-06|jazyk=angličtina
 | poznámky=ESO v článku poznamenává, že je světelnost veleobra ''alespoň'' 100.000 Sluncí, což je minimálně dvojnásobek [[Deneb]]u.}}</ref><ref name="KERVELLA">{{Citace periodika
 | autor=Kervella, P.|spoluautoři= Verhoelst, T.; Ridgway, S. T.; Perrin, G.; a další
 | titul=The close circumstellar environment of Betelgeuse. Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR with VLT/NACO
 | periodikum=Astronomy and Astrophysics
 | rok=2009
 | měsíc=září
 | svazek=504
 | vydání=1
 | strany=115–25
 | url=http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=bibcode&Itemid=129&bibcode=2009A%2526A...504..115KFUL
 | datum přístupu=2010-07-10
 | bibcode=2009A&A...504..115K
 | doi=10.1051/0004-6361/200912521 |jazyk=angličtina}}</ref>

Řada pozorování, prováděných v&nbsp;roce [[2010]] prostřednictvím [[spektropolarimetr]]u [[NARVAL]] v&nbsp;[[dalekohledu Bernarda Lyota]] na observatoři [[Pic du Midi]] ve [[Francie|Francii]], odhalila přítomnost slabého [[Magnetické pole|magnetického pole]] na povrchu Betelgeuze, což naznačuje, že obří konvektivní pohyby u&nbsp;veleobrů jsou schopny vyvolat drobné dynamo.<ref name="A&A516" />

=== Paralaxa ===
Alfa Orionis, jak se hvězda často označuje, mate astronomy po celá staletí a to již od prvního úspěšného měření paralaxy z&nbsp;roku 1838 [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrichem Besselem]]. Existuje pro to spousta důvodů a převážná část z&nbsp;nich se týká vzdálenosti. Bez jejího přesného změření je obtížné získat spolehlivé odhady pro mnoho dalších parametrů hvězdy, jakým je kupříkladu jas. V&nbsp;kombinaci s&nbsp;úhlovým průměrem lze odhadnout poloměr a efektivní teplotu, [[svítivost]] v&nbsp;kombinaci se zjištěním hojnosti [[izotop]]ů poskytuje odhad věku a hmotnosti.<ref name="HARPER">Harper, str. 1430–40</ref> V&nbsp;roce [[1920]], kdy byly provedeny první interferometrické snímky, byl předpoklad [[Paralaxa (astronomie)|paralaxy]] 0,018 úhlových vteřin. To se rovná vzdálenosti 56 pc (zhruba 180 světelných let). Od této doby proběhlo několik výzkumů s&nbsp;cílem zjistit skutečnou vzdálenost této záhadné hvězdy. Některé návrhy odhadované vzdálenosti dosahují až k&nbsp;1300 světelným rokům.<ref name="HARPER" />

[[Soubor:USA.NM.VeryLargeArray.02.jpg|náhled|vlevo|250px|[[National Radio Astronomy Observatory|NRAO]] [[Very Large Array]], nacházející se v&nbsp;[[Socorro]] ve státě [[Nové Mexiko]], [[Spojené státy americké|USA]]. Každá z&nbsp;27 antén váží 209 tun a lze je přesouvat podle potřeby na železniční trati. Umožňují provádět řadu podrobných studií využívajících interferometrie se syntetickou aperturou.]]

Před zveřejněním [[Katalog Hipparcos|Hipparchova katalogu]] ([[1997]]) byly respektovány dvě publikace s&nbsp;nejnovějšími údaji paralaxy Betelgeuze. První byl od [[Yale University Observatory]] ([[1991]]) se zveřejněnou paralaxou π = 9,8 ± 4,7 miliarsekund, což dává vzdálenost zhruba 102 pc (330 ly).<ref name="YALEPLX">{{Citace periodika
 | autor=van Altena, W. F.; Lee, J. T.; Hoffleit, D.
 | titul=Yale Trigonometric Parallaxes Preliminary
 | periodikum=Yale University Observatory (1991)
 | rok=1995
 | měsíc=říjen |jazyk=angličtina
 | bibcode=1995yCat.1174....0V}}</ref> Druhý byl od [[Hipparchos Input Catalogue]] ([[1993]]) s&nbsp;[[Paralaxa|trigonometrickou paralaxou]] π = 5 ± 4 miliarsekund, odpovídající vzdálenosti 200 pc (650 ly), což je téměř dvojnásobný odhad od Yale.<ref name="HIC">{{Citace elektronické monografie
 | titul=Hipparcos Input Catalogue, Version 2 (Turon+ 1993)
 | práce=[[VizieR]] |jazyk=angličtina
 | rok=1993
 | vydavatel=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]]
 | url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?HIC%2027989
 | datum přístupu=2010-06-20}}</ref> Taková vzdálenost budí mezi výzkumníky, přijímajících širokou škálu vzdálenostních odhadů, mnoho debat, a to nejen v&nbsp;oblasti určení vzdálenosti, ale také v&nbsp;mnoha dalších ohledech.<ref name="HARPER" />

Dlouho očekávané výsledky z&nbsp;mise [[Hipparcos]] byly nakonec vydány v&nbsp;roce 1997. Namísto vyřešení problému byla nově zveřejněná paralaxa o&nbsp;hodnotě π = 7,63 ± 1,64 mas, což se rovná 131 pc (zhruba 430 ly).<ref name="PERRYMAN">{{Citace periodika
 | autor=Perryman, M. A. C.|spoluautoři= Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E. a další
 | titul=The HIPPARCOS Catalogue
 | periodikum=Astronomy and Astrophysics
 | rok=1997 |jazyk=angličtina
 | svazek=323
 | strany=L49–L52
 | formát=PDF
 | bibcode=1997A&A...323L..49P}}</ref> Kvůli proměnnosti jasu Betelgeuze vznikají specifické problémy při určení vzdálenosti.<ref name="EYER">{{Citace periodika
 | autor=Eyer, L.; Grenon, M.
 | titul=Problems Encountered in the Hipparcos Variable Stars Analysis
 | periodikum=Delta Scuti and Related Stars, Reference Handbook and Proceedings of the 6th Vienna Workshop in Astrophysics
 | rok=2000
 | série=ASP Conference Series
 | svazek=210 |jazyk=angličtina
 | bibcode=2000ASPC..210..482E
 | isbn=1-58381-041-2|arxiv = astro-ph/0002235}}</ref> Výsledná velká kosmická chyba v&nbsp;Hipparchu může být stelárního původu, snad související s&nbsp;pohybem fotocentra v&nbsp;Hipparchově fotometrickém zařízení.<ref name="HARPER" /><ref name="BESSELL">{{Citace periodika
 | titul=The Hipparcos and Tycho Photometric System Passbands
 | autor=Bessell, Michael S.
 | periodikum=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 | rok=2000
 | svazek=112
 | vydání=773 |jazyk=angličtina
 | strany=961–965
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/316598
 | formát=PDF
 | datum přístupu=2010-11-17
 | doi=10.1086/316598
 | bibcode=2000PASP..112..961B}}</ref>

Jisté pokroky v&nbsp;průlomu těchto debat přinesla [[radioastronomie]]. [[National Radio Astronomy Observatory|NRAO]] [[Very Large Array]] (VLA) přinesla prostřednictvím nového prostorového mnohovlnového vysokého rozlišení přesnější odhady, které v&nbsp;kombinaci s&nbsp;nedávno získanými daty od Hipparcha poskytly nové astrometrické řešení: π = 5,07 ± 1,10 mas, což přináší přísnější [[chybový faktor]] 197 + / - 45 pc nebo 643 + / - 146 ly.<ref name="HARPER" />

Další výpočetní průlom měl pravděpodobně pocházet z&nbsp;mise [[Gaia (sonda)|Gaia]] od [[Evropská kosmická agentura|Evropské kosmické agentury]] ([[Evropská kosmická agentura|ESA]]) plánované na rok [[2012]], která měla mj. poskytnout podrobné fyzikální vlastnosti každé pozorované hvězdy: odhalí světelnost, teplotu, [[Gravitace|gravitaci]] a složení. Gaia toho měla dosáhnout tím, že bude opakovaně měřit polohy všech objektů až do velikosti 20 a jasnější než 15 s&nbsp;přesností na 24 miliarsekund, což lze srovnat s&nbsp;měřením průměru lidského vlasu ze vzdálenosti 1 000&nbsp;km. Palubní detekční zařízení mělo dohlédnout, že budou všechny proměnné hvězdy jako je Betelgeuze do tohoto slabého limitu detekovány a katalogizovány, čímž se vyřeší většina omezení dřívější mise Hipparchos. Nejbližší hvězdy měly být měřeny s&nbsp;mimořádnou přesností 0,001 %. Dokonce i&nbsp;hvězdy v&nbsp;blízkosti galaktického středu, přibližně 30 000 světelných let daleko, měly mít svou vzdálenost měřenou s&nbsp;přesností 20 %.<ref name="ESA1">{{Citace elektronické monografie
 |titul=Gaia overview
 |vydavatel=[[Evropská jižní observatoř]]
 |url=http://www.esa.int/esaSC/120377_index_0_m.html
 |datum vydání=04-05-2010 |jazyk=angličtina
 |datum přístupu=2010-07-14}}</ref>

=== Úhlová velikost ===
Změření úhlového průměru tohoto monstra je další problém, kterému astronomové čelí. Dne 13. prosince [[1920]] se, jak již bylo uvedeno dříve, stala Betelgeuze první hvězdou, u&nbsp;níž byl průměr určen prostřednictvím dvacetistopého interferometru.<ref name="MICHELSON">{{Citace periodika
 | autor=Michelson, Albert Abraham; Pease, Francis G.
 | titul=Measurement of the diameter of alpha Orionis with the interferometer
 | periodikum=The Astrophysical Journal
 | rok=1921
 | svazek=53 |jazyk=angličtina
 | strany=249–59
 | formát=PDF
 | doi = 10.1086/142603
 | bibcode = 1921ApJ....53..249M
 | poznámka=0,047 úhlové vteřiny je pro samotný disk. V článku se uvádí, že Michelson by kvůli [[okrajového ztemnění|okrajovému ztmavnutí]] zvýšil úhlový průměr asi o 17%, tedy na 0,055 úhlových vteřin.}}</ref> Ačkoli byla [[interferometrie]] stále ještě poměrně v&nbsp;plenkách, experiment se ukázal jako úspěšný a podařilo se stanovit úhlový průměr na střední hodnotu 0,047 úhlových vteřin. Pozoruhodné byly poznatky astronomů ohledně [[okrajové ztemnění|okrajového ztemnění]]. Michelson a Pease odhadují skutečnou velikost hvězdy o&nbsp;17 % větší (bez 10% chyby měření), protože i&nbsp;s&nbsp;klesající intenzitou světla směrem k&nbsp;okraji je úhlový průměr velký 0,055 vteřin.<ref name="MICHELSON" /><ref name="TOWNES1">{{Citace periodika
 | titul= A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse
 | autor=Townes, C. H.; Wishnow, E. H.; Hale, D. D. S.; Walp, B.
 | periodikum=The Astrophysical Journal Letters
 | svazek= 697 |jazyk=angličtina
 | vydání= 2
 | strany= L127–28
 | rok=2009
 | bibcode=2009ApJ...697L.127T
 | doi=10.1088/0004-637X/697/2/L127}}</ref> Od té doby byla provedena spousta jiných studií, které podaly velikost v&nbsp;rozmezí 0,042 až 0,069 úhlových vteřin.<ref name="WEINER">{{Citace periodika
 | autor=Weiner, J.|spoluautoři= Danchi, W. C.; Hale, D. D. S.; McMahon, J.; Townes, C. H.; Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.
 | titul=Precision Measurements of the Diameters of α Orionis and ο Ceti at 11 Microns
 | periodikum=The Astrophysical Journal
 | rok=2000
 | měsíc=prosinec
|jazyk=angličtina
 | svazek=544
 | vydání=2
 | strany=1097–1100
 | url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/544/2/1097/pdf/52233.web.pdf
| místo=USA
 | bibcode=2000ApJ...544.1097W
 | doi=10.1086/317264
}}</ref><ref name="BONNEAU">{{Citace periodika
 | autor=Bonneau, D.|autor2= Labeyrie, A.
 | titul=Speckle Interferometry: Color-Dependent Limb Darkening Evidenced on Alpha Orionis and Omicron Ceti
 | periodikum=The Astrophysical Journal
| místo=USA
 | rok=1973
 | svazek= 181
 | strany=L1 |jazyk=angličtina
 | bibcode=1973ApJ...181L...1B
 | doi=10.1086/181171}}</ref><ref name="BALEGA">{{Citace monografie
 | autor=Balega, Iu.|spoluautoři= Blazit, A.; Bonneau, D.; Koechlin, L.; Labeyrie, A.; Foy, R.
 | titul=The angular diameter of Betelgeuse
 | periodikum=Astronomy and Astrophysics
 | měsíc=listopad
 | svazek=115
 | jazyk=angličtina
 | vydání= 2
 | rok=1982
 | strany=253–56
 | bibcode=1982A&A...115..253B
}}</ref> Pokud bychom jednoduše tato data přijali a zkombinovali je s&nbsp;historickými vzdálenostními odhady od 180 do 815 světelných let, předpokládaný poloměr hvězdného disku by se mohl nacházet kdekoliv v&nbsp;rozmezí 1,2 – 8,9 AU (průměr 2,4 až 17,8 AU).<ref name="NOTEANGULAR" group="P">V&nbsp;následující tabulce je uveden neúplný seznam úhlových měření prováděných od roku 1920. Součástí je také sloupec s&nbsp;aktuální nabídkou poloměrů z&nbsp;jednotlivých studií, na základě těch nejnovějších je vzdálenost α Ori odhadována (Harperem) na 197 ± 45 [[parsec|pc]].

{| class="wikitable" cellpadding="1" style="border:darkgrey; text-align:center; background:none;"
|-
! style="width:50pt; text-align:left;"|Článek
! style="width:30pt;"|Rok<sup>1</sup>
! style="width:50pt;"|Dalekohled
! style="width:15pt;"|[[Měření|#]]
! style="width:80pt;"|[[Elektromagnetické záření]]
! style="width:70pt;"|λ ([[mikrometr|μm]])
! style="width:75pt;"|{{unicode|∅}} ([[miliarsekunda|mas]])<sup>2</sup>
! style="width:70pt;"|Poloměry<sup>3</sup> @<br />197±45 [[parsek|pc]]
! style="width:160pt;"|Poznámky
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M Michelson]
|1920
|[[Observatoř Mount Wilson|Mt-Wilson]]
|1
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.575
|47.0 ± 4.7
|3.2–6.3 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Okrajové ztemnění +17% = 55.0
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...181L...1B Bonneau]
|1972
|[[Observatoř Palomar|Palomar]]
|8
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.422–0.719
|52.0–69.0
|3.6–9.2 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Silné korelace{{unicode|∅}} a λ
|- valign="top"
| style="text-align:left;" rowspan="2"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/1982A&A...115..253B Balega]
|1978
| style="text-align:center;"|[[ESO 3.6 m Dalekohled|ESO]]
|3
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.405–0.715
|45.0–67.0
|3.1–8.6 [[Astronomická jednotka|AU]]
| rowspan="2" style="text-align:left; vertical-align:middle;"|Bez korelací {{unicode|∅}} a λ
|- valign="top"
|1979
|[[Speciální astrofyzikální observatoř Ruské akademie věd|SAO]]
|4
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.575–0.773
|50.0–62.0
|3.5–8.0 [[Astronomická jednotka|AU]]
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/1990MNRAS.245P...7B Buscher]
|1989
|[[Dalekohled Williama Herschela|WHT]]
|4
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.633–0.710
|54.0–61.0
|4.0–7.9 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Objev asymetrií/horkých skvrn
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..369W Wilson]
|1991
|[[Dalekohled Williama Herschela|WHT]]
|4
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.546–0.710
|49.0–57.0
|3.5–7.1 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Potvrzení horkých skvrn
|- valign="top"
| style="text-align:left;" rowspan="2"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.285..529T Tuthill]
|1993
|[[William Herschel Telescope|WHT]]
|8
|[[Viditelné záření|Viditelné]]
|0.633–0.710
|43.5–54.2
|3.2–7.0 [[Astronomická jednotka|AU]]
| rowspan="2" style="text-align:left; vertical-align:middle;"|Studium horkých skvrn na třech hvězdách
|- valign="top"
|1992
|[[Dalekohled Williama Herschela|WHT]]
|1
|[[Infračervené záření#Rozdělení|NIR]]
|0.902
|42.6 ± 0:03
|3.0–5.6 [[Astronomická jednotka|AU]]
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...544.1097W Weiner]
|1999
|[[Infrared Spatial Interferometer|ISI]]
|2
|[[Infračervené záření#Rozdělení|MIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|N Band]])
|11.150
|54.7 ± 0.3
|4.1–6.7 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Okrajové ztemnění = 55.2 ± 0.5
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...418..675P Perrin]
|1997
|[[Infrared Optical Telescope Array|IOTA]]
|7
|[[Infračervené záření#Rozdělení|NIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|K Band]])
|2.200
|43.33 ± 0.04
|3.3–5.2 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|K&L Band,11.5μm data kontrast
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...508..923H Haubois]
|2005
||[[Infrared Optical Telescope Array|IOTA]]
|6
|[[Infračervené záření#Rozdělení|NIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|H Band]])
|1.650
|44.28 ± 0.15<sup>‡</sup>
|3.4–5.4 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Rosseland diameter 45.03 ± 0.12
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/2009RMxAC..37..179H Hernandez]
|2006
|[[Very Large Telescope|VLT]]
|2
||[[Infračervené záření#Rozdělení|NIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|K Band]])
|2.099–2.198
|42:57 ± 0:02
|3.2–5.2 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Vysoce přesné výsledky od AMBER.
|- valign="top"
|align="left"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...503..183O Ohnaka]
|2008
|[[Very Large Telescope|VLTI]]
|3
|[[Infračervené záření#Rozdělení|NIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|K Band]])
|2.280–2.310
|43.19 ± 0.03
|3.3–5.2 [[Astronomická jednotka|AU]]
|align="left"|Okrajové ztemnění 43.56 ± 0.06
|- valign="top"
| style="text-align:left;" rowspan="3"|[http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...697L.127T Townes]
|1993
|[[Infrared Spatial Interferometer|ISI]]
| style="vertical-align:middle;" rowspan="3"|17
|[[Infračervené záření#Rozdělení|MIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|N Band]])
|11.150
|56.00 ± 1.00
|4.2–6.8 [[Astronomická jednotka|AU]]
| style="text-align:left;" rowspan="3"|Systematická studie zahrnující 17 měření o stejné vlnové délce v letech 1993 - 2009
|- valign="top"
|2008
||[[Infrared Spatial Interferometer|ISI]]
|[[Infračervené záření#Rozdělení|MIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|N Band]])
|11.150
|47.00 ± 2.00
|3.6–5.7 [[Astronomická jednotka|AU]]
|- valign="top"
|2009
|[[Infrared Spatial Interferometer|ISI]]
|[[Infračervené záření#Rozdělení|MIR]] ([[Infračervená astronomie#Moderní infračervená astronomie|N Band]])
|11.150
|48.00 ± 1.00
|3.6–5.8 [[Astronomická jednotka|AU]]
|-
|align="left" | [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....135.1430H Harper]
|2004
|[[Very Large Array|VLA]]
|colspan="9" |
|}
<sup>1</sup>Poslední rok pozorování, pokud není uvedeno jinak.<br />
<sup>2</sup>Jednotné měření disku, pokud není uvedeno jinak.<br />
<sup>3</sup>Pro výpočet poloměru byla použita stejná metoda, jako v poznámce 2 níže.<br />
<sup>‡</sup>Měření okrajového ztemnění
</ref> Tento široký možný rozsah je jedním z&nbsp;důvodů, proč je Betelgeuze tak záhadná. Použijeme-li sluneční soustavy jako měřítka, přičemž je oběžná dráha [[Mars (planeta)|Marsu]] od Slunce asi 1,5 AU daleko, [[Ceres (trpasličí planeta)|Ceres]] v&nbsp;[[Hlavní pás|pásu asteroidů]] 2,7 AU a [[Jupiter (planeta)|Jupiter]] 5,5 AU, mohla by fotosféra přesáhnout dráhu Jupitera, ale nikdy by nedosáhla k&nbsp;[[Saturn (planeta)|Saturnu]] (9,5 AU).

Přesný průměr je těžké vymezit z&nbsp;několika důvodů:

# Rytmické expanze a kontrakce fotosféry způsobují, že průměr není nikdy konstantní.
# Neexistuje žádná definovatelná „hrana“ hvězdy jako okraj ztemnění, který způsobuje [[optické emise]] a liší se barvou v&nbsp;závislosti na vzdálenosti od centra.
# Betelgeuze je obklopena cirkumpolární obálkou tvořenou vymrštěnou hmotou. Obálka absorbuje a emituje světlo, což opět ztěžuje určení hranice fotosféry.<ref name="UC BERKELEY">{{Citace elektronické monografie
 | titul=Red giant star Betelgeuse mysteriously shrinking
 | autor=Sanders, Robert
 | datum vydání=09-06-2009
 | práce=UC Berkeley News
 | vydavatel=UC Berkeley |jazyk=angličtina
 | url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2009/06/09_betelim.shtml
 | datum přístupu=2010-04-18
 | poznámky=
Každopadná měření nelze porovnávat, neboť velikost hvězdy závisí na měření vlnové délce světla, řekl Townes. Je to proto, že řídký plyn ve vnějších oblastech hvězdy vyzařuje světlo stejně tak, jako ho absorbuje, takže je obtížné určit okraj hvězdy.}}</ref>
# Měření je možné provádět na různých vlnových délkách v&nbsp;rámci [[Elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]], ale s&nbsp;každou [[Vlnová délka|vlnovou délkou]] se odhalí něco jiného. Pozorované úhlové průměry jsou výrazně větší ve viditelném, nejmenší v&nbsp;blízkém infračerveném a pak opět větší ve středním infračerveném záření.<ref name="PERRIN2">{{Citace monografie
 | titul=Interferometric observations of the supergiant stars α Orionis and α Herculis with FLUOR at IOTA
 | autor=Perrin, G.; Ridgway, S. T.; Coudé du Foresto, V.; Mennesson, B.; Traub, W. A.; Lacasse, M. G.
 | periodikum=Astronomy and Astrophysics
 | svazek=418
 | vydání= 2
 | strany=675–85
 | rok=2004
 | doi=10.1051/0004-6361:20040052
 | bibcode=2004A&A...418..675P
 | poznámky=Za předpokladu, že ve vzdálenosti 197 ± 45&nbsp;pc, by se úhlová vzdálenost 43,33 ± 0,04&nbsp;mas rovnala poloměru 4,3&nbsp;AU nebo 920&nbsp;R<sub>☉</sub>.|arxiv = astro-ph/0402099}}</ref><ref name="YOUNG">{{Citace elektronické monografie
 |poslední        = Young
 |první           = John
 |datum            = November 24, 2006
 |url              = http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html
 |titul            = Surface imaging of Betelgeuse with COAST and the WHT
 |vydavatel        = University of Cambridge
 |poznámky        = Obrázek horkých skvrn na povrchu Betelgeuze zhotovený ve viditelném a infračerveném záření o vysokém rozlišení pomocí [[interferometr]]u.
 |datum přístupu = 2007-06-21
 |url archivu      = https://web.archive.org/web/20070614111315/http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html
 |datum archivace  = 2007-06-14
 |nedostupné      = ano
}}</ref> Rozdíl v&nbsp;těchto průměrech může činit až 30–35 %, ale protože každá vlnová délka podá něco jiného, porovnání jednoho pozorování s&nbsp;jiným může být obtížné.<ref name="UC BERKELEY" />
# [[Atmosférické zvlnění]] vlivem [[Turbulentní proudění|turbulencí]] odbourává a tím omezuje úhlové rozlišení, které je možné získat pozemními dalekohledy.<ref name="BUSCHER" />

[[Soubor:Betelgeuse radio wavelengths.jpg|náhled|vpravo|250px|Radiový snímek ukazující velikost fotosféry Betelgeuse (kruh) a účinek konvektivních sil v&nbsp;asymetrické atmosféře, zvětšujícím se až za oběžnou dráhu Saturnu.]]

Výzkumní pracovníci použili k&nbsp;překonání těchto problémů řadu řešení. Astronomická interferometrie byla poprvé představena [[Hippolyte Fizeau]]em v&nbsp;roce [[1868]].<ref name="PERRIN1">{{Citace periodika
 | autor=Perrin, Guy; Malbet, Fabien
 | titul=Observing with the VLTI
 | periodikum=EAS Publications Series
 | rok=2003
 | svazek= 6
 | bibcode=2003EAS.....6D...3P}}</ref> Navrhl pozorování hvězd přes dva otvory ([[apertura|apertury]]) pro získání interference, která by poskytla informace o&nbsp;prostorovém rozložení zdroje světla. Od té doby se věda posunula značně vpřed a používá interferometry s&nbsp;více otvory, kde se navzájem překrývá velký počet snímků. Tyto „flekaté“ obrazy jsou pak syntetizovány [[Fourierova řada|Fourierovou analýzou]] – metodou, která již byla využita u&nbsp;široké škály astronomických objektů, včetně [[Dvojhvězda|dvojhvězd]], [[kvasar]]ů, [[asteroid]]ů a [[jádro galaxie|jader galaxií]].<ref name="WORDEN">{{Citace periodika
 | autor=Worden, S.
 | titul=Speckle interferometry
 | periodikum=New Scientist
 | rok=1978
 | měsíc=duben
 | svazek=78
 | strany=238–40
 | bibcode=1978NewSc..78..238W}}</ref> Vesmírné observatoře, jako je [[Hipparcos]], [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubble]] a [[Spitzer]] též produkují významné objevy v&nbsp;této oblasti.

Současná debata se točí okolo vlnové délky (viditelná, blízká infračervená, střední infračervená), která poskytuje nejpřesnější úhlové měření.<ref name="NOTEANGULAR" group="P" /> Nejvíce přijímané řešení se zdá být ve středním infračerveném pásmu pomocí [[ISI]], umístěném na [[Space Sciences Laboratory]] na [[Kalifornská univerzita v Berkeley|Kalifornské univerzitě]]. V&nbsp;období roku [[2000]] skupina pod vedením [[John Weiner|Johna Weinera]] zveřejnila dokument znázorňující Betelgeuze jako jednotný disk o&nbsp;54,7 ± 0,3 mas.<ref name="WEINER" /> Dokument také bere v&nbsp;potaz teoretický příspěvek okrajového ztemnění a dává mu pak průměr 55,2 ± 0,5 mas (to se rovná zhruba 5,5 AU, což je 1180násobek slunečního) za předpokladu, že vzdálenost činí 197,0 ± 45 pc.<ref name="NOTERADIUS" group="P">Pro výpočet průměrného poloměru Betelgeuze je třeba začít vzorcem pro [[Úhlová velikost|úhlový průměr]]:

:<math> {\delta} = \frac{d_B}{D_B}</math>

kde je '''<math>{\delta}</math>''' úhlový průměr Betelgeuze v&nbsp;úhlových vteřinách, '''<math>{d_B}</math>''' průměr hvězdy v&nbsp;[[Astronomická jednotka|AU]] a '''<math>{D_B}</math>''' vzdálenost od Země v&nbsp;[[parsek|parsecích]]. Je-li znám úhlový průměr a vzdálenost, '''<math>{d_B}</math>''' vychází takto:

:<math>d_B = \delta \cdot D_B = {0.0552} \cdot 197.0 = 10.874 AU</math>.

Betelgeuze má pak následující poloměr:

:<math>R_B = {\left ( {\frac {d_B}{2}} \right )} = {\left ( {\frac {10.874}{2}} \right )} = 5.437 AU</math>.

Vzhledem k&nbsp;tomu, že:

# se tu objevují významné chybové faktory ve dvou proměnných - v&nbsp;úhlovém průměru ('''<math>{\delta}</math>''') a vzdálenosti ('''<math>{D_B}</math>'''),
# díky čemuž je rozsah možného poloměru pro Betelgeuze od 4,2 do 6,9 AU a
# hypotéze, že se poloměr neustále mění,

astronomická komunita vybrala '''5.5 AU''' - oběžnou dráhu Jupitera - jako koncepčně nejlepší řešení.
<br />
Převod 5,5 AU na solární jednotky je matematicky jednoduchý. Pro 1 AU = 149 597 871 km a průměr Slunce = 1 392 000 km (tedy přibližně o&nbsp;poloměru 696 000 km) je výpočet následující (zaokrouhleno):

:<math>d_B = {\left ( 5.5 AU \right )} {\left ( {\frac {149,597,871 km}{696,000 km}} \right )} = 1,180 R_{\odot}</math>
</ref> Vzhledem k&nbsp;úhlovému chybovému faktoru ± 0,5 mas v&nbsp;kombinaci s&nbsp;chybou paralaxy o&nbsp;± 45 pc nalezené v&nbsp;číslech od Harpera, by poloměr fotosféry skutečně mohl být stejně tak malý jako 4,2 AU, či tak velký jako 6,9 AU.

Když překročíme Atlantik, další tým astronomů pod vedením [[Guy Perrin]]a z&nbsp;[[Pařížská observatoř|Pařížské observatoře]] předložil v&nbsp;roce [[2004]] dokument, v&nbsp;němž tvrdí, že hodnota v&nbsp;blízkém infračerveném spektru 43:33 ± 0:04 mas byla získána přesnějším fotosférickým měřením.<ref name="PERRIN2" /> „Odpovídající scénář k&nbsp;vysvětlení zkoumání této hvězdy ve viditelném a středním infračerveném záření může být nastavení“, oznamuje Perrin. „Hvězda je vidět přes tlustou, teplou rozšířenou atmosféru, která rozptyluje světlo na krátkých vlnových délkách a tak lehce navyšuje jeho průměr. Rozptyl se stává zanedbatelný nad 1,3 lm. Horní část atmosféry je téměř průhledná v&nbsp;[[K a L]] – průměr je minimální na těchto vlnových délkách, kde je možné vidět přímo klasickou fotosféru. Ve středním infračerveném pásmu tepelné emise vroucí atmosféry také zvyšují zdánlivý průměr hvězdy.“ Jedná se o&nbsp;dosti důležitý argument, který si však ještě musí získat širokou podporu mezi astronomy.<ref name="UC BERKELEY" />

Novější studie, provedené v&nbsp;blízkém infračerveném pásmu s&nbsp;[[IOTA]] a [[VLTI]], přinesly výraznou podporu v&nbsp;Perrinově analýze získávání průměru. Podaly 42,57 – 44,28 mas s&nbsp;působivě nízkým chybovým faktorem – ne více než 0,04 mas.<ref name="HERNANDEZ">{{Citace periodika
 | autor=Accurate diameter measurement of Betelgeuse using the VLTI/AMBER instrument
 | titul=Hernandez Utrera, O.; Chelli, A.
 | periodikum=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias)
 | rok=2009
 | měsíc=listopad
 | jazyk=angličtina
 | svazek=37
 | strany=179–80
 | url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..37/PDF/RMxAC..37_ohernandez.pdf
 | bibcode=2009RMxAC..37..179H
 }} {{Wayback|url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..37/PDF/RMxAC..37_ohernandez.pdf |date=20110715041557 }}</ref><ref name="HAUBOIS">{{Citace periodika
 | autor=Haubois, X.; Perrin, G.; Lacour, S.; Verhoelst, T.; Meimon, S., ''et al.''
 | titul=Imaging the spotty surface of Betelgeuse in the H band
 | periodikum=Astronomy and Astrophysics
 | rok=2009
 | měsíc=prosinec
 | svazek=508|jazyk=angličtina
 | vydání=2
 | strany=923–932
 | datum přístupu=2007-06-25
 | bibcode=2009A&A...508..923H
 | doi=10.1051/0004-6361/200912927}}</ref> Zásadním zlom v&nbsp;této diskuzi však přinesl druhý dokument zveřejněný týmem [[Berkeley]] v&nbsp;roce [[2009]], tentokrát pod vedením [[Charles Hard Townes|Charlese Townese]], v&nbsp;němž se uvádí, že se poloměr Betelgeuze zmenšil mezi lety [[1993]]–2009 o&nbsp;15 %, přičemž v&nbsp;roce [[2008]] bylo úhlové měření rovno 47,0 mas, nedaleko odhadu Perrina.<ref name="TOWNES1" /><ref name="COWEN">{{Citace elektronické monografie
 | url=http://www.sciencenews.org/view/generic/id/44573/title/Betelgeuse_shrinks
 | titul=Betelgeuse shrinks: The red supergiant has lost 15 percent of its size
 | datum=2009-06-10
 | jazyk=angličtina
 | autor=Ron Cowen
 | poznámky=Výzkumníci oznámili 9. června na zasedání [[Americká astronomická společnost|Americké astronomické společnosti]] a 1. června na Astrophysical Journal Letters, že smrštění odpovídá kontrakcím hvězdy o vzdálenosti rovnající se tou mezi Venuší a Sluncem.
 | datum přístupu=2011-07-16
 | url archivu=https://web.archive.org/web/20110629205838/http://www.sciencenews.org/view/generic/id/44573/title/Betelgeuse_shrinks
 | datum archivace=2011-06-29
 | nedostupné=ano
 }}</ref> Na rozdíl od většiny dosud nezveřejněných prací, tento referát představoval systematické studium hvězdy po dobu 15 let na jedné konkrétní vlnové délce. Pro porovnání – dřívější studie trvaly typicky jeden den až dva roky a prozkoumaly hvězdu ve více vlnových délkách, kde se často získávaly rozdílné výsledky. Úbytek je patrný z&nbsp;rozdílu hodnot mezi 56,0 ± 0,1 mas naměřeném v&nbsp;roce 1993 a 47,0 ± 0,1 mas z&nbsp;roku 2008 – kontrakce téměř 0,9 AU.<ref name="NOTECONTRACTION" group="P">
Ohlášený poloměr Betelgeuze se o&nbsp;hodnotě 56,0 mas z&nbsp;roku 1993 rovná 5,516 AU (1,185 <math>\begin{smallmatrix}R_{\odot} \end{smallmatrix}</math>) za předpokladu, že vzdálenost činí 197,0 pc. Při úhlovém průměru 47,0 mas naměřeném z&nbsp;roku 2008 by se poloměr rovnal 4,63 AU (995 <math>\begin{smallmatrix}R_{\odot} \end{smallmatrix}</math>), což je snížení o&nbsp;0,887 AU rovnající se oblastí mezi oběžnou dráhou Venuše a těsně pod oběžnou drahou Země.<br />
Pro výpočet průměrné rychlosti kontrakce je chybějící proměnnou čas. Měření z&nbsp;30. října 1993 a z&nbsp;29. října 2008 dává časový rámec 5 478 dnů. Z&nbsp;tohoto důvodu:<br />
<br />
'''0.887 AU × 149,597,871 km ÷ 5,478 dní ÷ 24 hodin ≈ 1,008 km/h.<br />'''
<br />
je třeba poznamenat, že rychlost výpočtu je značně závislá na odhadované vzdálenosti (paralaxy) Betelgeuze. Budeme-li předpokládat vzdálenost od Hipparchova teleskopu (131 [[Parsek|pc]] nebo 425 [[světelný rok|ly]]) namísto Harperova odhadu, rychlost poklesne na 671 km/h.</ref> Co není zcela známo, je, zda jsou tato pozorování i&nbsp;důkazem rytmických expanzí a kontrakcí hvězdy, jak se astronomové domnívali, a pokud ano, jak pravidelné cykly by to mohly být. Townes naznačuje, že pokud cyklus existuje, je pravděpodobné, že bude několik století dlouhý.<ref name="TOWNES1" /> V&nbsp;důsledku toho nebudeme vědět, dokud nebudou celá data z&nbsp;cyklu shromážděna, zda v&nbsp;roce 1993 hodnota 56,0 mas představuje maximální rozšíření hvězdy, jak si myslíme, nebo zda hodnota 47,0 v&nbsp;roce 2008 představuje ve skutečnosti minimum. Bude pravděpodobně trvat dalších 15 let nebo déle (2025 CE), než budeme s&nbsp;jistotou vědět, zda Jupiterův [[Oběžná dráha|orbit]] 5,5 AU bude sloužit jako pravděpodobný střední průměr hvězdy.<ref name="APOD1">{{Citace monografie
 | autor=Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)
 | titul=Betelgeuse, Betelgeuse, Betelgeuse
 | periodikum=Today's [[Astronomy Picture of the Day]]
 | datum vydání=05-06-1999|jazyk=angličtina
 | url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.html
 | datum přístupu=2010-07-10}}</ref><ref name="APOD2">{{Citace periodika| autor=Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA) | titul=The Spotty Surface of Betelgeuse|jazyk=angličtina | periodikum=Today's [[Astronomy Picture of the Day]] | datum=January 6, 2010 | url=http://apod.nasa.gov/apod/ap100106.html | datum přístupu=2010-07-18 | poznámky=Vzhledem k probíhající diskuzi a řadě nejasností okolo skutečné velikosti Betelgeuze, v roce 2010 [[Astronomy Picture of the Day|APOD]] znovu potvrdila oběžnou dráhu jako "standardní měřítko" poloměru hvězdy.}}</ref>

Kdysi byla Betelgeuze považována po Slunci za hvězdu s&nbsp;největším úhlovým průměrem, v&nbsp;roce 1997 však prvenství ztratila ve prospěch [[R Doradus]] s&nbsp;průměrem 57,0 ± 0,5 mas.<ref name="BEDDING">{{Citace periodika
 | autor=Bedding, T. R. |spoluautoři= Zijlstra, A. A.; von der Luhe, O.; Robertson, ''a další''
 | titul=The angular diameter of R Doradus: a nearby Mira-like star
 | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok=1997
 | svazek=286|jazyk=angličtina
 | vydání=4
 | strany=957–62
 | bibcode=1997MNRAS.286..957B
|arxiv = astro-ph/9701021}}</ref>

==== Pozorování z let 2019 - 20 ====
Pulzující polopravidelná proměnná hvězda Betelgeuse podléhá několika cyklům rostoucí a klesající jasnosti v důsledku změn své velikosti a teploty.  Astronomové, kteří jako první zaznamenali stmívání Betelgeuse - Richard Wasatonic a Edward Guinan z Villanovy University a amatér Thomas Calderwood se domnívají, že jde o shodu normálního minima 5,9letého světelného cyklu a hlubší než normální 425denní periodu jako hnacími faktory. Další možné příčiny v kolísání jasnosti povrchu hvězdy z konce roku 2019 byly erupce plynu a prachu.

V srpnu 2020 dlouhodobé a rozsáhlé studie Betelgeuse, primárně využívající ultrafialová pozorování Hubbleovým vesmírným dalekohledem, naznačují, že neočekávané stmívání bylo pravděpodobně způsobeno nesmírným množstvím superžhavého materiálu vyvrženého do vesmíru. Materiál se ochladil a vytvořil prachový oblak, který blokoval světlo hvězd přicházející asi ze čtvrtiny povrchu Betelgeuse. Hubble zachytil známky hustého, zahřátého materiálu pohybujícího se atmosférou hvězdy v září, říjnu a listopadu současně s několika dalekohledy, které pozorovaly výraznější stmívání v prosinci a prvních několika měsících roku 2020.

Do ledna 2020 se Betelgeuse ztlumila faktorem přibližně 2,5 z magnitudy 0,5 na 1,5, a v únoru v ''The Astronomer's Telegram'' hlásila stále slabší na rekordním minimu +1,614 s tím, že hvězda je v současnosti „nejméně svítivá a nejchladnější“ za 25 let jejího studia, a také vypočetli úbytek poloměru. ''Astronomy'' to popsal jako „bizarní stmívání“  a spekulace v mainstreamových médiích usuzovaly, že by to mohlo naznačovat hrozící supernovu. Astronomové však jedním dechem poznamenali, že se supernova očekává až během přibližně příštích 100 000 let, a je tedy nepravděpodobné, že by se mělo jednat o bezprostřední úkaz. Betelgeuse tehdy klesla z jedné z 10 nejjasnějších hvězd na obloze pod 20 nejlepších, byla znatelně slabší než její blízký soused Aldebaran.

Do 17. února 2020 zůstávala jasnost Betelgeuse konstantní asi 10 dní, aby následně vykazovala známky opětovného rozjasnění.  Dne 22. února 2020 se možná Betelgeuse přestala stmívat úplně, až na konec epizody stmívání. Dne 24. února 2020 nebyla zjištěna žádná významná změna v infračerveném záření za posledních 50 let; zdálo se, že to nesouvisí s nedávným vizuálním vyblednutím a naznačovalo to, že hrozící kolaps jádra může být nepravděpodobný.  Dne 24. února 2020 také další studie naznačily, že nejpravděpodobnějším vysvětlením stmívání hvězdy může být okluze „velkozrnného cirkumstelárního prachu“.  Studie, které využívají pozorování na submilimetrových vlnových délkách, vylučují významný podíl absorpce prachu. Místo toho se zdá, že příčinou stmívání jsou velké hvězdné skvrny. Následné studie zveřejněné 31. března 2020 v ''The Astronomer's Telegram'' zjistily rychlý nárůst jasnosti Betelgeuze.

Betelgeuse je mezi květnem a srpnem ze země téměř nepozorovatelná, protože je příliš blízko Slunci. Před vstupem do konjunkce se Sluncem v roce 2020 dosáhla Betelgeuze jasnosti +0,4 . Pozorování kosmickou sondou STEREO-A uskutečněná v červnu a červenci 2020 ukázala, že hvězda se od posledního pozemského pozorování v dubnu ztmavla o 0,5. To je překvapivé, protože maximum bylo očekáváno na srpen/září 2020 a další minimum by mělo nastat kolem dubna 2021. Je však známo, že jas Betelgeuse se nepravidelně mění, což ztěžuje předpovědi. Pokles jasnosti by mohl naznačovat, že k další události stmívání může dojít mnohem dříve, než se očekávalo. Dne 30. srpna 2020 astronomové ohlásili detekci druhého prachového mračna emitovaného z Betelgeuze a souvisejícího s nedávným podstatným stmíváním (sekundární minimum 3. srpna) ve svítivosti hvězdy. Vysvětlení příčiny vzniku prachu podala studie z června 2021 - na svědomí ho měla pravděpodobně chladná skvrna na fotosféře hvězdy a v srpnu potvrdila tyto výsledky druhá nezávislá skupina. Předpokládá se, že prach vznikl ochlazením plynu vyvrženého z hvězdy.

== Název ==

=== Původ ===
Betelgeuze byla známá pod různými názvy, jako například ''Betelgeux'' či ''Beteigeuze'' (v němčině, podle Bodeho). Názvy ''Betelgeux'' a ''Betelgeuze'' byly používány až od začátku 20.&nbsp;století, kdy se ''Betelgeuse'' stalo pojmenováním univerzálním.

=== Etymologie ===
Poslední část jména – „elgeuse“, pochází z arabského al-Džauzā ({{Cizojazyčně|ar|الجوزاء}}), historického pojmenování souhvězdí Orion. Kořen dž-w-z ({{Cizojazyčně|ar|جوز}}) slova ''džauzá'' znamená „střed(ní)“, proto má al-Džauzā zhruba význam „hlavní, ústřední“. Později bylo al-Džauzā vybráno za vědecké arabské jméno pro souhvězdí Orion a [[Souhvězdí Blíženců|Blíženců]]. Současné arabské jméno Orionu je al-Džabbár ({{Cizojazyčně|ar|الجبار}}), jméno al-Džauzā je ale stále používáno.<ref>{{Citace monografie
 | příjmení = Kunitzsch 
 | jméno = Paul
 | příjmení2 = Smart
 | jméno2 = Tim
 | titul = A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations
 | url = https://archive.org/details/dictionaryofmode0000kuni
 | vydání = 2nd rev
 | vydavatel = Sky Pub
 | místo = Cambridge, Massachusetts
 | rok = 2006
 | počet stran = 
 | stránky = 45
 | jazyk = anglicky
 | isbn = 9781931559447
}}</ref>

Panuje určitá nejistota v první části jména – „Bet“. Dříve se často uvádělo, že pochází z arabského slova ''ibt'' ({{Cizojazyčně|ar|إبط}}) což znamená „podpaží“.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Davis
 | jméno = George R., Jr
 | titul = The pronunciations, derivations, and meanings of a selected list of star names
 | url = https://archive.org/details/pronunciationsde0000davi
 | periodikum = Popular Astronomy
 | rok = 1944
 | měsíc = 
 | ročník = 52
 | číslo = 
 | strany = [https://archive.org/details/pronunciationsde0000davi/page/8 8]–29
 | poznámky = S. 23. 
 | jazyk = anglicky
 | issn = 
}}</ref> Betelgeuse byla navíc často chybně překládána jako „podpaží toho hlavního“.<ref>{{Citace monografie
 | příjmení = Ridpath 
 | jméno = Ian
 | titul = The Monthly Sky Guide
 | url = https://archive.org/details/monthlyskyguide0000ridp
 | vydání = 7
 | vydavatel = Cambridge University Press
 | místo = 
 | rok = 2006
 | počet stran = 
 | stránky = 8
 | svazek = 
 | jazyk = anglicky
 | isbn = 0521684358
}}</ref> Paul Kunitzsch, profesor arabistiky na mnichovské univerzitě, tuto teorii odmítl a vyslovil názor, že arabské jméno původně znělo {{lang|ar|يد الجوزاء}} a znamenalo Ruka ''al-Džauzā'<nowiki />'', tedy '''Ruka Orionu'''.<ref name="KUNITZSCH1959">{{cite book|author=Kunitzsch, Paul|year=1959|title=Arabische Sternnamen in Europa|publisher=[[Otto Harrassowitz]]|location=Wiesbaden}}</ref> Jeho teorii se dnes dává přednost.

V tradiční čínské astronomii je Betelgeuze známá jako Šen-siou-s’ ({{Čínsky|pchin-jin= Shēnxiùsì |znaky= 参宿四}}), doslova „'''Čtvrtá [hvězda souhvězdí] Tří hvězd'''“.

Německé jméno hvězdy doznalo změny v důsledku nesprávného výkladu „L“ jako „i“. Výsledkem pak bylo Bete Geuze. Během devatenáctého a počátku dvacátého století se objevily další varianty jména, jako jsou ''Betelgeuze'' nebo ''Betelgeux'', ale obě byly nahrazeny ''Betelgeuse'' kvůli dodržení standardního pravopisu.

Existují však i jiná tradiční pojmenování, a to například:

* v [[arabština|arabštině]] ''al-Dhirá'' (ذراع) („paže“), al-Mankib (المنکب) („rameno“), a al-Jad al-Jumná (اليَد اليُمْنَى) („pravá ruka“), Bajt al-Džauzá (بيت الجوزاء)
* v [[hindština|hindštině]] ''Ardra'',
* V [[koptština|koptštině]] ''Klaria'' („náramek“),
* v [[Střední perština|pársiku]] ''Bašn'' („rameno“),
* v [[japonština|japonštině]] 平家星 („hvězda klanu Heike“)

* či další názvy odvozené od původního arabského výrazu: ''Bed Elgueze'', ''Beit Algueze'', ''Ied Algeuze'' a ''Yedelgeuse''.

== Betelgeuze v&nbsp;kultuře ==
Díky svému jasu na noční obloze a charakteristické sytě červené barvě Betelgeuze měla a stále ještě má jistý vliv na kulturu a mytologii různých národů, starověkých i moderních.

=== Astrologie ===
Betelgeuze vystupuje v [[Astrologie|astrologii]] jako hvězda signalizující blahobyt či poctu.<ref>{{Citace elektronického periodika |titul=Archivovaná kopie |url=http://astrologie.sweb.cz/inzeraty/johannes/manual/manual25.htm |datum přístupu=2011-07-19 |url archivu=https://web.archive.org/web/20121120133120/http://astrologie.sweb.cz/inzeraty/johannes/manual/manual25.htm |datum archivace=2012-11-20 }}</ref><ref>{{Citace elektronického periodika |titul= |url=http://nostradamus.esoterickenoviny.cz/?page_id=99 |datum přístupu=2011-07-19 |url archivu=https://web.archive.org/web/20110711185341/http://nostradamus.esoterickenoviny.cz/?page_id=99 |datum archivace=2011-07-11 |nedostupné=ano }}</ref> Například v [[Laroussova encyklopedie astrologie|Laroussově encyklopedii astrologie]] je uvedena jako „posel bohatství“, Elsbeth Ebertin ve svém díle Astrology and Romance uvádí, že hvězda přináší nehynoucí slávu. Zaznamenal však, že v červnu a červenci 1927, když byl Měsíc v konjunkci s touto hvězdou, zemřelo mnoho lidí na následky úderu bleskem, či se stali oběťmi explozí nebo atentátů.<ref>{{Citace elektronického periodika |titul= |url=http://astrolexikon.webnode.cz/astrologicky-slovnik/b/ |datum přístupu=2011-07-19 |url archivu=https://web.archive.org/web/20110828143633/http://astrolexikon.webnode.cz/astrologicky-slovnik/b/ |datum archivace=2011-08-28 |nedostupné=ano }}</ref>

=== Umění ===

==== Literatura ====
* V&nbsp;knize [[Stopařův průvodce po Galaxii]] je to hvězda, o&nbsp;které ''Ford Prefect'', přítel hlavního hrdiny ''Artura Denta'' tvrdí, že je poblíž oné hvězdy jeho rodná planeta.
* O&nbsp;této hvězdě je zmínka také v&nbsp;knize [[Stanisław Lem|Stanisława Lema]] ''Hvězdné deníky'' na výpravách Ijona Tichého.
* Philip K. Dick cituje Betelgeuse v některých svých příbězích jako hříčku s jejím jménem, kde postavy jsou švábi (v angličtině Beetle připomíná začátek názvu Betelgeuse).
* V románu Rafinovaný bůh (2001) od [[Robert J. Sawyer|Roberta J. Sawyera]] se z Betelgeuse stane supernova, která ohrožuje život svým silným gama zářením, které bylo nakonec mnohem silnější, než se vědci očekávali.
* V Planetě opic od Pierre Boulle se většina příběhu odehrává na planetě obíhající kolem Betelgeuze.
* V románu Duna od Franka Herberta je planetární systém nazvaný Bela Tegeuse (deformace slova Betelgeuse).
* V románu Světlo Orionu v Valerio Evangelisti (cyklus "inquistore Eymerich).
* V Robotech úsvitu od Isaaca Asimova je Betelgeuze popisována jako referenční bod, z něhož je možné nalézt planetu Aurora.
* V příběhu „Transit of Betelgeuse“ od Roberta Chaseho, publikovaném v časopise Analog Science Fictin and Fact v květnu 1990, se pojednává o pokusu o záchranu ve vesmíru několik hodin před explozí Betelgeuze do supernovy, která začíná vystřelováním neutrin. V pokračování se záchrana lodi Endeavour, v Analogu z července/srpna 2005, víceméně podaří, ale loď musí uniknout expandující supernově o rychlosti 1 % světla, zatímco pokouší řešit ještě jiné problémy.
* V August Derleth od HP Lovercraft Cthulhu Myths, je Betelgeuze domovem „benigních“ Elder Gods.
* V Tékumelu, knize a hře od MAR Barker, je Betelgeuze planetární systém, z něhož pochází nehumanoidní druh zvaný Urunén či Cold-Dwellers.
* V Gérard Kleinově knize Le Gambit des Étoiles (1958), je galaxie řízena centrální vládou na Betelgeuze. Jerg Algan se vrací na nejmenovanou planetu obíhající Betelgeuze, aby doručil zprávu o mistrech nesmrtelným členům vlády galaxie.
* V románech něm. spisovatele Arno Schmidta „Leviatan“ (OPUS, 2011) a „Jezerní krajina s Pocahontas“ (OPUS, 2015)

==== Komiksy ====
* Ve světě Bucky O’Hare je Betelgeuze domovem svalnatých paviánů s oranžovou kožešinou.
* Betelgeuze je také jméno druhého z pěti alb série komiksů Leo (první je Aldebaran a poslední Antares), kde se akce konají na planetách obíhajících kolem těchto hvězd.

==== Filmy ====
* Bitevní lodě třídy Yamato – V epizodě je Yamato nalákán do pasti u Alpha Orionis, při níž během útěku loď vstoupí do kórony hvězdy.
* [[Blade Runner]] (1982), kde umírající [[replikant]] Roy Batty hovoří o rameni Oriona (myšlena Betelgeuze).

==== Hry ====
* V počítačové hře Star Control 2 je Betelgeuze známa jako hvězda, kolem které obíhá planeta, z níž pocházejí sirény.
* Ve hře Final Fantasy XII je zbraň pojmenovaná Betelgeuse.
* V počítačové hře Star Trek: Bridge Commandera se systém Betelgeuze jeví jako obyčejný stahovatelný obsah.

==== Jiné ====
* V anglosaských zemích existuje slovní hříčka „Beetlejuice“ či „Beetle Juice“ kvůli stejné výslovnosti se slovem „Betelgeuse“. Například ve filmu ''[[Beetlejuice]]'' z roku 1988 je titulní postavou zlý a zlomyslný skřítek. V záběru na model městského hřbitova, kde v danou chvíli Beetlejuice pobývá, je vidět cedule „Betelgeuse” s ukazatelem na Beetlejuicův hrob.

== Odkazy ==

=== Poznámky ===
<references group="P" />

=== Reference ===
{{Překlad|jazyk=en|článek=Betelgeuse|revize=381322487|jazyk2=it|článek2=Betelgeuse|revize2=33684075}}
<references />

=== Literatura ===
* {{en}} {{Citace monografie | jméno= E. O.|příjmení= Kendall | rok=1845 | titul=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens | vydavatel=Oxford University Press | místo=Philadelphia}}
* {{en}} {{Citace monografie | jméno= John | příjmení= Gribbin| spoluautoři=Mary Gribbin| rok=2001| titul=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection | url= https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | vydavatel=[[Yale University]] Press| isbn = 0-300-09097-8}}
* {{it}} {{Citace monografie | příjmení= AA.VV | titul= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| vydavatel= De Agostini| místo= Novara| rok= 2002}}
* {{it}} {{Citace monografie | příjmení= Gribbin| jméno= J. | titul= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| vydavatel= Garzanti| místo= Milano| rok= 2005| isbn = 88-11-50517-8}}
* {{it}} {{Citace monografie | příjmení= Owen| jméno= W. | spoluautoři= a další| titul= Atlante illustrato dell'Universo| vydavatel= Il Viaggiatore| místo= Milano | rok= 2006| isbn = 88-365-3679-4}}
* {{it}} {{Citace monografie | příjmení= Lindstrom| jméno= J. | titul= Stelle, galassie e misteri cosmici| vydavatel= Editoriale Scienza| místo= Trieste | rok= 2006 | isbn = 88-7307-326-3}}
* {{en}} {{Citace periodika
 | příjmení = Harper
 | jméno = Graham M.
 | příjmení2 = Brown
 | jméno2 = Alexander 
 | příjmení3 = Guinan2
 | jméno3 = Edward F. 
 | svazek=135
 | vydání=4
 | titul = A New VLA-Hipparcos Distance to Betelgeuse and its Implications
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | datum vydání = 2008-03-10
 | datum přístupu=2010-07-10
 | url=http://iopscience.iop.org/1538-3881/135/4/1430/pdf/aj_135_4_1430.pdf
 | formát=PDF
 | bibcode=2008AJ....135.1430H
 | doi = 10.1088/0004-6256/135/4/1430
 | jazyk = angličtina
}}

==== O&nbsp;hvězdách ====
* {{en}} {{Citace monografie| jmnéno= Martin |příjmení=Schwarzschild | titul= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | vydavatel= Princeton University Press | rok=1958 | isbn = 0-691-08044-5 |odkaz na autora = Martin Schwarzschild}}
* {{en}} {{Citace monografie|titul=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| jméno= Martha Evans|příjmení= Martin|jméno2= Donald Howard |příjmení2= Menzel | vydavatel=Courier Dover Publications | místo= Dover| rok= 1964 |strany=147| isbn = 0-486-21099-5}}
* {{en}} {{Citace monografie | jm0no= R. J. |příjmení=Tayler | rok=1994 | titul=The Stars: Their Structure and Evolution | url= https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311 | vydavatel=Cambridge University Press | strany=[https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311/page/n24 16] | isbn = 0-521-45885-4 | místo=Cambridge, Velká Británie}}
* {{en}} {{Citace monografie|titul=Observing Variable Stars|url=https://archive.org/details/observingvariabl00levy_797| jméno= David H.| příjmení= LEVY|jméno2=Janet A.| příjmení2=Mattei| vydavatel=Cambridge University Press| místo= Cambridge| rok= 1998| strany=[https://archive.org/details/observingvariabl00levy_797/page/n238 198]| isbn = 0-521-62755-9}}
* {{en}} {{Citace monografie | jméno= Cliff | příjmení = Pickover| rok =2001 |titul=The Stars of Heaven | url= https://archive.org/details/starsofheaven00pick | místo= Oxford| vydavatel=Oxford University Press | isbn = 0-19-514874-6}}
* {{it}} {{Citace monografie | příjmení= De Blasi| jméno= A. | titul= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| vydavatel= CLUEB| místo= Bologna| rok= 2002| isbn = 88-491-1832-5}}
* {{it}} {{Citace monografie | příjmení= Abbondi| jméno= C. | titul= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| vydavatel= Sandit| místo= | rok= 2007| isbn = 88-89150-32-7}}
* {{en}} {{Citace monografie|titul=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars| jméno= Fred|příjmení= SCHAAF| vydavatel=John Wiley & Sons, Incorporated| místo=Wenheim, Germany| rok= 2008| strany=288| isbn = 978-0-471-70410-2}}

==== Vědecké publikace (v&nbsp;angličtině) ====
* {{Citace periodika | jméno=A. A. |příjmení=Michelson|autor2= F. G. Pease, | titul= Measurement of the diameter of alpha Orionis with the interferometer | periodikum=The Astrophysical Journal | rok=1921 | svazek=53 | strany= 249–259 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M | datum přístupu=20-06-2007 | doi = 10.1086/142603}}
* {{Citace periodika |url= http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1984PASP...96..366G | titul= The variability of alpha Orionis | jméno= Leo |příjmení=Goldberg| periodikum= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| id=ISSN 0004-6280| svazek= 96| měsíc=květen| rok= 1984| strany= 366–371| datum přístupu= 11-02-2009}}
* {{Citace periodika| url= http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1985BAAS...17..598K |titul= On a Possible Close Companion to αOri| jméno= Margarita|příjmení= Karovska|spoluautoři=R. W. Noyes, F. Roddier, P. Nisenson, R. V. Stachnik| periodikum= Bulletin of the American Astronomical Society| svazek= 17| strany= 598 | rok= 1985| datum přístupu= 1-02-2009}}
* {{Citace periodika| url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1986ApJ...308..260K | titul= On the alpha Orionis triple system|jméno= Margarita|příjmení= Karovska|spoluautoři= P. Nisenson, R. Noyes | periodikum=The Astrophysical Journal| id= ISSN 0004-637X| svazek= 308| datum vydání= 01-09-1986| strany= 260–269| datum přístupu= 01-02-2009}}
* {{Citace periodika |jméno=Peter G.|příjmení= Tuthill |spoluautoři=Chris A. Haniff, John E. Baldwin |rok=1997 |titul=Hotspots on late-type supergiants |periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |svazek=285 |číslo=3 |strany= 529–539 |url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.285..529T}}
* {{Citace periodika
 | jméno= D.|příjmení=Burns|spoluautoři= Baldwin, J. E.; Boysen, R. C.; Haniff, C. A.; ''et al.''
 | titul=The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse
 | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok=1997 | měsíc=September | svazek=290 | vydání=1 | strany=L11–L16
 | formát=PDF
 | bibcode=1997MNRAS.290L..11B}}
* {{Citace periodika | jméno=D.|příjmení=Burns|spoluautoři= ''a další'' | titul=The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse | periodikum= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | rok=1997 | svazek=290 | číslo=1 | strany=L11–L16 | datum přístupu=21-06-2007| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997MNRAS.290L..11B%26db_key=AST}}
* {{Citace periodika| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....114..837N| titul= A Parsec-Size Bow Shock around Betelgeuse |jméno= A. |příjmení=Noriega-Crespo|spoluautoři= D. van Buren, Y. Cao, R. Dgani| periodikum= The Astronomical Journal |svazek=114| strany= 837–840 | rok=1997| datum vydání= srpen 1997| doi=10.1086/118517 | datum přístupu= 25-06-2009}}
* {{Citace periodika | jméno=H. | příjmení=Uitenbroek | spoluautoři=A. K. Dupree, R. L. Gilliland | titul=Spatially Resolved Hubble Space Telescope Spectra of the Chromosphere of α Orionis | periodikum=The Astronomical Journal | rok=1998 | svazek=116 | strany=2501–2512 | url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/116/5/2501/980184.html | datum přístupu=20-07-2007 | url archivu=https://web.archive.org/web/20200531050127/https://hkvalidate.perfdrive.com/captcha?ssa=f6c47bb5-c302-4c63-a8a2-2b13213e6f53&ssb=d6higfgifmif0ac1f3zalkmkh&ssc=http%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2F%2Farticle%2F1538-3881%2F116%2F5%2F2501%2F980184.html&ssd=474840105299747&sse=johbohcmkihonmn&ssf=e11783e2cd013e451c503ab4364512c739abe8d1&ssg=358fae84-23b3-4155-a2f4-704d9e59a1a9&ssh=a33dc64c-9ba0-44fa-b607-42a83de3c606&ssi=9deed692-8427-40a0-b343-3ff8c91b2280&ssj=af9833f0-b395-40c0-b71f-3ef2bd650809&ssk=support%40shieldsquare.com&ssl=339824662601&ssm=70909794274994837100125605370037&ssn=0d79272982031a25d6ea7c388171f13b96d725e1d1a9-a775-4fbb-a2c914&sso=a4664198-ae8dcbee6e46d98aed83c63e705ba6c7fa200fafdee80c50&ssp=61400409711590966898159097250087461&ssq=18126230128732443523601287923552053975121&ssr=MjA3LjI0MS4yMjUuMTU4&sss=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Googlebot%2F2.1%3B%20+http%3A%2F%2Fwww.google.com%2Fbot.html%29&sst=Mozilla%2F5.0%20%28Windows%20NT%2010.0%3B%20Win64%3B%20x64%29%20AppleWebKit%2F537.36%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Chrome%2F74.0.3729.169%20Safari%2F537.36&ssu=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Yahoo%21%20Slurp%3B%20http%3A%2F%2Fhelp.yahoo.com%2Fhelp%2Fus%2Fysearch%2Fslurp%29&ssv=2mo4m4os%403rq1s9&ssw=&ssx=211922644256011&ssy=kbehfokeaenloajfhbodagg%40op%40jb%40llnogfbckd&ssz=680e8f57c9de35a | datum archivace=31-05-2020 | nedostupné=ano }} {{Wayback|url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/116/5/2501/980184.html |date=20200531050127 }}
* {{Citace periodika| jméno=A. |příjmení=Lobel|spoluautoři= A. K. Dupree | titul= Modeling the Variable Chromosphere of α Orionis | periodikum=The Astrophysical Journal | rok=2000 | svazek=545 | strany=454–474 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...545..454L | datum přístupu=18-06-2009 | doi = 10.1086/317784}}
* {{Citace periodika | jméno=J. | příjmení=Weiner | spoluautoři=''a další'' | titul=Precision Measurements of the Diameters of α Orionis and ο Ceti at 11 Microns | periodikum=The Astrophysical Journal | rok=2000 | svazek=544 | číslo=2 | strany=1097–1100 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0004-637X/544/2/1097 | datum přístupu=18-06-2009 | doi=10.1086/317264 }}{{Nedostupný zdroj}}
* {{Citace periodika| url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000PASP..112..977R&db_key=AST&high=3e3fbd02fe07066 |titul= Periodicities in the Ultraviolet Flux of α Orionis | jméno=S. A. |příjmení=Rinehart|spoluautoři= Arsen R. Hajian, J. R. Houck, Yervant Terzian | periodikum= Publications of the Astronomical Society of the Pacific | svazek = 112| číslo= 773| strany= 977–982| měsíc= červenec| rok= 2000 |doi= 10.1086/316591| datum přístupu= 10-02-2009}}
* {{Citace periodika| url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/551/2/1073/51800.text.html| periodikum=The Astrophysical Journal| svazek=551| strany=1073–1098| datum vydání=20-04-2001| titul=A Spatially Resolved, Semiempirical Model for the Extended Atmosphere of α Orionis (M2 Iab)| jméno=Graham M.| příjmení=Harper| spoluautoři=Alexander Brown, Jeremy Lim| datum přístupu=6-02-2009}}{{Nedostupný zdroj}}
* {{Citace periodika| url= http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2002/18/aa1634/aa1634.right.html| periodikum=Astronomy and Astrophysics| svazek=386| strany= 1009–1018 | rok= 2002| doi= 10.1051/0004-6361:20020363| titul= The outer atmosphere of the M-type supergiant α Orionis: K I 7699 Å emission | jméno= B. |příjmení=Plez|spoluautoři= D. L. Lambert | datum přístupu= 8-02-2009}}
* {{Citace periodika |url= http://uk.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0402/0402099v1.pdf |jméno= G. |příjmení= Perrin |spoluautoři= S. T. Ridgway, V. Coud´e du Foresto, B. Mennesson, W. A. Traub, M.G. Lacasse |titul= Interferometric observations of the supergiant stars α Orionis and α Herculis with FLUOR at IOTA |datum vydání= 04-02-2004 |periodikum= Astronomy and Astrophysics |svazek= 418 |strany= 675–685 |doi= 10.1051/0004-6361:20040052 |datum přístupu= 18-06-2009 }} {{Wayback|url=http://uk.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0402/0402099v1.pdf |date=20200531050148 }}
* {{Citace periodika| url= http://www.astro.ku.dk/~dorch/paper/copies/Dorch2004.pdf | jméno= S. B. F. |příjmení=Dorch | titul= Magnetic activity in late-type giant stars: Numerical MHD simulations of non-linear dynamo action in Betelgeuse| periodikum= Astronomy and Astrophysics| svazek= 423| strany= 1101–1107 | měsíc= září|rok= 2004|datum přístupu= 18-06-2009}}
* {{Citace periodika| titul= Mass Motions in the Photosphere of Betelgeuse| jméno= David F. |příjmení=Gray | periodikum= The Astronomical Journal| svazek = 135| číslo= 4| strany= 1450–1458| měsíc=duben| rok=2008| doi= 10.1088/0004-6256/135/4/1450| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....135.1450G| datum přístupu= 03-02-2009}}
* {{Citace periodika| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...697L.127T |titul= A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse| jméno= C. H. |příjmení=Townes|spoluautoři= E. H. Wishnow, D. D. S. Hale, B. Walp| periodikum=The Astrophysical Journal Letters| svazek= 697| číslo= 2| strany= L127-L128 | rok= 2009| měsíc= červenec| doi=10.1088/0004-637X/697/2/L127| datum přístupu= 17-06-2009}}
* {{Citace periodika| titul= Spatially resolving the inhomogeneous structure of the dynamical atmosphere of Betelgeuse with VLTI/AMBER* | jméno= K. |příjmení=Ohnaka|spoluautoři= K.-H. Hofmann1, M. Benisty, ''a další''| měsíc= červenec|rok= 2009| periodikum=Astronomy and Astrophysics| url= http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/200912247&view=pdf | datum přístupu=4-08-2009| doi= 10.1051/0004-6361/200912247}}
* {{Citace periodika| titul= The close circumstellar environment of Betelgeuse - Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR with VLT/NACO| jméno= P. |příjmení=Kervella|spoluautoři= T. Verhoelst, S. T. Ridgway, ''a další'' | měsíc=červenec|rok=2009| periodikum=Astronomy and Astrophysics| url= http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/200912521&view=pdf | datum přístupu=4-08-2009| doi= 10.1051/0004-6361/200912521}}

==== Hvězdné mapy ====
* {{Citace elektronické monografie|url=http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|titul=Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas|autor=Toshimi Taki|rok=2005|datum přístupu=2011-07-17|url archivu=https://web.archive.org/web/20181105182256/http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|datum archivace=2018-11-05|nedostupné=ano}} - Atlas oblohy je možné si stáhnout ve formátu PDF.
* {{Citace monografie | autor= Tirion, Rappaport, Lovi | titul=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | vydavatel=Willmann-Bell, inc.| místo=Richmond, Virginia, USA | rok=1987 | isbn = 0-943396-14-X}}
* {{Citace monografie| autor= Tirion, Sinnott| titul=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition | vydavatel= Cambridge University Press | místo= Cambridge, USA| rok= 1998| isbn = 0-933346-90-5}}
* {{Citace monografie | příjmení= Tirion| titul=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| vydavatel= Cambridge University Press | místo= Cambridge, USA| rok= 2001| isbn = 0-521-80084-6}}

=== Související články ===
* [[Souhvězdí Orionu#Betelgeuze]]

=== Externí odkazy ===
* {{Commonscat}}
* {{Otto|Beteigeuze}}
* {{cs}} [https://web.archive.org/web/20100922171617/http://archiv.ian.cz/data/ian1/50-107/102_p.htm Betelgeuze, Instantní astronomické noviny, ročník 1998]
* {{cs}} [http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=3000 Chystá něco Betelgeuse?] {{Wayback|url=http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=3000 |date=20090624005410 }}
* {{cs}} [http://technet.idnes.cz/nejznamejsi-hvezda-souhvezdi-orion-se-zahadne-smrstuje-nikdo-nevi-proc-1a1-/tec_vesmir.asp?c=A090618_144420_tec_vesmir_mbo Nejznámější hvězda souhvězdí Orion se záhadně smršťuje. Nikdo neví proč]
* {{cs}} [http://www.astro.cz/clanek/3819 Hvězda v&nbsp;Orionu se nečekaně zmenšuje]
* {{cs}} [http://technet.idnes.cz/astronomove-poridili-nejostrejsi-snimky-hvezdy-ktera-je-tisickrat-vetsi-nez-slunce-gaf-/tec_vesmir.asp?c=A090807_094926_tec_vesmir_mbo Astronomové pořídili nejostřejší snímky hvězdy, která je tisíckrát větší než slunce]
* {{sk}} [http://www.astro.cz/clanek/4231 Hvězdné skvrny na povrchu Betelgeuze]
* {{cs}} {{YouTube|ZfdoKXs7FUY|Fyzikální čtvrtky z archivu: prof. Petr Kulhánek - Příběh umírající hvězdy Betelgeuse}}

{{Souřadnice - vesmír
  | id = 58%20Ori
  | rah = 05
  | ram = 55
  | ras = 10
  | rass = 3
  | ded = +07
  | dem = 24
  | des = 25
  | dess = 0
}}

{{Souhvězdí Orionu}}

{{Souhvězdí Orionu hvězdy}}

{{Autoritní data}}
{{Portály|Astronomie}}

[[Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Orionu]]
[[Kategorie:Polopravidelné proměnné hvězdy]]
[[Kategorie:Červení veleobři]]
[[Kategorie:Objekty v katalogu Henryho Drapera]]
[[Kategorie:Objekty v katalogu 2MASS]]
[[Kategorie:Objekty v katalogu Hipparcos]]
[[Kategorie:Objekty v Bayerově katalogu]]
[[Kategorie:Objekty ve Flamsteedově katalogu]]