heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
에너지의 전달은 복사 과정을 통해 이루어지는데 이것이 구성 원소 함량의 비정상적인 비율(확산을 통해 이루어짐)의 원인일 수 있다.
마이너스 부호는 천체가 지구를 향해 가까워지고 있다는 의미이다.
베가가 시선 방향에 대해 이동할 때 우리 눈에는 뒷배경 별들에 대비하여 별의 위치가 변한 것처럼 보이게 된다.
베가의 위치를 정교하게 측정하면 항성의 각운동값(고유 운동)을 알 수 있다.
베가의 순고유운동량은 327.78 밀리초각/년이며, 여기에 따르면 베가는 11,000년마다 약 1 도만큼 천구 위를 이동하게 된다.
현재 시점에서 베가는 밤하늘에서 다섯 번째로 밝지만 고유 운동값을 볼 때 천천히 태양 쪽을 향해 다가오고 있는데, 이 때문에 베가의 밝기는 점점 상승할 것이다.
베가는 약 21만 년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며 약 29만 년 후 -0.81까지 밝아질 것이다.
베가는 이후 천천히 어두워지지만 카노푸스보다 겉보기 등급이 낮아지게 되는 48만 년 후까지는 밤하늘에서 가장 밝은 별의 위치를 계속 차지할 것이다.
베가의 운동학적 속성에 의거하면 카스토르 이동성군에 속해 있는 것으로 보인다.
이 성군은 약 16개의 별로 구성되어 있으며 주요 구성원으로는 세페우스자리 알파, 카스토르, 포말하우트, 베가가 있다.
이 성군의 모든 구성원들은 비슷한 우주 속도를 보이면서 움직이고 있다.
이동성군의 구성원들을 통해 이들이 같은 장소에서 함께 태어났으며 중력적으로 서로의 속박을 벗어 버린 후 지금까지 꾸준히 우주 공간을 움직여 왔음을 추측할 수 있다.
카스토르 이동성군의 예상 나이는 1억 ~ 3억 살 정도이며 구성원들의 평균 우주 속도는 16.5km/s이다.
적외선 천문 위성(IRAS)의 탐사 결과 베가에서 적외선 플럭스가 예상보다 많이 흘러나오고 있음이 밝혀졌는데, 이는 종전 항성 주위에 아무것도 없을 것이라는 예상을 깨는 결과였다.
이 초과분은 25, 60, 100 마이크로미터 파장에서 검출되었으며 항성을 중심으로 하여 시지름 10 초각 주변에서 발산되고 있었다.
베가와 지구 사이 거리를 고려하면 10 초각의 실제 크기는 약 80 천문단위로 태양과 지구 사이 거리의 80 배에 해당하는 거리이다.
이 적외선 복사의 정체는 밀리미터 단위 크기 입자로 이루어진 물질들에서 나오는 것이라는 주장이 제기되었다.
밀리미터 단위보다 작은 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 항성으로 끌려들어가거나 혹은 항성의 복사압에 의해 불려나가 버릴 것이기 때문이다.
여기서 포인팅-로버트슨 효과는 항성의 복사압이 천체의 공전 운동을 거슬러 점차 항성 쪽으로 천체를 나선 형태를 그리면서 '떨어지게' 만드는 것을 의미한다.
이 효과는 항성에 가까우면서 크기가 작은 입자들일수록 더욱 강하게 나타난다.
이후 193 마이크로미터 영역에서 베가를 계속 관측한 결과 예상한 플럭스보다 낮은 수치의 값이 나왔으며 이를 통해 항성주위 먼지입자 크기는 100 마이크로미터 이하임을 알게 되었다.
이 정도 크기의 먼지가 지속적으로 항성 주위를 돌려면 먼지 물질이 생겨나서 보충되는 모종의 작용이 지속적으로 일어나야 한다.
이 ‘모종의 작용'이 무엇인가에 대해 제기되었던 가설 중 하나는 먼지 물질들은 서로 뭉쳐 행성을 형성하는 과정에 있다는 것이었다.
베가 주변에 먼지가 둘려 있는 것을 설명하는 모형에 의하면, 원반의 반지름은 항성의 북극에서 아래를 쳐다볼 경우 120 천문단위가 된다.
이 경우 원반의 중심부에는 먼지 물질들이 씻겨나가고 없는데, 그 ‘구멍’의 반지름은 80 천문단위에 약간 못 미친다.
베가 주변에서 적외선 초과 현상을 발견한 뒤, 다른 별들 주위에도 비슷한 구조가 형성되어 있음이 연달아 발견되었다.
2002년 기준으로 400개 정도의 별이 베가와 비슷한 행성계 구조를 갖고 있음이 밝혀졌으며 이들은 ‘베가형’ 또는 ‘베가-초과형’ 항성으로 불린다.
이들은 태양계가 처음 태어났을 때 어떤 모습이었는지에 대한 단서를 제공하고 있다.
2005년까지 스피처 우주 망원경은 베가 주위에 있는 먼지 원반을 적외선 영역에서 고해상도로 촬영했다.
먼지 원반은 24 마이크로미터 영역에서 330 천문단위, 70 마이크로미터 영역에서 543 천문단위, 160 마이크로미터 영역에서 815 천문단위까지 펼쳐져 있었다.
이처럼 예상보다 훨씬 더 광범위하게 펼쳐져 있는 베가의 원반 물질 크기는 1 ~ 50 마이크로미터까지 다양했으며, 원반은 포말하우트처럼 한 쪽으로 쏠려 있지 않았고 가지런하게 동그란 모양을 보이고 있었다.
원반 물질의 총 질량은 지구 질량의 3배이다.
태양 주변 카이퍼 대와 비슷한 밀도의 소행성 천체들끼리 부딪혀 먼지 물질이 생겨난 것으로 보고 있다.
따라서, 베가 주변의 먼지는 종전 예상과는 달리 원시 행성계 원반이 아닌 먼지 원반의 물질로부터 생겨났을 가능성이 크다.
먼지 원반의 안쪽 한계 거리는 항성으로부터 약 70 천문단위이다.
이 원반은 바깥쪽에 있는 큰 천체들끼리 부딪혀 생긴 파편들이 항성의 복사압에 밀려나가 형성된다.
그러나 항성 생성 초기부터 이 먼지 원반이 있었다고 가정할 경우, 현재 남아 있는 양을 고려하면 태초의 먼지 원반 물질의 질량은 목성의 수백 배는 되었을 것이라는 계산이 나온다.
따라서 먼지 원반은 비교적 최근에, 그것도 중간 정도 또는 좀 큰 질량을 지닌 혜성 또는 소행성이 자기보다 좀 더 작은 천체들과 부딪쳐서 생긴 것으로 추측하고 있다.
먼지 원반은 항성의 나이에 비할 때 상대적으로 젊을 가능성이 크며, 충돌이 추가적으로 일어나지 않아 먼지 물질이 공급되지 않는다면 언젠가 항성풍에 의해 모두 불려 나갈 것이다.
2006년 윌슨 산 천문대의 차라 어레이 망원경을 통해 관측한 결과, 베가에서 가까운 곳에 먼지의 띠가 추가적으로 존재하는 것으로 드러났다.
위치는 항성에서 8 천문단위 이내로 이 먼지 물질은 항성계의 동역학적 섭동의 증거인 것으로 보인다.
이 먼지 원반은 혜성이나 운석의 극심한 폭격으로 인해 생겨났을 가능성이 있으며 행성계가 생겨나는 증거일 수도 있다.
1997년 제임스 클라크 맥스웰 망원경의 관측 결과 베가의 북동쪽 70 천문단위 부근에 ‘길쭉한 형태의 밝은 영역’이 있다고 했다.
이는 외계 행성에 의해 먼지 원반이 뒤틀린 것이거나 또는 먼지에 둘러싸인 천체가 항성을 공전하는 것일 가능성임이 제기되었다.
그러나 켁 망원경이 찍은 사진을 통해 겉보기 등급 16 이하의 천체(이는 목성질량 12 배 이상 천체임)는 베가 주위에 없음을 밝혀냈다.
하와이 소재 조인트 애스트로노미 센터와 UCLA의 천문학자들은 켁 망원경의 사진은 베가 주위에서 행성이 생겨나는 것을 증명하는 것이라고 주장했다.
베가 주위 행성의 존재는 아직까지 제대로 입증되지 않았다.
2002년 논문에서 문제의 ‘덩어리’는 목성 정도 질량을 지닌 행성이 이심률 큰 궤도를 그리며 돌고 있는 것이라고 서술되어 있다.
2003년 이러한 덩어리는 해왕성 질량 정도 되는 천체가 40 ~ 65 천문단위 거리에서 5600만 년의 시간에 걸쳐 이동해 왔기 때문에 생긴 것이라는 가설이 등장했다.
이 가상 행성의 궤도 크기로 미루어 보아 보다 베가에 가까운 곳에 암석 행성이 생겨날 여유 공간이 있었다.
해당 행성이 항성 쪽으로 움직인 원인으로 이 행성보다 항성에 가까운 곳에 있는, 질량이 더 큰 미지의 행성이 중력적 상호 작용을 일으켰기 때문일 가능성이 있다.
2005년 하와이 소재 스바루 망원경에 있는 코로나그래프를 이용, 천문학자들은 베가 주위를 도는 행성의 질량이 목성의 5 ~ 10 배를 넘지는 않는다고 결론지었다.
행성을 직접 관측하지는 못했으나, 행성이 존재할 가능성은 아직까지 배제되지 않고 있는 상황이다.
따라서 행성의 정체는 보다 항성에 가까운 곳을 돌고 있는 암석 행성일 가능성이 있다.
베가 주변에 펼쳐져 있는 원반의 경사각은 베가의 적도와 거의 일치한다.
베가 주변을 돌고 있는 가상 행성에서 누군가가 하늘을 바라본다면, 태양은 비둘기자리에서 4.3 등급의 밝기로 어둡게 빛날 것이다.
이름의 유래 및 문화적 특기사항.
지구가 자전하기 때문에 별들은 천구를 가로지르는 것처럼 우리 눈에 보이게 된다.
그런데 어떤 별이 지구의 자전축과 나란한 방향에 놓여 있을 경우 그 별은 하늘에서 움직이지 않는 것처럼 보일 것이고, 이 별을 극성이라고 부른다.
지구의 자전축 방향은 시간이 지나면서 서서히 바뀌는데 이를 세차 운동이라고 한다.
세차 운동의 1주기는 25770년인데 이 기간 동안 자전축의 양 극점은 천구 위에 길을 둥근 모양으로 그리게 된다.
이 길은 근처에 있는 여러 밝은 별들 근처를 지나가는데 경로가 별들과 가깝게 또는 거의 일치하는 순간 지구에 거주하는 사람들은 그 별을 극성으로 인식하게 된다.
현 시점에서 극성은 폴라리스이나 기원전 1만 2천 년 경만 해도 천구 북극과 베가 사이 거리는 5도가 채 되지 않았다.
서기 14000년 경 북극점은 다시 베가 근처에 접근하게 될 것이다.
베가는 북극성의 후보가 될 수 있는 별들 중 가장 밝다.
북부 폴리네시아 원주민들은 베가를 '웨투 오 테 타우'라고 불렀는데 이는 '1년의 별'이라는 뜻이다.
오랫동안 이 지역 주민들은 한 해의 농사를 시작할 무렵을 새로운 해가 시작하는 것이라고 여겼으며, 그 시작을 상징하는 별이 베가라고 생각했다.
이후 플레이아데스 성단이 베가의 자리를 대신하게 되었다.
고대 아시리아 사람들은 베가를 '다얀-사메'라고 불렀는데 이는 '하늘의 심판자'라는 뜻이다.
고대 아카드 사람들은 '티르-안나'로 불렀으며 이는 '하늘의 생명'이라는 뜻이다.
바빌로니아 시대의 천문 기록에 따르면 베가는 '딜간'이라는 이름이 붙은 여러 별들 중 하나였다.
여기서 '딜간'은 '빛의 전령'이라는 뜻이다.
고대 그리스 사람들은 그리스 신화상의 오르페우스가 들고 있는 하프 부분을 거문고자리라고 불렀으며, 여기서 베가는 손잡이 부분에 해당된다.
로마 제국에서는 베가가 지평선 아래로 내려가 보이지 않게 되는 시점을 가을이 시작되는 때로 인식했다.
중국에는 견우[]가 천제(天帝)의 벌을 받아 은하수를 사이에 두고 사랑하는 직녀(, 베가)와 떨어져 살다가, 일년 중 단 하루 칠월칠석(음력 7월 7일)에 까마귀와 까치가 놓아 주는 오작교 위에서 잠깐이나마 만난다는 전설이 전해 내려온다.
직녀성(織女星)이라는 이름은 여기서 유래한 것이다.
일본의 타나바타 축제는 이 전설에 기초하여 열린다.
조로아스터교에서 베가는 가끔 하급 신(神) 바난트를 상징하기도 했다.
여기서 바난트는 '정복자'라는 뜻이다.
서구권에서 가장 많이 불리는 이름 베가(초창기에는 Wega였다가 Vega로 바뀜)는 아랍어 단어 '와키'에서 왔는데 이는 '추락' 또는 '착륙'이라는 뜻이다. '와키'는 좀 더 긴 어구인 '안-나스르 알-와키'()에서 따 온 말로, 어구의 뜻은 '내려앉은 검은 독수리'이다.
고대 이집트 사람들은 거문고자리를 검은 독수리 형상으로 인식했으며 고대 인도 사람들도 이를 검은 독수리 또는 독수리로 생각했다. '베가' 이름이 서구 유럽 기록에 최초로 등장한 것은 알폰소 10세가 1215 ~ 1270년 사이 만든 알폰소 목록에서였다.
중세의 점성학자들은 베가를 베헤니언 붙박이별 중 하나로 취급했으며 귀감람석(貴橄欖石) 및 윈터 세이보리(winter savory)와 연관지었다.
아그리파 폰 네테스하임은 자신의 카발라 문양 을 'Vultur cadens'라는 단어 아래에 배치시켰는데, 단어의 뜻은 베가의 아랍어 이름 의미를 라틴어로 직역한 것이다.
제너럴 모터스는 1971년 베가의 이름을 따 쉐보레 베가 모델을 출시했는데, 이는 자동차가 항성의 이름을 차용한 최초의 사례이다.
유럽 우주국이 쏘아 올린 베가 로켓과 1927년 록히드 사가 출시한 록히드 베가 기체도 베가의 이름을 빌려 온 사례이다.
베텔게우스 또는 베텔기우스()(바이어 명명법으로 표기하여 오리온자리 알파, α Ori)는 밤하늘에서 여덟 번째로 밝으면서 오리온자리에서 두 번째로 밝은 별이다.
베텔게우스는 뚜렷하게 붉은색으로 빛나며, 겉보기 밝기가 0.2등급에서 1.2등급까지 바뀌는 반규칙 변광성이고 1등급 별 중 밝기 변화가 가장 큰 별이기도 하다.
베텔게우스는 겨울의 대삼각형을 이루는 별 중 하나이며 겨울의 대육각형 중심부에 있는 별이기도 하다.
베텔게우스의 이름은 아랍어 ""(알-자우자의 손)에서 왔는데, 아랍어를 중세 라틴어로 번역하는 과정에서 첫 번째 글자 "y"를 "b"로 잘못 표기하여 생겨난 명칭이다.
베텔게우스는 분광형 M2Iab의 적색 초거성이며 우리가 알고 있는 거대한 별 중 하나이고, 광도가 매우 높은 별 중 하나이기도 하다.
만약 베텔게우스를 우리 태양계 중심에 놓는다면 그 표면은 소행성대를 넘어 목성 궤도 너머까지 미칠 것이다.
또한, 수성, 금성, 지구, 화성은 확실히 베텔게우스에 먹혀 사라질 것이다.
베텔게우스의 정확한 질량은 아직 밝혀지지 않았으나 대략 태양의 5배에서 30배 사이일 것이다.
베텔게우스와 우리 사이 거리는 2008년 약 640광년으로 밝혀졌으며 그에 따른 절대 등급은 약 -6.02이다.
베텔게우스의 나이는 1천만 년이 되지 않았음에도 죽어가는 단계에 들어섰는데, 이는 질량이 커서 항성진화 속도가 태양과 같은 별보다 훨씬 빠르기 때문이다.
베텔게우스는 원래 오리온자리 OB1 성협(오리온의 띠를 구성하는 별들이 여기에서 태어났다.)에서 태어났으나 이후 성협에서 내쳐져 나왔다.
따라서 이 별은 도주성이라 부를 수 있는데 대략 초당 30킬로미터의 초음속으로 성간매질 속을 움직이면서 4광년 이상의 폭에 걸쳐 뱃머리 충격파를 형성하고 있다.
현재 베텔게우스는 항성진화의 마지막 단계에 있으며 수백만 년 내로 II형 초신성 폭발로 일생을 마칠 것이다.
1920년 베텔게우스는 태양에 이어 그 광구 크기를 잰 두 번째 별로 기록되었다.
그 후 과학자들은 베텔게우스를 여러 기술적 매개변수들을 사용하여 관측했는데 논란거리가 되는 결과가 종종 나왔다.
1990년 이후 연구에 따르면 이 별의 겉보기 지름은 0.043에서 0.056초각까지 다양하게 나왔는데 이는 거의 전적으로 베텔게우스가 주기적으로 겉모습의 변화를 일으키기 때문이다.
베텔게우스의 물리적 특성 중 상당수는 주연감광, 항성 맥동(밝기 변화), 파장에 따라 다른 각지름 등 여러 이유 때문에 아직까지 정확하게 알려지지 않았다.
이뿐 아니라 베텔게우스 주위에는 항성 진화 과정에서 별을 탈출한 물질들이 항성 반경의 약 250배 범위에 걸쳐 복잡한 비대칭형 모양의 별주위외피층(Circumstellar envelope)을 형성하고 있고 이 외피층이 베텔게우스의 표면을 가리고 있어 정확한 관측을 더욱 어렵게 하고 있다.
베텔게우스와 그 붉은색은 고대부터 기록된 바 있다.
고대 천문학자 프톨레미는 이 별의 색을 ‘히포키로스’(πόκιρρος)라는 단어로 기록했으며 이 말은 후대에 울루그 베그의 《지즈 이 술타니》( )에서 ‘루베도’("rubedo")로 번역되었는데 이는 라틴어로 ‘불그스레함’이라는 뜻이다.
이와는 반대로 프톨레미보다 300년 전에 살았던 중국 천문학자들은 베텔게우스의 색을 ‘노란색’으로 기록했다.
현재 베텔게우스와 유사한 별들 주위 환경을 연구한 결과로 미루어 보아 베텔게우스는 서기 원년을 전후한 시기에 황색 초거성 상태였을 가능성이 있다.
베텔게우스의 밝기가 변화하는 사실을 최초로 기록한 사람은 존 허셜 경이다.
그는 1836년부터 1840년까지의 관측기록을 《천문학 개요》("Outlines of Astronomy")에 수록했는데, 1837년 10월과 1839년 11월, 두 번의 관측에서 베텔게우스가 리겔보다 밝아졌음을 발견했고 베텔게우스는 밝기가 뚜렷하게 변하는 변광성임을 알아냈다.
이후 10년동안 밝기 변화 없이 조용한 시기가 계속되다가, 1849년에 다시 밝기가 변화했음을 허셜이 발견, 기록을 남겼다.
허셜의 기록에 따르면 밝기 변화 주기는 짧았으며, 1852년에 가장 밝아졌다.
그 이후 베텔게우스의 밝기는 수 년 주기로 변화했고, 최대 밝기도 이례적으로 밝았다. 하지만 1957년부터 1967년 사이의 밝기 변화 정도는 미미했다.
미국변광성관측자협회(AAVSO)의 기록에 따르면 겉보기 밝기는 1933년과 1942년에 +0.2로 가장 밝았고 1927년과 1941년에 +1.2등급으로 가장 어두웠다.
이 밝기의 변화 때문에 요한 바이어는 1603년에 쓴 《우라노메트리아》("Uranometria")에서 베텔게우스를 가장 밝은 알파성으로, 보통 더 밝은 리겔을 둘째 밝은 베타성으로 기록한 것으로 보인다.
이누이트 족은 베텔게우스를 리겔보다 더 밝은 별로 인식해 왔는데, 이는 베텔게우스가 붉은색으로 빛나는데다 극지방에서 볼 때 리겔보다 더 높은 고도에 있기 때문이다.
베텔게우스의 현지 명칭 중 ‘울루리아주아크’("Ulluriajjuaq")가 있는데, 이것은 ‘큰 별’이라는 의미이다.
1920년, 앨버트 마이컬슨과 프랜시스 피스는 윌슨 산 천문대 소재 2.5미터 망원경 앞에 6미터 간섭계를 장착했다.
존 앤더슨의 도움으로 셋은 베텔게우스의 각지름을 쟀는데 0.047 초각이었다.
그러나 주연감광과 측정치 오차 때문에 이러한 측정값은 정확도가 떨어진다.
1950년대 ~ 1960년대에 걸쳐 마틴 슈바르츠실트와 그의 동료인 프린스턴 대학교의 리처드 햄(Richard Härm)은 적색초거성 내부의 대류 이론에 획기적 전기를 마련했다.
성층권망원경 프로젝트는 망원경을 단 풍선을 지구의 난류 영향을 받지 않는 높은 곳까지 올린 뒤 천체 사진을 찍는 것이다.
이를 통해 고품질의 태양 쌀알조직과 흑점 사진을 찍었으며, 태양 대기에 대류 현상이 존재함을 입증했다.
또한 슈바르츠실트는 《항성의 구조와 진화》에서 항성 모형을 만드는 데 컴퓨터 기술을 어떻게 적용할 수 있는지를 설명했다.
사진촬영의 기술적 전기 마련.
1970년대에 프랑스 천문학자 앙투안 라베이리가 개발한 반점간섭측정법(speckle interferometry)으로 천문학적 영상촬영에 중요한 전기가 마련되었다.
이는 시상으로 발생하는 떨림을 크게 줄여주는 처리 과정이다.
반점간섭측정법로 지상에 설치한 망원경들의 분해능이 크게 향상되어 베텔게우스 광구에 대한 수치가 더욱 정밀해졌다.
윌슨 산 천문대, 맥도널드 천문대, 하와이 마우나케아 천문대에 설치된 적외선 망원경의 성능향상에 힘입어, 천체물리학자들은 초거성을 둘러싼 복잡한 별주위껍질(circumstellar shell)을 자세히 관찰할 수 있게 되었고 항성의 대류 때문에 주변에 거대한 가스 거품이 형성되어 있다고 추측하게 되었다.
1980년대 말에서 1990년대 초 사이에는 구경 마스킹 간섭측정법(Aperture masking interferometry)이 개발되어 가시광선 및 적외선 화상촬영기술에 전환점이 마련되었으며, 천문학자들이 예상했던 가스 거품의 존재가 검증되었다.
구경 마스킹 간섭측정법은 존 E. 볼드윈과 캐번디시 연구소 천체물리학 부서(Cavendish Astrophysics Group)의 공동연구자들이 개발했으며, 구멍이 여러 개 뚫린 작은 덮개를 망원경 동공평면에 설치하여 망원경 구경을 즉석 간섭계로 만드는 기술이다.
이 기술로 베텔게우스의 수치 정확도는 크게 올라갔고, 베텔게우스 표면에 밝은 점들이 존재하는 것도 밝혀냈다.
이렇게 나온 사진들은 처음에는 지표면에 설치한 간섭계로, 다음은 COAST 망원경 고해상도 촬영으로 얻었는데 이는 태양을 제외하고 최초로 항성의 원반 모양을 가시광선 및 적외선으로 찍은 사례였다.
이러한 관측기구들로 찍은 ‘밝은 반점’(bright patche) 혹은 ‘고온점’(hotspot)들은 슈바르츠실트가 수십 년 전 주장했던 “항성 표면을 거대한 대류환들이 뒤덮고 있다”는 이론을 뒷받침하는 것이었다.
1995년, 허블 우주 망원경의 어두운 천체용 카메라(Faint Object Camera)가 지상에 설치한 간섭계로 얻은 것보다 훨씬 해상도가 좋은 자외선 사진을 찍었다.
이것은 다른 별의 ‘원반 형태’를 담은 최초의 망원경 사진이다(간섭계 따위가 아니라 망원경 그 자체로 직접 촬영했다는 뜻이다). 자외선 빛은 지구 대기에 흡수되기 때문에 우주 망원경으로 관측을 수행했다.
초창기 사진들과 마찬가지로 허블 망원경의 사진에도 항성 남서쪽 사분면에 다른 부위보다 2,000 켈빈 더 뜨거운 반점이 찍혀 나왔다.
이후 고다드 고해상도 분광기(GHRS)로 베텔게우스의 스펙트럼을 찍은 결과, 밝은 고온점이 베텔게우스의 자전축상 극 중 하나인 것으로 드러났다.
자전축의 경사각은 지구에서 바라보는 시선방향과 약 20도 어긋나 있었으며 천구 북극으로부터의 위치각은 약 55도이다.
2000년 12월 바이너는 중적외선 파장에서 적외선 공간 간섭기(ISI)로 베텔게우스의 크기를 재고 그 결과를 논문에 실었는데, 그 값은 주연감광 영역을 포함하여 55.2 ± 0.5 밀리초각이었다.
이는 80년 전 마이켈슨이 잰 수치와 정확히 일치하는 값이다.
위 논문이 출판될 당시 히파르코스 위성이 잰 시차값은 7.63 ± 1.64 밀리초각으로, 여기서 나온 반지름은 3.6 AU이다.
그러나 칠레에 있는 파라날 천문대에서 간섭계를 이용, 근적외선영역에서 수많은 촬영을 한 결과 그 크기는 좀 더 작았다.
노벨 물리학상 수상자 찰스 하드 타운스는 2009년 6월 9일 이 별이 1993년 이래 15퍼센트 쭈그러들었으며, 수축하는 속도는 시간이 갈수록 증가하고 있지만 겉보기 등급에는 별다른 변화가 없다고 발표했다.
별이 수축하는 현상은 항성의 확장 대기가 활동하기 때문이라는 주장이 나왔다.
베텔게우스의 지름에 대한 논의에 더하여, 이 별 주위 확장 대기의 복잡한 동역학적 특징도 논의 주제가 되었다.
은하를 구성하는 질량은 별들이 태어나고 죽어감을 통해 재활용되는데 적색 거성들은 이 순환 체계의 주역이다.
그러나 항성이 질량을 잃는 메커니즘은 아직까지 의문사항이다.
간섭측정 방법의 발전을 통해 천문학자들은 질량손실의 수수께끼를 푸는 데 보다 가까이 다가선 것으로 보인다.
2009년 7월 유럽 남방 천문대는 VLTI로 찍은 베텔게우스의 사진을 배포했다.
여기에 별에서 나오는 기체 기둥이 찍혔는데, 기둥은 별에서 뿜어져 나온 뒤 30 천문단위를 이동하여 별주위 대기로 유입되고 있었다.
방출 구조의 길이는 태양~해왕성 거리 정도였으며 이 외에도 베텔게우스 주변 대기에서는 여러 사건이 동시에 일어나고 있다.
천문학자들이 알아낸 베텔게우스 별주변외피층(shell)은 최소 6개이다.
별이 질량을 잃어버리는 원리가 밝혀진다면, 이런 무거운 별들이 죽어가는 속도를 올리는 원인도 규명될 것이다.
밤하늘에서 베텔게우스는 오리온 띠와 가까운데다 오렌지 색~붉은색으로 밝게 빛나기 때문에 맨눈으로 쉽게 볼 수 있다.
북반구에서는 매년 1월부터 해가 진 후 동쪽에서 베텔게우스가 떠오르는 것을 볼 수 있다.
남위 82도 이하 남극 대륙의 몇몇 관측기지 거주자를 제외하고, 3월 중순까지 사람이 사는 모든 지역에서 이 별을 볼 수 있다. 5월에 베텔게우스는 해가 진 후 서쪽 지평선에 잠깐 모습을 나타냈다가 지며, 몇 달 후 일몰 때 동쪽 지평선에서 떠오른다.
SIMBAD 데이터베이스에 수록된 베텔게우스의 겉보기 등급은 0.42로 천구에 있는 모든 별 중 태양을 빼고 여덟 번째로 밝다.
베텔게우스는 밝기가 0.2부터 1.2까지 변하는 변광성이기 때문에 일시적으로나마 밝기가 프로키온보다 밝아지는 경우도 생긴다.
명목 겉보기 등급이 0.12인 리겔 역시 0.03~0.3 사이에서 밝기가 변화하기 때문에 베텔게우스가 리겔보다 밝아지는 경우도 종종 생긴다.
최고로 어두워졌을 때 베텔게우스는 밝기 19위 데네브보다도 어두워져 밝기 20위 미모사와 비슷해진다.
베텔게우스의 색지수 (B–V)는 1.85로 색이 ‘많이 붉음’을 뜻한다.
별의 광구는 확장된 대기로 흡수선보다는 강한 방출선을 보여주는데 이는 별 주위에 짙은 기체층이 둘러싸여 있을 때 나타나는 현상이다.
광구의 시선속도가 요동치는 것으로부터 확장된 대기가 베텔게우스로부터 멀어졌다가 가까워지기를 반복하는 것을 알 수 있다.
베텔게우스의 J 대(帶) 등급은 -2.99인데 이는 근적외선 영역으로 볼 때 밤하늘에서 가장 밝은 천체임을 뜻한다.
그 결과 항성의 복사 에너지 중 불과 13퍼센트만이 가시광선으로 방출된다.
만약 인류의 눈이 모든 파장을 볼 수 있다면 베텔게우스는 밤하늘에서 가장 밝게 빛나는 것처럼 보일 것이다.
1838년 프리드리히 베셀이 베텔게우스의 시차를 성공적으로 잰 이래 천문학자들은 이 별과 우리 사이의 거리를 재는 데 곤란을 겪어 왔다.
별까지의 거리를 정확히 알면 다른 매개변수들의 정확성도 올라간다.
예를 들어 별의 광도값은 각지름과 조합하여 물리적 반지름과 유효 온도를 계산하는 데 이용된다.
또, 광도와 자연존재비는 항성의 나이와 질량을 구하는 데 이용된다.
1920년 최초로 간섭계로 항성 지름을 재는 연구가 시작되었을 때 이 별의 예상 시차는 0.018초각이었다.
여기서 나온 거리는 56파섹 또는 대략 180광년이었는데, 별의 반지름이 부정확했을 뿐 아니라 다른 특성값의 정확도까지 신뢰할 수 없었다.
이후 베텔게우스까지의 거리를 측정하는 작업이 지속적으로 수행되었는데 여기서 나온 거리는 1,300광년 혹은 400파섹이었다.
1997년 히파르코스 목록 발간 전 베텔게우스의 시차에 대해 두 가지 값 사이에 대립이 있었다.
첫 번째는 1991년 예일 대학교 천문대에서 측정한 시차 π = 9.8 ± 4.7 밀리초각으로 거리는 102파섹 혹은 330광년이었다.
두 번째는 1993년 히파르코스 인풋 카탈로그에서 제시한 시차 π = 5 ± 4 밀리초각으로 여기서 나온 거리는 200파섹 혹은 650광년이다.
이는 앞의 예일대 자료의 배가량 된다.
이렇게 불확실한 상황에서 천문학자들은 거리 수치에 넓은 폭의 오차범위를 설정했는데 자연히 항성의 속성값에도 큰 폭의 차이가 발생하게 되었다.
1997년 측정한 히파르코스 위성의 자료로는 시차가 π = 7.63 ± 1.64 밀리초각에 거리는 131파섹 혹은 430광년으로 나왔는데 이전 자료들과 비교하면 오차범위의 폭이 크게 줄었다.
그러나 이후 베텔게우스와 유사한 다른 변광성들로부터 얻은 시차자료를 평가한 결과 이들 자료의 신빙성이 생각보다 높지 않음이 밝혀졌다.
2007년 플로어는 히파르코스 위성보다 개선된 시차인 6.55 ± 0.83밀리초각을 얻었는데, 이를 이용한 항성까지의 거리는 152 ± 20파섹 또는 520 ± 73광년으로 오차범위가 줄었다.
2008년 그레함 하퍼는 전파를 이용하여 VLA 망원경으로 시차를 구했는데 그 값은 5.07 ± 1.10밀리초각이었으며 이로써 구한 거리는 197 ± 45파섹 또는 643 ± 146광년이었다.
베텔게우스는 SRc형의 반규칙 변광성이다.
이들은 밝기의 변화량이 크지 않으며 일정기간은 밝기가 거의 변하지 않을 때도 있는, 맥동하는 적색 초거성이다.
베텔게우스의 절대등급은 최소 -5.27에서 최대 -6.27에 이르는데 이와 같은 밝기 변화를 설명하기 위한 여러 이론들이 제기되었다.
확립된 항성구조 이론들에 따르면 초거성의 바깥 층들이 서서히 팽창하고 수축하면 표면 영역(광구)은 줄어들었다가 늘어나고 온도도 증가했다가 떨어지는 것을 반복한다.
베텔게우스 역시 앞의 이론에 따르면 1927년 초 1.2로 최고 어두워졌다가 1933년과 1942년 0.2로 가장 밝아지는 등의 변화를 보여준다.
베텔게우스와 같은 적색 초거성이 맥동치는 이유는 항성대기가 불안정하기 때문이다.
항성은 수축하면서 자신을 지나가는 에너지를 더 많이 흡수하여 대기는 가열되고 부풀어 오른다.
거꾸로 항성이 팽창하면서 밀도는 줄어들고 에너지가 탈출한다.
이 때문에 대기는 차가워지면서 항성은 다시 수축한다.
베텔게우스의 밝기 변화 주기는 여러 개가 서로 겹쳐 있기 때문에 이 주기성을 모형화하는 것과 계산하는 것은 까다로운 작업이다.
1930년대 스테빈스와 샌퍼드의 논문에서 논의된 바와 같이 베텔게우스는 약 5.7년 주기로 규칙적으로 밝기가 변화하나, 105~300일의 단주기 변광도 존재하여 규칙성에 잡음을 넣는다.
베텔게우스는 꾸준하게 불규칙한 측광적, 편광적, 분광적인 변화를 보여주는데 이는 항성 표면과 확장 대기가 복잡하게 움직이기 때문이다.
대부분의 거성들이 상당히 긴 주기를 가지면서 규칙적으로 밝기가 변화하는 것과는 반대로 적색 초거성들은 보통 반주기거나 불규칙 변광성이고 밝기가 요동친다. 1975년 마틴 슈바르츠실트는 이 밝기 변화가 초거성 표면을 덮은 몇몇 거대한 대류환이 만드는, 변화하는 쌀알무늬 패턴 때문이라고 설명했다.
태양의 경우 쌀알무늬로 알려진 대류환들은 가장 중요한 열전달 방법이다.
따라서 이런 대류 요소들은 태양 광구의 밝기가 크게 변하지 않도록 막는 역할을 한다.
태양의 쌀알무늬 한 개 지름은 약 2,000 킬로미터(이는 인디아의 면적과 비슷하다.)이며 깊이는 평균 700킬로미터이다.
태양 표면 넓이가 6조 km2이므로 태양광구 전체에는 약 200만 개의 쌀알무늬가 있는 셈이다.
이렇게 많은 수의 쌀알무늬는 상대적으로 별의 플럭스가 큰 변화 없이 유지되도록 한다.
반대로 슈바르츠실트는 베텔게우스와 같은 별들에는 쌀알무늬 역할을 하는 대류환이 십여 개 남짓밖에 없고 그 지름은 1억 8천만 킬로미터 정도일 것이며, 혹은 그 수가 더 적을 수도 있고 이 경우 대류환 한 개의 깊이는 6천만 킬로미터 정도일 것으로 추측했다.
적색 초거성의 바깥층은 온도가 낮고 밀도는 극도로 작아서 대류가 비효율적으로 진행된다.
따라서 어느 때라도 이들 대류환 셋 중 하나가 우리 눈에 보인다면 이들이 가시광선을 방출하면서 나오는 총 광량은 불규칙하게 변할 것이다.
거대한 대류환이 적색 거성과 초거성 표면을 뒤덮고 있다는 가설은 천문학 공동체의 승인을 받은 상태이다.
1995년 허블 우주 망원경이 잡은 베텔게우스의 첫 번째 사진에는 불가사의한 열점이 보였으며 천문학자들은 이를 항성 내부 대류와 관련지었다.
2년 후 천문학자들은 항성의 광도 분포에서 복잡한 비대칭성을 관측했는데 이는 적어도 3개의 밝은 반점들이 그 정체일 것으로 예측했다.
이 비대칭 구조의 밝기는 ‘대류를 하는 표면의 열점들’과 일치했다.
2000년 하버드-스미소니언 천체물리학 센터의 알렉스 로벨은 베텔게우스의 격동하는 대기 속에서 뜨겁거나 차가운 가스가 사나운 폭풍처럼 몰아친다고 주장했다.
로벨 팀은 항성 광구의 거대한 영역들이 서로 다른 방향으로 튀어 올라와서, 차가운 먼지층으로 뜨겁고 긴 가스 불꽃을 뿜어낼 것으로 추측했다.
항성의 차가운 영역을 따뜻한 가스가 통과함으로써 충격파가 발생한다는 해석도 있다.
허블에 장착된 우주 망원경 영상 분광기(Space Telescope Imaging Spectrograph)로 1998년부터 2003년까지 5년 이상의 기간을 두고 베텔게우스의 대기를 관측한 결과, 연구팀은 대류환이 올라가고 내려가는 모습을 라바 램프 속 방울이 위아래로 오르내리는 것에 비유했다.
1920년 12월 13일 베텔게우스는 태양계 외부 항성 중 최초로 그 광구의 각지름을 잰 천체가 되었다.
당시 간섭계 측정 기술이 초기 단계였음에도 실험은 성공으로 판명되었다.
표준 원반 모형을 사용한 천문학자들은 항성 원반의 베텔게우스의 시지름을 0.047초각으로 쟀다.
단 주연감광 때문에 항성 원반 크기는 0.055초각으로 17퍼센트 더 크게 나왔다.
이후 여러 측정 결과 시지름은 0.042부터 0.069초각까지 다양하게 나왔다.
베텔게우스의 정확한 반지름을 재기 어려운 이유는 다음과 같다.
이러한 제약조건을 극복하기 위해서 천문학자들은 여러 가지 해법을 도입했다.
1848년 히폴리트 피조가 최초로 천문학적 간섭계를 고안했는데 이는 근대 관측기술사에 중대한 전기를 마련한 사건이었고 1880년대 마이켈슨 간섭계가 발명되는 계기를 제공했으며, 이로써 베텔게우스를 성공적으로 관측할 수 있었다.
인간의 깊이 감각은 눈 하나보다 둘로 물체를 인식할 때 더 향상되는데, 피조는 조리개 하나 대신 두 개로 항성을 관측할 것을 제안했다.
이는 간섭 효과로 항성의 공간 강도 분포에 대한 정보를 얻을 수 있기 때문이다.
간섭계 기술은 빠르게 발전했고 지금은 여러 개의 조리개를 설치한 간섭계를 사용하여 반점 영상을 찍는 수준에 이르렀다.(반점 영상법은 푸리에 해석을 사용하여 고해상도의 사진을 얻는 기술이다) 1990년대 베텔게우스 표면의 열점을 찾은 것도 이 간섭효과 관측법에 힘입은 것이었다.
또 다른 기술적 혁신으로 적응 제어 광학을 들 수 있는데 히파르코스 위성과 같은 우주 천문대, 허블 우주 망원경·스피처 우주 망원경, 망원경 3개의 광선을 동시에 합치는 기술을 쓰는 AMBER 등을 이용하여 과학자들은 밀리초각 단위의 공간 분해능을 확보할 수 있다.
전자기 스펙트럼 중 어느 부분(가시광선, 근적외선, 중적외선)이 가장 베텔게우스의 정확한 원반 지름을 구하기에 적합한 파장인지는 논란이 있다. 1996년 중적외선 영역에서 베텔게우스를 연구하던 캘리포니아 대학교 소재 우주 과학 연구소(SSL) 만프레드 베스터는 베텔게우스의 표준원반 각지름을 56.6 ± 1.0 밀리초각으로 구했다.
2000년 SSL 팀은 열원에서 나오는 모든 변수를 무시한 뒤(중적외선 영역에서는 무시해도 좋을 정도의 값이다) 54.7 ± 0.3 밀리초각 값을 얻었다.
여기에 주연감광으로 일어나는 이론적 허용치까지 포함하면 각지름은 55.2 ± 0.5 밀리초각이 된다.
베스터는 2008년 하퍼가 구했던 거리 197.0 ± 45파섹을 이용하여 베텔게우스의 반지름을 구했는데 그 값은 대략 5.6천문단위 또는 1,200으로 대략 목성궤도 반지름 5.5AU를 살짝 넘는 값이었다.
2004년 파리 천문대 소속 가이 페린이 이끄는 천문학 팀과 근적외선 연구를 수행하는 과학자들은 함께 광구 시지름을 보다 정확하게 잰 논문을 발표했으며, 값은 43.33 ± 0.04밀리초각이었다.
이 논문에는 왜 가시광선부터 중적외선까지 여러 다양한 파장에서 다른 시지름값이 나오는지의 설명이 수록되어 있다.
베텔게우스는 두꺼우면서 따뜻한 대기에 둘러싸여 있다.
짧은 파장(가시광선)에서 외곽대기는 빛을 산란시켜 실제 별 지름보다 원반이 좀 더 커 보이게 한다.
근적외선 파장(K, L 띠)에서 이 산란 효과는 무시할 수 있을 정도이며 고전적인 의미의 광구 크기가 그대로 보인다.
중적외선에서는 산란도가 다시 한번 증가하고 따뜻한 대기의 열적 방출 때문에 시지름이 증가한다.
이 논문은 페린의 분석을 강력하게 지지하고 있으며, 이전의 자료보다 상대적으로 작은 오차범위 내에서 항성지름을 42.57 ~ 44.28 밀리초각으로 계산했다.
2011년 막스 플랑크 전파천문학 재단 소속 오나카 게이이치 연구진은 페린의 측정수치들에 힘을 실어 주는 세 번째 측정값을 구했는데 여기서 주연감광 효과가 적용된 원반의 시지름은 42.49 ± 0.06 밀리초각이었다.
따라서 레이븐의 152 ± 20파섹 거리(히파르코스 위성 자료 중 작은 값)에 페린의 43.33 밀리초각을 조합하면 근적외선에서 잰 광구 크기는 대략 3.4 천문단위 또는 730 이 나온다.
2009년 찰스 타운스가 이끈 버클리 연구진이 출판한 다른 논문에 따르면 베텔게우스의 반경은 1993년부터 2009년 사이 15퍼센트 줄어들었으며 2008년 시지름은 47 밀리초각으로 페린의 수치와 크게 다르지 않다고 한다.
초창기의 대부분 논문과는 달리 앞 논문에서는 특정 파장대에서 15년을 1주기로 제한했다.
초창기 연구는 자료간 비교 및 여러 파장에서의 연구로 보통 1~2년 세월이 소요됐고 결과값도 크게 달라졌다.
이 관측결과가 별의 주기적 팽창 및 수축의 증거인지 아닌지는 완전히 밝혀지지 않았다.
다만 그 증거가 맞다면 타운스의 주장처럼 광도변화 사이클이 존재하더라도 주기는 수십 년일 것이다.
또다른 해석으로는 대류로 광구가 돌출되었거나, 혹은 별 모양 자체가 둥글지 않고 타원형이어서 항성이 자전축을 중심으로 돌면서 팽창 수축하는 것처럼 보인다는 것이다.
중적외선 영역에서의 측정값 간의 차이로 말미암은 논쟁(항성이 줄어들었다가 늘어났다
를 반복한다는 가설)과 근적외선 영역에서의 측정값 때문인 논쟁(상대적으로 원반 크기에 변화가 없음)은 연구를 통한 해명이 필요한 부분이다.
2012년 출판된 논문에서 버클리 연구진은 “우리들의 측정수치들은 항성 광구 위에 있는, 차갑고 광학적으로 두꺼운 물질들 때문에 정확하게 나오지 못했다.”라고 기록했다.
이는 항성이 겉보기에 수축 팽창을 하는 것이 항성 자체의 부피 변화가 아니라 항성 주변 외곽대기의 활동의 결과일 수 있음을 시사하는 것이다.
버클리의 주장에 따르면 베텔게우스의 시지름은 페린의 값에 근접한 43.33 초각으로, 하퍼가 구한 643 ± 146광년 대신 히파르코스의 시차자료로 나온 거리값인 498 ± 73광년을 대입하면 별의 실제 크기는 3.4천문단위(730)가 나온다.
2013년 10월 발사할 계획인 가이아 탐사선이 베텔게우스의 크기를 재는 데 쓴 앞의 수치들의 정확성을 검증해 줄 것이다.
베텔게우스는 한때는 태양을 빼고 밤하늘 천체 중 가장 시지름이 컸으나 1997년 천문학자들이 황새치자리 R의 시지름이 57.0 ± 0.5밀리초각임을 밝혀내면서 1위 자리를 내주었다.
현재 베텔게우스의 시지름 크기는 태양을 빼고 2위이다.
다만 황새치자리 R은 베텔게우스와 지구 거리의 3분의 1밖에 떨어져 있지 않으며 지름도 베텔게우스의 3분의 1밖에 되지 않는다.
베텔게우스는 매우 거대하고 밝으나 표면온도는 상대적으로 차가운 항성으로 적색 초거성으로 분류된다.
M은 이 항성의 표면이 분광형 중 M 등급에 속하여 붉게 빛나고 있으며 상대적으로 광구 온도가 낮음을 의미하고, 뒤에 붙은 Iab는 여키스 분광법에 따를 때 중간단계 광도의 초거성이라는 뜻이다.
별 표면 온도, 시지름, 거리 등 측정수치가 정확하지 않기 때문에 베텔게우스의 정확한 광도를 계산하기란 어렵다. 2012년 논문에 수록된 베텔게우스의 평균 광도는 태양의 120,000 ± 30,000 배이며 평균 표면 온도는 3,300켈빈, 반지름은 태양의 955배이다.
그러나 태양의 복사에너지는 대부분 근적외선에 몰려 있기 때문에 인간의 눈은 태양의 원래 밝기를 인식할 수 없다. 1943년 이래 베텔게우스의 스펙트럼은 다른 항성들의 분광형을 파악하는 안정적인 기준점 역할을 해 왔다.
지금까지 그 존재가 검증된 베텔게우스의 동반 천체는 없어서 정확한 질량을 측정한 적은 없다.
다만 이론적 모형을 통해 질량 추정치를 구하는 것은 가능하며, 2000년대 들어 계산한 베텔게우스의 질량은 태양의 5배에서 30배 사이이다.
스미스 연구진은 베텔게우스가 처음 태어났을 때의 질량을 태양의 15~20배로 추산했는데, 이들은 광구 크기를 5.6천문단위 또는 1,200태양반경으로 가정했다.
그러나 2011년 힐딩 닐슨 연구진이 초거성의 질량을 구하는 새로운 방법을 제시했다.
이들은 좁은 H-띠 간섭계로 도출한 강도 프로파일 및 광구 측정수치(4.3천문단위, 955태양반경)에 의거하여 베텔게우스의 질량을 최솟값은 태양질량 7.7배, 최댓값이 16.6배, 평균값 11.6배라고 주장했다.
이 논쟁에 해답이 제시될 가능성은 아직도 남아 있다.
동반 천체를 하나라도 발견한다면 베텔게우스의 질량을 직접 구할 수 있기 때문이다.
밝기가 크게 변하는데다 열점이 있기 때문에 베텔게우스의 광구 온도는 확실하지 않다.
베텔게우스는 천천히 자전하는 별이며 최근에 측정한 자전 속도는 초당 5킬로미터이다.
광구 반지름으로부터 계산해 보면 베텔게우스가 한 바퀴 도는 데에는 25~32년이 걸린다.
이는 초당 20킬로미터로 4배 빠르게 도는 안타레스에 비해도 느린 수치이다.
2002년 컴퓨터 시뮬레이션을 이용하는 천문학자들은 베텔게우스가 외부 확장 대기 내에 자기장 활동을 보이고 있을지 모른다는 가설을 세웠다.
자기장의 세기가 강하지 않더라도 항성 주위 먼지, 항성풍 및 질량 손실량에는 의미있는 수준의 영향을 줄 수 있다.
피크 뒤 미디 드 비고르 소재 버나드 리오 망원경에 설치한 분광편광계로 2010년 입수한 정보에 따르면 베텔게우스 표면에 약한 자기장이 존재함이 드러났으며 이는 초거성 내부의 대류 운동이 작은 규모의 다이너모 효과를 일으킬 수 있음을 뜻한다.
베텔게우스의 움직임은 복잡하다.
분광형 M형 초거성의 원래 질량은 태양의 20배 정도이며 이 질량을 지닌 별의 수명은 1천만 년 정도이다.
주어진 베텔게우스의 움직임을 역으로 추적했을 때 이 별이 태어난 곳은 은하면에서 290파섹 더 떨어진 곳 근처인데 여기는 분자 구름 또는 항성 탄생의 재료가 없어 별이 태어나기에 적합해 보이지 않는 장소이다.
게다가 베텔게우스의 진로는 오리온자리 25 부성협(subassociation)과 교차하지 않으며, 훨씬 어린 오리온 성운 성단과도 교차하지 않는다(이는 VLBA로 오리온자리 25 부성협까지의 거리를 잰 결과 389~414파섹이 나왔음을 감안한 결과이다). 따라서 베텔게우스는 처음에는 지금의 운동 양상과는 다르게 움직이고 있었을 것이며 근처에서 일어났던 항성 폭발의 영향으로 지금의 진로로 바뀐 것으로 보인다.
가장 그럴듯한 베텔게우스의 탄생 시나리오는 이 별이 오리온자리 OB1 성협에서 태어난 도주성이라는 가설이다.
무거운 별들이 다중성계를 이루고 있는 오리온자리 OB1 성협 내 분자 구름에서 베텔게우스가 약 1천만 ~ 1천2백만 년 전 탄생했으나 질량이 컸기 때문에 빠르게 진화 과정을 밟게 되었다.
질량이 태양의 10배 이상인 오리온자리 내 다른 젊은 별들과 마찬가지로 베텔게우스는 내부 연료를 빠르게 태울 것이며 오래 못 살 것이다.
헤르츠스프룽-러셀 도표에서 베텔게우스는 주계열성 무리로부터 이탈하였으며 부풀어 올라 표면 온도가 내려가 적색 초거성 상태가 되었다.
나이는 그리 많은 것은 아닐지라도 베텔게우스는 중심핵에 있는 수소를 아마도 모두 태웠을 것이며, 자신과 함께 태어난 OB 성협 내 사촌 별들과는 달리 중력 때문에 압축되어 더 뜨겁고 밀도 높은 상태가 되었다.
그 결과 베텔게우스는 헬륨을 태워 탄소와 산소로 만드는 과정을 시작했고 수소와 헬륨으로 이루어진 외곽층을 팽창시켜 충분한 양의 복사 에너지를 방출하고 있다.
질량과 밝기로 볼 때 베텔게우스는 네온, 마그네슘, 소듐, 실리콘 등을 생성한 뒤 마지막에는 철을 만들 것이며, 이 시점에서 붕괴한 뒤 II형 초신성으로 폭발, 생명을 다할 것이다.
뜨거운 M형 초거성인 베텔게우스는 우리가 관측한 수많은 항성들 중 그 크기가 매우 크며, 매우 밝은 별들 중 하나이기도 하다.
지름은 5.5천문단위로 이는 태양 1,180개를 일렬로 늘어놓은 길이와 맞먹으며, 지구 2,150조 개, 태양 160만 개를 쏟아넣어야 베텔게우스를 가득 채울 수 있다.
다른 비유를 들자면 베텔게우스의 크기를 웸블리 경기장과 비슷한 규모의 축구경기장이라 한다면 지구는 1밀리미터 크기의 작은 진주알 크기이며 태양은 망고 크기 정도 된다.
1993년부터 지금까지 베텔게우스의 반지름은 5.5에서 4.6 천문단위까지 15% 줄어들었다.
위 공식 과정은 베텔게우스의 광구가 완벽한 구체라고 가정하고 있다.
15% 반지름이 줄었을 경우 부피는 41퍼센트 감소한다.
광구의 크기 자체도 크지만, 베텔게우스는 복잡한 층 구조에 둘러싸여 있는데 빛이 이 구조를 탈출하는 데에만 3년이 걸린다.
광구의 외곽에 이르면 가스의 밀도는 극도로 낮다.
그럼에도 항성의 질량은 태양의 20배는 되는 것으로 추측되는데, 베텔게우스는 지금까지 태어났을 때의 질량 중 태양 1~2개분을 외부로 방출, 잃어버린 것으로 보인다.
베텔게우스의 평균 밀도는 태양의 11억 1,900만 분의 1에 지나지 않는다.
이런 별의 내용물은 빈약해서 베텔게우스는 종종 ‘붉고 뜨거운 진공’으로 불려 왔다.
항성진화 마지막 단계에서 베텔게우스처럼 무거운 별들은 1만 년에 태양 한 개 질량 꼴로 자신이 지녔던 질량을 주변에 토해내서 복잡하면서 끊임없이 움직이는 별주위 가스층 구조를 형성한다. 2009년 논문에서 항성의 질량 손실을 “우주가 태초로부터 지금까지 어떻게 진화해 왔는지와, 행성이 태어나는 과정, 생명이 생겨나는 과정들을 알 수 있는 열쇠”라고 표현했다.
그러나 물리학적 메커니즘은 제대로 알려지지 않았다.
슈바르츠실트는 처음에 거대한 대류환의 존재를 주장하면서 대류환이 베텔게우스와 같은 늙은 초거성들이 질량을 잃게 되는 유력한 원인이라고 주장했다.
최근의 연구결과는 이 가설을 뒷받침하나 아직도 초거성의 대류 구조, 질량 손실 메커니즘, 항성 외곽 대기에 먼지가 생겨나는 과정, II형 초거성 폭발이 일어나는 조건 등에서 아직도 불확실한 부분들이 많다. 2001년 그라함 하퍼는 베텔게우스가 1만 년 동안 태양질량 3% 정도의 물질을 항성풍으로 방출한다고 측정했으나 2009년부터의 연구 결과 베텔게우스가 질량을 빠르게 잃어버리고 있다는 증거가 나왔으며 이는 지금까지 우리가 이 별에 대해 알고 있다고 생각했던 모든 지식을 다시 불확실하게 만들었다.
최근 관측에 따르면 베텔게우스와 같은 별은 생애 일부를 적색 초거성으로 살아가다가 HR 도표를 가로질러 황색 초거성 단계에 잠시 머무른 뒤, 청색 초거성 또는 울프-레이에 별이 되어 폭발하여 일생을 마친다
커벨라와 그의 팀이 해낸 작업의 결과처럼 천문학자들은 이 수수께끼의 해답에 가까이 다가갔는지도 모른다.
이들은 거대한 가스기둥 하나가 적어도 항성반지름 6배 거리까지 퍼져 있음을 확인했고 이는 베텔게우스가 모든 방향으로 물질을 고르게 뿌리고 있지 않음을 뜻한다.
기둥의 존재는 종종 적외선에서 관측했던 이 별의 둥근 모양이 항성 주위 환경에서는 유지되고 있지 않음을 암시한다.
항성 원반의 비대칭성은 다른 여러 파장을 통해 확인된 바 있다.
그러나 VLT에 장착된 NACO 적응광학장치의 향상된 능력 덕분에 이러한 비대칭성들이 주목받게 되었다.
커벨라는 거대한 크기의 대류환 혹은 (자전이 원인일지도 모르는) 양극에서 일어나는 질량 손실이 이렇게 비대칭형으로 별이 질량을 잃어버리는 원인이라고 주장했다.
오나카는 유럽 우주국의 AMBER로 더 자세하게 관측한 결과 초거성의 확장 대기 내 가스가 위아래로 활발하게 움직여 초거성 자신과 비슷한 덩치의 거품 덩어리를 만들고 있음을 알아냈고, 커벨라가 관측했던 거대한 가스 기둥 현상 뒤에 이런 대변동이 감춰져 있었다고 결론 내렸다.
광구 외에도 베텔게우스 대기의 다른 여섯 부분이 확인되었다.
구체적으로 분자 환경, 가스층, 채층, 먼지 환경, S1, S2(S1, S2는 일산화탄소로 이루어짐)가 있다.
이들 대기층 중 일부는 다른 구조들과는 달리 항성 주위에 균일하게 분포하지 않고 ‘비대칭적’인 모습으로 별을 둘러싸고 있다.
광구 위로 2~3 천문단위 주위에는 ‘분자 환경’으로 불리는 분자 층(層)이 있다.
연구결과에 따르면 이 층의 온도는 약 1500 ± 500켈빈이며 수증기, 일산화탄소로 이루어져 있다.
수증기는 1960년대 두 차례에 걸친 성층권 망원경 계획 때 감지된 바 있으나 수십 년 동안 무시되었다.
이외에도 분자 층에는 일산화탄소와 산화알루미늄이 발견되는데 이들은 먼지입자들이 생겨나는 것과 관련 있을 것이다.
광구 주위로 항성지름의 수 배(10~40 천문단위) 영역에는 ‘비대칭 가스층’으로 알려진 차가운 지역이 있다.
이 영역에는 산소 및 (탄소와 관련 있는) 질소 물질이 풍부하다.
이렇게 비정상적인 물질 조성을 보이는 이유는 항성 내부에서 CNO 순환 과정을 거친 물질들이 외곽 대기를 더럽히고 있기 때문이다.
1998년 찍은 전파망원경 사진으로 베텔게우스 주변에 매우 복잡한 구조의 대기가 존재함이 증명되었는데 유효온도는 3,450 ± 850켈빈이었다.
이는 항성 표면 온도와 비슷하나, 같은 장소의 항성주위 기체보다는 훨씬 낮은 값이었다.
또한 VLA 망원경의 사진들은 이 낮은 온도의 가스가 바깥쪽으로 뻗어나갈수록 서서히 차가워지는 것을 보여준다.
예상외로 이 가스층이 베텔게우스의 대기 중 가장 큰 부피를 차지함이 밝혀졌다.
제레미 림은 이렇게 말했다. “이 가스층은 적색 초거성의 대기에 대한 우리의 기본적인 지식을 바꾸어 놓는 것입니다.
항성 근처에서 가스가 가열되어 대기가 균일하게 팽창하는 것 대신에, 지금 여러 개의 거대한 대류환이 가스를 항성 표면으로부터 대기로 순환시키고 있는 것으로 보입니다.” 2009년 커벨러는 항성 남서쪽으로 광구 반지름 6배까지 뻗어 있고 탄소·질소가 (아마도) 포함된 ‘밝은 기둥’이 있다고 주장했는데, VLA의 사진은 커벨러가 찾은 기둥과 같은 곳을 찍은 것이다.
허블 우주 망원경 탑재 희미한 천체 망원경(FOC)으로 자외선 파장에서 베텔게우스의 채층을 직접 찍었다.
사진에도 항성 원반 남서쪽에 밝은 영역이 드러나 있었다.
1996년 채층의 평균 반지름은 가시광선으로 보이는 원반의 약 2.2배였고(~10 천문단위) 유효 온도는 5,500켈빈 미만으로 기록되었다.
그러나 2004년 허블 망원경의 STIS는 따뜻한 채층 플라스마의 존재를 잡아냈는데 항성으로부터 최소 1초각 떨어져 있었다.
별까지의 거리를 197파섹으로 가정하면 채층의 크기는 200천문단위에 이른다.
관측을 통해 따뜻한 채층 플라스마가 베텔게우스의 외곽대기 내 차가운 가스 및 항성주위 내 먼지와 겹쳐서 존재함을 알게 되었다.
서튼과 그의 동료는 1977년 베텔게우스 주변 ‘먼지 껍질’의 존재를 가장 먼저 증명했다.
그는 늙은 별 주변 먼지껍질들은 종종 광구보다 더 많은 양의 복사 에너지를 뿜어낸다고 말했다.
이들은 기존의 반지름이 바르다고 가정하고 헤테로다인 간섭법을 이용하여 이 적색 초거성이 여분 물질 대부분을 광구반경 12배 이상 거리(또는 대략 태양~카이퍼 대 거리인 50~60 천문단위)까지 뿌리고 있다고 결론 내렸다.
이후 이 먼지껍질을 다양한 파장을 통해 연구한 논문들이 나왔다.
이 논문들은 서로 확실히 다른 결론을 내리고 있다.
1990년대 이후 연구에서는 먼지껍질의 안쪽 반지름을 0.5~1초각(100~200 천문단위)으로 측정했다.
이러한 연구들을 통해 베텔게우스를 둘러싼 먼지 환경은 정지된 것이 아님을 알았다.
1994년 단치 연구진은 베텔게우스는 수십 년동안 산발적으로 먼지를 생산하다가 활동을 멈추는 순환 주기를 보인다고 발표했다.