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ベテルギウス
観測の歴史 > 2019年から2020年にかけての減光

ベテルギウスは脈動する半規則型変光星（SRC）なので、その大きさや温度の変化により複数のサイクルで明るさが変化しているが、2019年末頃からベテルギウスは大きく減光し始め、2020年1月までにベテルギウスの視等級は0.5等級から1.5等級へと明るさにして約2.5倍暗くなり、1月30日には光電測光や眼視での観測結果からベテルギウスが2等星にまで暗くなったことが確実となった。同年2月にはThe Astronomer's Telegram（英語版）にて記録的な極小視等級1.614等級を記録し、さらに暗くなっていることが報告されている。ベテルギウスは現在、最近25年間の研究において「最も暗く低温」な状態にあるとされ、また、半径が収縮していると計算されている。天文雑誌のアストロノミーはこのベテルギウスの減光を「奇妙な減光」と述べており、これは差し迫っているベテルギウスの超新星爆発の予兆ではないかという憶測が一般的に推論されている。この減光によりベテルギウスは全天で最も明るく見える恒星で上位10位以内の1つであったのが、20位以下にまで降格することになり、近くに見えるアルデバラン（0.86等級）と比べても著しく暗くなった。天文学者らは今後約10万年以内に発生すると予想されたベテルギウスの超新星爆発が現在、切迫しているとは考えづらいという見解を示しているが、大手メディアの報道では、ベテルギウスで超新星爆発が起きようとしているという推論が議論されている。
2020年2月14日、ヨーロッパ南天天文台は、チリ・パラナル天文台の超大型望遠鏡 (VLT) による撮像を公開した。太陽系外惑星探索機器SPHERE (en:Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research) による画像では、2019年1月から12月にベテルギウスの明るさと形状が大きく変化したことが示された。また、中間赤外線撮像分光装置VISIR (VLT Imager and Spectrometer for mid Infrared) の画像では、ベテルギウスから放出されるダストプルームを捉えた。
このベテルギウスの変光について、ビラノバ大学の天文学者Richard Wasatonic、Edward Guinan、そしてアマチュア天文家のThomas Calderwoodは、5.9年周期の変光サイクルにおける通常の極小期と、425日周期の変光サイクルの通常より大きく減光する極小期が一致したことが、この大幅な減光の原因であると理論化している。他に考えられる要因として、巨大な対流セルが移動、収縮、膨張したことで起こる表面温度の低下、または地球方向へのダストの放出の結果とする仮説が立てられている。
2020年2月17日に、ベテルギウスの明るさがこの約10日間変化しておらず、増光に転じる兆候が示された。そして2月22日に、ベテルギウスの減光が完全に止まり、増光に転じ始めた可能性が報告された。
2月24日には、過去50年間の観測から、ベテルギウスの赤外線での外観に有意な変化が検出されなかったと報告された。これは2019年から2020年にかけてのベテルギウスの大幅な視覚的減光とは無関係であるとされ、中心核の崩壊が差し迫っているわけではないことを示唆している。また同日には、さらなる研究によって「粒子サイズの大きい星周塵」がベテルギウスを覆ったことで減光した可能性が最も高いことが示された。
6月、マックス・プランク天文学研究所の研究者らがサブミリ波で行った観測で、サブミリ波帯でもベテルギウスが20%も減光していたことが判明し、大きな塵が光を吸収して減光に大きく影響していた可能性が除外された。可視光線とサブミリ波が共に減光していたことから、ベテルギウスの表面温度が約200℃低下したとみられており、これはベテルギウスの表面の50～70%を覆い尽くす超巨大な黒点が表面に出現したことに起因するとみられている。
5月から8月にかけてはベテルギウスは地球から見ると太陽の近くに移動するため、地上からはほとんど観測できなくなる。ベテルギウスが2020年の合（地球とベテルギウスが正反対の方向にある）の状態に達する直前の明るさは0.4等級であったが、6月と7月に行われた太陽観測衛星STEREO-Aでの観測で、4月に行われた地上からの観測から約0.5等級減光していることが判明した。通常ならば2020年8月から9月にかけて明るさの極大期を迎え、次の極小期は2021年4月になると予測されていたので、これは驚くべきことであった。しかし、ベテルギウスの明るさは不規則に変化することも知られており、正確な予測は困難である。8月30日、天文学者の Costantino Sigismondi らは The Astronomer's Telegram にて2度目のベテルギウスから放出された塵の検出を報告した。この塵が、8月3日に2度目の極小期を迎えた大幅な減光と関連しているとみられる。
10月にアストロフィジカル・ジャーナルのオンライン版に掲載されたオーストラリア国立大学やカブリ数物連携宇宙研究機構などによる研究結果では、ベテルギウスは現在、κ機構と呼ばれる恒星全体の膨張と収縮を繰り返す状態にあり、今回の一連の大幅な減光はこの恒星の脈動に加えて放出された大量の塵が関係していることが示されている。
観測

独特な赤橙色を放つため、ベテルギウスは冬の夜空では簡単に見つけることができる。冬の大三角を構成する3つの恒星のうちの1つで、冬のダイヤモンドの中心にある。毎年1月初め頃になると、日没直後に東の空から昇るベテルギウスを観測できる。9月中旬から翌年の3月中旬にかけては（12月中旬頃が最適）、南緯82度以南の南極を除いて、世界中のほぼ全ての地域で観測できる。5月では北半球の中緯度、6月では南半球で日没後に、西の地平線近くでベテルギウスを短時間見ることができ、数ヶ月後にまた日の出前に東の地平線近くに再び現れるようになる。6月から7月にかけては南緯70度から80度の南極地域の正午の時間帯（太陽が地平線より下にある場合のみ）を除いて肉眼では観測できなくなる（望遠鏡を用いれば昼間に観測できる）。[独自研究?]
ベテルギウスの見かけの明るさは0.0 - 1.3等級の範囲で変化する。最も明るくなる極大期にはリゲルやカペラよりも明るくなり、全天で6番目に明るい恒星になる期間もある。最も暗くなる極小期ではデネブやみなみじゅうじ座β星よりも暗くなり、全天で20番目の明るさにまで後退する。
ベテルギウスのB-V色指数は1.85で、これは恒星が顕著に赤みがかっていることを示す数値である。光球の周りには恒星大気が広がっており、この大気はスペクトル上で吸収線ではなく強い輝線を示す。これは恒星の周辺が厚い気体の外層に囲まれているときに発生する現象である。この広がったガス状大気は光球の視線速度の変動に応じてベテルギウスから遠ざかる方向に移動することが観測されている。ベテルギウスは近赤外線光源としては全天で最も明るい天体で、Jバンド（英語版）での明るさは-2.99等級に達する。このことから、ベテルギウスが放出している放射エネルギーのうち、可視光線として放射されるのは全体の約13%ということになる。仮に人間が全ての波長の光を認識できたら、ベテルギウスが全天で最も明るい恒星になっていたであろう。
Catalog of Components of Double and Multiple Stars（英語版）（CCDM）では、ベテルギウスの周りにある5個の暗い見かけの伴星がリストアップされている。それらの恒星はベテルギウスから0.1 - 174.4秒角離れており、いずれも10等級より暗い。
観測 > 恒星系

ベテルギウスは一般的に単独の孤立した逃走星であると考えられており、現在はどの星団または星形成領域にも関連付けられておらず、ベテルギウスがどこで形成されたかは不明である。
1985年にベテルギウスには2つの分光伴星の存在が示されている。1968年から1983年までのベテルギウスの偏光データの分析により、約2.1年の周期でベテルギウスを公転している密接する伴星が存在することが示されている。スペックル干渉法を用いて、研究チームは2つの伴星のうち近い方はベテルギウスに対する位置角が273度で、0.06 ± 0.01秒（~9 au）離れている潜在的にベテルギウスの彩層の中に位置する軌道を持ち、そして遠い方の伴星は位置角278度で、0.51 ± 0.01秒（~77 au）離れていると推定した。しかし、さらなる研究ではこれらの伴星の証拠は見つかっておらず、これらの伴星の存在は現在では否定されているが、全体的な流動に寄与している密接する伴星が存在している可能性は完全には排除できていない。1980年代および1990年代時点の技術をはるかに超えたベテルギウスとその周辺の高解像度干渉法を用いても、そのような伴星は検出されていない。
観測 > 距離の測定

1838年にフリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセルが初めて年周視差の測定に成功して以来、天文学者らはベテルギウスまでの距離の測定に困惑してきた。恒星までの距離を知ることで、光度などの恒星に関する他のパラメーターの精度が向上させることができる。また、角直径と組み合せれば恒星の物理半径と有効温度の計算にも使用できる。光度と同位体存在量は、恒星の年齢や質量を推定するのにも使用できる。
1920年に最初の干渉研究がベテルギウスの直径測定で行われたとき、年周視差は18.0ミリ秒と仮定された。この場合、ベテルギウスまでの距離は約180光年（約56パーセク）となり、この値によりベテルギウスの不正確な半径の他にベテルギウスに関する様々な特性がもたらされた。それ以来、ベテルギウスまでの距離を測定するための継続的な作業が行われ、約1,300光年（約400パーセク）という数値が提案された。
1997年にヒッパルコス星表が発表される前は、ベテルギウスまでの距離について矛盾する2つの測定値があった。一方は1991年に測定された年周視差9.8 ± 4.7ミリ秒に基づく約330光年（約102パーセク）という推定で、もう一方はHipparcos Input Catalogueに記録された年周視差5 ± 4ミリ秒に基づく約650光年（約200パーセク）とする推定だった。この両者の推定値は不確実性が大きく、研究者らはこの不確実性を考慮して広範囲の距離推定値を採用していたため、ベテルギウスの特性の計算には大きなばらつきがあった。
ヒッパルコスによる測定結果は1997年に発表された。測定されたベテルギウスの年周視差は7.63 ± 1.64ミリ秒で、これを基に計算すると距離は約427光年（約131パーセク）になり、それ以前の推定値よりも不確実性は小さくなった。しかし、ベテルギウスのような変光星のヒッパルコスによる測定結果を後に検証したところ、これらの測定値の不確実性が過小評価されていたことが判明した。2007年には、改善された測定値として6.55 ± 0.82ミリ秒が算出され、それを基に496 ± 65光年（152 ± 20パーセク）という推定値が得られた。
2008年に超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）を使用して行われた測定では、ベテルギウスの年周視差は5.07 ± 1.10ミリ秒、距離は642 ± 147光年（197 ± 45パーセク）という結果が示された。研究者のGraham Harperは「修正されたヒッパルコスによるベテルギウスの年周視差は、オリジナルの結果（427光年）よりも遠方の距離を示した（520光年）。しかし、位置天文学的な解には依然として2.4ミリ秒の大きな追加の誤差要因が必要である。これらの結果を考えると、ヒッパルコスのデータにはまだ起源不明の系統的誤差が含まれていることは明らかだ。」と指摘している。電波データにも系統的誤差は生じるが、Harperのソリューションはデータセットを組み合わせてそのような誤差を軽減することが期待されている。アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）とe-MERLIN（英語版）による観測では、年周視差4.51 ± 0.80ミリ秒および距離724+111
−156光年（222+34
−48パーセク）という値が得られている。
2020年、コリオリ衛星（英語版）に搭載されている Solar Mass Ejection Imager（SMEI） によって得られた新たな観測データと3つの異なるモデリング手法により、ベテルギウスの質量や半径が従来考えられていた推定よりも小さかったとする研究結果がオーストラリア国立大学やカブリ数物連携宇宙研究機構などによる研究グループによって発表された。この修正によって新たなベテルギウスの年周視差の測定値が得られ、その値は5.95+0.58
−0.85ミリ秒であった。これに基づくとベテルギウスまでの距離は548+88
−49光年となり、従来よりも地球に約25%近いところに存在していることになる。
欧州宇宙機関（ESA）が現在運用しているガイア計画では、搭載されている機器の限界から、6等級より明るい恒星に対しては良質な測定結果が得られることは期待されていなかったが、実際に運用したところ、3等級程度の恒星でも良質な測定結果が示されている。明るい恒星の強行観測は、最終結果が全ての明るい恒星で利用可能であることを意味し、ベテルギウスの年周視差は現在すでに測定されているものよりも遥かに正確な測定値として公開されるとされているが、現時点ではガイア計画による測定結果の中にベテルギウスのデータは含まれていない。
観測 > 変光

ベテルギウスは変光に顕著な周期性があるが、変光の度合いや周期の長さがその都度異なることもある半規則型変光星に分類される。その中でもベテルギウスは視等級の変動が1等級程度で、変光周期が数十日から数百日程度の脈動する赤色超巨星が分類されるSRC型に当てはまる。
ベテルギウスは通常、0.5等級に近い範囲でわずかに明るさが変動するが、極端な場合には極大期で0.0等級まで明るくなり、極小期で1.3等級まで暗くなることもある。ベテルギウスは変光星総合カタログ（GCVS）に記載されており、変光周期は2,335日（6.4年）とされているが、より詳細な分析では周期400日近くのメインサイクルと周期2,100日（5.75年）前後のより長い二次サイクルとに大きく分けられることが示されている。しかし上記のように、信頼性のある記録の中で最も暗い1.614等級という視等級も記録されている。
赤色超巨星の対称的な脈動すなわち動径脈動（Radial pulsation）については十分にモデル化されており、数百日間の変光周期は通常、基本的で最初の倍音の脈動によるものであることが示されている。ベテルギウスのスペクトル中に見られるスペクトル線には、明るさの変化に大まかに対応している視線速度の変化を示すドップラー効果が見られる。これはベテルギウスの大きさの変動の性質を示しているが、大きさに対応する温度とスペクトルの変動は明確に見受けられていない。ベテルギウスの直径の変動は直接測定されてもいる。2020年には、ベテルギウスがκ機構と呼ばれる恒星全体の膨張と収縮を繰り返す現象を起こすことで、以前から知られていた約400日の周期と185 ± 13.5日の周期という2つの周期で変光を繰り返していることが示されている。
周期が長い二次サイクルの発生要因は不明で、動径脈動では説明することができない。ベテルギウスの干渉観測では、大規模な対流セルによってホットスポットが形成されていることが示されており、それらはベテルギウスの直径の大部分を占め、全光度の5 - 10%を放射している。周期が長い二次サイクルの要因を説明できる1つの理論として、恒星の自転と組み合わせて進化したそのような対流セルによって引き起こされるというものがある。他にも、密接した未知の伴星との相互作用、質量損失に影響する彩層の磁気活動、またはgモードのような非動径脈動（Non-radial pulsations）によるとする理論もある。
肉眼で観測できる数少ない変光星の一つであり、北半球における冬（南半球では夏）の半規則型変光星の中では、最もはっきりとした変光を示す。北半球における冬（南半球では夏）に見える半規則型変光星には、他にオリオン座W星やうさぎ座RX星、いっかくじゅう座V523星などがあるが、3個ともベテルギウスほど明確な光度変化は見られない。
物理的特性

ベテルギウスはスペクトル分類においてM1-M2Ia-Iab型の、非常に巨大で明るい低温の恒星である赤色超巨星に分類される。スペクトル分類における「M」はベテルギウスがM型星に属する赤色の恒星で、表面温度が低いことを意味している。「Ia-Iab」もしくは「Ia-ab」という接尾辞は恒星の光度階級を示しており、ベテルギウスは「明るい超巨星（Ia型）」と「中間の明るさの超巨星（Iab型）」の間の特性を持つことを意味する。1943年以来、ベテルギウスは他の恒星をスペクトル分類で分類する際の安定したアンカーポイントの1つとして機能してきた。
表面温度、直径、および距離の不確実性が大きいため、ベテルギウスの正確な光度を測定することは困難だが、2012年の研究では距離を652光年（200パーセク）と仮定して光度を126,000太陽光度（L☉）と見積った。表面温度は、2001年の研究で3,250 - 3,690 Kと報告されている。しかし、この範囲外の数値が報告されることもあり、大気中の脈動により数値は大きく変動しているとされている。最も最近報告されたベテルギウスの自転速度は5 km/sで、これは特性がベテルギウスと似ているアンタレスの20 km/sよりもかなり遅い。
2004年に、コンピューターシミュレーションを使用して行われた研究で、ベテルギウスは自転していなくてもその広がった大気により大規模な磁気活動が発生する可能性があると推測された。恒星大気は適度に強い磁場でも恒星の塵、恒星風、質量損失の特性に有意な影響を与える可能性がある要因とされている。ピク・デュ・ミディ天文台にあるBernard Lyot望遠鏡で2010年に行われた一連の分光偏光観測で、ベテルギウスの表面に弱い磁場が存在していることが明らかになり、巨大な対流運動が小規模なダイナモ効果を引き起こせることが示唆されている。
物理的特性 > 質量

ベテルギウスの周囲を公転する伴星が知られていないため、その質量を直接計算することはできない。理論的モデリングからはベテルギウスの質量は9.5太陽質量（M☉）や、21太陽質量といった一致しない推定値が算出されていた。より古い研究では5 - 30太陽質量の範囲とされていた。太陽の90,000 - 150,000倍の光度を持つことを考えると、ベテルギウスの初期の質量は15 - 20太陽質量であったと計算されている。2011年に超巨星の質量を決定させる新たな方法が提案された。その方法による狭いHバンド干渉計を使った恒星の強度プロファイル（Intensity profile）の観測と光球測定で求められたベテルギウスの半径測定値6億4328万 km（3.4 au、955太陽半径）に基づいて、ベテルギウスの現在の質量は11.6太陽質量、上限値16.6太陽質量、下限値7.7太陽質量であると求められた。進化軌跡へのモデル適合からは、初期のベテルギウスの質量は20太陽質量で、現在の質量は19.4 - 19.7太陽質量であるという値が得られている。
物理的特性 > 運動

ベテルギウスの運動は複雑なものになっている。現在の位置と固有運動から、時間を遡ってベテルギウスの位置をたどっていくと、ベテルギウスは銀河面から945光年（290パーセク）離れた場所に位置していたことになる。そこには星形成領域が無いため、恒星が形成されるとは信じられない領域であった。特に超長基線アレイ（VLBA）による測定から、ベテルギウスとオリオン星雲星団（ONC、Orion OB1dとも呼ばれる）は1,268 - 1,350光年（389 - 414パーセク）離れていることが示されているため、投影されたベテルギウスの軌跡はオリオン座25番星サブアソシエーションやベテルギウスよりかなり若いオリオン星雲星団とも交差していないとみられている。そのため、ベテルギウスは形成以降、常に現在のような運動をしているとは限らず、おそらく近くの恒星の超新星爆発の影響などを受けて進路を時折変えた可能性がある。2013年1月にハーシェル宇宙望遠鏡が観測を行ったところ、ベテルギウスの恒星風が周囲の星間物質に衝突していることが明らかになった。
最もあり得るベテルギウスの星形成シナリオは、ベテルギウスがオリオン座OB1アソシエーション（英語版）から飛び出した逃走星であるというものである。元々、ベテルギウスはオリオン座OB1アソシエーションの一部である「Orion OB1a」内の大質量の恒星から成る多重星のメンバーで、形成から800 - 850万年が経過していると考えられているが、その大質量がゆえに急速な進化を遂げた。2015年に、H. BouyとJ. Alvesはベテルギウスが新たに発見された「Taurion OB Association」と呼ばれるアソシエーションのメンバーである可能性を示唆した。
物理的特性 > 星周環境の変遷

恒星の進化の後期段階では、ベテルギウスのような大質量星は質量損失の割合が高くなっていき、10,000年ごとに太陽1個分程度の質量を失っていくとされており、周囲に絶え間なく変化する複雑な星周環境を生み出している。2009年に発表された論文では、恒星の質量損失が「初期から現在までの宇宙の進化、そして惑星形成や生命の発生そのものを理解するための鍵」であると言及されている。しかし、その物理的メカニズムについてはよく分かっていない。マーティン・シュヴァルツシルトが最初に超巨星周辺の巨大な対流セルの理論を提案したとき、彼はそれがベテルギウスのような進化した超巨星の質量損失の原因である可能性があると主張した。最近の研究でこの主張は裏付けられているが、対流の構造、質量損失のメカニズム、広がった恒星大気中の塵の形成方法、およびII型超新星という劇的な最期を迎える条件については依然として不確実性がある。2001年にGraham Harperらは、ベテルギウスが10,000年ごとに0.03太陽質量を恒星風として放出されていると推定したが、2009年以降の研究によりベテルギウスに関する全ての数値が不確実になってしまう一時的な質量損失の証拠が得られた。
天文学者らがこの問題を解くことはそう遠くないことかもしれない。現在、少なくともベテルギウスの半径の6倍に及ぶ巨大なガスのプルームが存在していることが発見されており、ベテルギウスが全ての方向に均等に物質を放出しているわけではないことが示されている。プルームの存在は、赤外線観測でしばしば観測される光球の球対称性が、光球に近い環境下でも維持されないことを示唆している。ベテルギウスの形状の非対称性は異なる波長による観測で報告されていたが、VLTの補償光学装置（NACO）によりこの非対称性の特性が注目されている。このような非対称の質量損失を引き起こす可能性がある2つのメカニズムとして、大規模な対流セルによるというものと自転によって生じる可能性がある極質量損失（Polar mass loss）によるというものがある。ヨーロッパ南天天文台のAMBERを用いてさらに詳しく調べたところ、広がった恒星大気中のガスが上下に激しく動き、ベテルギウス自身と同程度の大きさの「泡」が生成されていることが観測された。そのような恒星の大変動は、Kervellaによって観測された大規模なプルーム放出を支持するものとして結論付けられた。
物理的特性 > 星周環境の変遷 > 非対称の対流セル

光球に加えてベテルギウスの大気にある、分子光球（MOLsphere）もしくは分子環境（Molecular environment）、気体外層（Gaseous envelope）、彩層、ダスト環境（Dust environment）、および一酸化炭素で構成される2つの外殻（「S1」と「S2」と呼ばれる）という6つの要素が存在していることが特定されている。これらの要素の一部は非対称であることが知られており、他の要素は互いに重なり合っている。
光球からベテルギウスの半径の約0.45倍（~2 - 3 au）離れたところには分子光球もしくは分子環境と呼ばれる分子層がある。調査によると、この層は水蒸気と一酸化炭素で構成されており、有効温度は約1,500 ± 500 Kとされている。水蒸気の存在は、1960年代に行われた2つのストラトスコープ計画によるスペクトル分析で初めて検出されていたが、数十年に渡って無視されていた。分子光球には、塵粒子の形成を説明できる分子である一酸化ケイ素（SiO）や酸化アルミニウム（Al2O3）も含まれている。
より温度が低い別の領域にある非対称の気体外層は、光球から数倍（~10 - 40 au）離れている。炭素に対して酸素、特に窒素が豊富に含まれている。これらの組成異常は、ベテルギウス内部からのCNOサイクルによって処理された物質による汚染が原因である可能性がある。
1998年に撮影された電波望遠鏡の画像で、ベテルギウスは非常に複雑な大気を有していることが確認された。表面温度は3,450 ± 850 Kで、表面の温度に近いが、同じ領域にある周囲のガスと比べると遥かに低温である。VLAの画像では、この低温のガスが外側に広がるにつれてさらに徐々に冷えることが示されている。この特性がベテルギウスの大気の中で最も豊富な構成要素であることが判明し、これは予想外なことではあったが、この研究を行った研究チームのリーダーであるJeremy Limは「これにより、赤色超巨星の大気に関する基本的な理解が変わるだろう」と説明している。また、「表面近くの高温に加熱されたガスにより恒星の大気が均一に膨張する代わりに、いくつかの巨大な対流セルが恒星の表面から大気中にガスを推進させているようだ」と述べている。このガスの成分として炭素と窒素を含む可能性があり、地球から見て恒星の南西方向に光球の半径の6倍以上に広がっている、2009年にKervellaらによって発見された明るいプルームが存在しているところと同じ領域にある。
ベテルギウスの彩層は、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されたFaint Object Camera（FOC）によって紫外線波長を用いて観測された。その画像からはまた、ベテルギウスを四等分したとき、南西側に明るい領域が存在することが明らかになった。1996年に測定された彩層の平均半径は光球の2.2倍（~10 au）で、温度は5,500 K未満とされた。しかし、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されている高精度分光計STIS（宇宙望遠鏡撮像分光器）を用いて行われた2004年の観測では、ベテルギウスから少なくとも1秒角離れた領域でも暖かい彩層プラズマの存在が示された。 ベテルギウスまでの距離を642光年（197パーセク）と仮定すると、彩層の大きさは最大200 auになる。この観測により、温かい彩層プラズマが気体外層内の冷たいガスと周囲のダストシェル内のダストと空間的に重なり合っており、共存していることが決定的に示された。
ベテルギウスを取り巻くダスト（塵）から成るシェル（殻）構造は1977年に初めて存在が主張され、成熟した恒星の周りにあるダストのシェル構造はしばしば光球による寄与を超える大量の放射を放出することが指摘された。ヘテロダイン干渉計を使用したところ、星の半径の12倍（仮定した半径によっておよそ50 auから60 auまでとり得る）を超える領域、すなわち太陽系でいうエッジワース・カイパーベルトが存在する領域から、その過剰な放射の大部分を放出していると結論付けられた。しかしそれ以来、様々な波長で行われたダスト外層の研究では明らかに異なる結果がもたらされてきた。1990年代の研究では、ダストのシェル構造の内側半径は0.5 - 1.0秒、すなわち100 - 200 auであると測定された。これらの研究は、ベテルギウスを取り巻くダスト環境が静的ではないことを示している。1994年には、ベテルギウスは散発的に数十年に渡ってダストを生成し、その後不活性化したことが報告された。そして1997年には、1年間でのダストシェルの形態の著しい変化が注目され、シェルが光球のホットスポットによって強く影響を受けるベテルギウスの放射場によって非対称に照らされていることが示唆された。1984年に巨大な非対称ダストシェルがベテルギウスから1パーセク（3.26光年）離れた位置にあると報告されたが、最近の研究ではその存在を裏付けることはできなかった。しかし、同年に発表された別の論文では、ベテルギウスの片側方向へ約4光年離れた位置に3つのダストシェルが発見されたと述べられており、これはベテルギウスが移動すると外層がはがれていくことを示唆している。
一酸化炭素で構成されている2つの外殻の正確な大きさはわかっていないが、予備的な推定では片方はベテルギウスから1.5 - 4.0秒角まで、もう片方は7.0秒角まで伸びていると考えられている。ベテルギウスの半径に置き換えると、ベテルギウスに近い方の外殻は半径の50 - 150倍（~300 - 800 au）、遠い方は250倍（~1,400 au）となる。太陽系のヘリオポーズが太陽から約100 au離れていると推定されているため、遠い方の外殻は太陽圏の14倍先まで伸びていることになる。
物理的特性 > 星周環境の変遷 > 超音速のバウショック

ベテルギウスは秒速30 kmもの高速で星間空間を移動しているため、周囲にバウショックが発生している。バウショックはベテルギウスそのものではなく、秒速17 kmの速度で星間空間に大量のガスを放出させる強力な恒星風によって生じており、周辺の物質が加熱されることで赤外線で観測できるようになる。ベテルギウスが非常に明るいため、1997年になってようやく、初めてベテルギウスのバウショックが撮影された。距離を642光年と仮定すると、この彗星状の構造の幅は少なくとも4光年はあると推定されている。
2012年に行われた流体力学的シミュレーションでは、ベテルギウスのバウショックの年齢が30,000年未満と非常に若く、ベテルギウスが異なる特性を持つ星間空間に移動したのがごく最近である可能性、もしくはベテルギウスが生成する恒星風を変化させるような重大な変化を受けた可能性の2つが示唆されている。2012年に発表された論文で、このバウショックはベテルギウスが青色巨星から赤色巨星に進化したときに発生したとする仮説が提案された。ベテルギウスのような恒星の進化の後期段階にある恒星は「ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上で青い恒星が位置する部分から赤い恒星が位置する部分へ、もしくはその逆方向に移動する際に急速に遷移し、恒星風やバウショックが急速に変化する」ことが証拠として挙げられている。将来の研究でこの仮説が裏付けられれば、ベテルギウスが赤色超巨星になってからの移動距離は200,000 au程度で、その進路に沿って最大で3太陽質量程度の物質をまき散らしてきたと示されることになるだろう。
進化

ベテルギウスはO型主系列星から進化した赤色超巨星である。その中心核はいずれ崩壊し、超新星爆発を起こしてコンパクトな残骸天体を残してその一生を終える。その詳細については正確な主系列星時代の初期質量とその他の物理的特性に大きく依存する。
進化 > 主系列星

ベテルギウスの初期質量は、様々な恒星進化モデルを検証して現在観測されている特性と一致させることによってのみ推定することができる。 モデルにも観測されている現在の特性にも含まれる未知数は、ベテルギウスの初期の様子にかなり不確実性があることを意味しているが、通常は初期質量が10 - 25太陽質量の範囲にあると推定され、最近のモデルでは15 - 20太陽質量という値が与えられている。金属量は、太陽よりもわずかに多いが、概ね太陽に類似していると仮定される。初期の自転速度についてはさらに不確実だが、低速から中速程度の速度であったとするモデルが現在のベテルギウスの特性に最もよく一致している。主系列星の段階にあったベテルギウスは、スペクトル分類がO9V型のような、高温の明るい星であったとされている。
太陽の15倍の質量をもつ恒星は、赤色超巨星の段階に達するまでに1150 - 1500万年の時間を要し、より速く自転する恒星が最も長く進化に時間を要する。太陽の20倍の質量をもち20高速で自転する恒星は、赤色超巨星の段階に達するまでに約930万年かかるが、同質量でゆっくり自転する恒星は、約810万年で赤色超巨星に進化してしまう。これらは現在推定されている最も良いベテルギウスの年齢の推定値であり、自転をしない太陽の20倍の質量を持っていた零歳主系列星の段階から経過した時間は800 - 850万年と推定されている。
進化 > 中心核の水素枯渇後

ベテルギウスが赤色超巨星として過ごした期間は、質量放出率と観測された星周物質の比較、および表面の重元素の量から推定することが可能で、その期間は20,000 - 140,000年の範囲であると推定されている。ベテルギウスは短期間のうちに大量の質量放出を経験しており、また宇宙を急速に移動する逃走星であるため、現在の質量放出量とこれまでの総質量放出量を比較するのは困難である。ベテルギウスの表面は、窒素の増加、炭素の量が比較的少ないこと、そして炭素12に対する炭素13の割合が高いという特徴が示されており、これらは全てベテルギウスが最初の汲み上げ効果を経験した恒星であることを示している。しかし、最初の汲み上げ効果は恒星が赤色超巨星の段階に達した直後に起きるため、これはベテルギウスが少なくとも数千年に渡って赤色超巨星の状態にあることを意味するに過ぎない。最良の予測ではベテルギウスはすでに約4万年を赤色超巨星として過ごし、おそらく約100万年前に主系列星の段階を終えたとされている。
現在の質量は、進化モデルから初期質量とこれまでに失われた予想質量とによって推定できる。ベテルギウスの場合、失われた総質量は約1太陽質量以下であると予測されており、それに基づくと現在の質量は19.4 - 19.7太陽質量となり、これは先述の脈動特性や周縁減光モデルなどの他の手段で推定された質量値よりも大きい。
質量が約10太陽質量より大きい恒星は通常、中心核が崩壊して超新星爆発を引き起こすことによりその一生を終えると予想されている。最大で恒星が約15太陽質量の場合までは、II-P型超新星は必ず赤色超巨星の段階で引き起こされる。より大質量の恒星、特に自転していたり質量放出率がとりわけ高いモデルの場合、速く質量を失い、中心核が崩壊する前に表面が高温になれる可能性がある。これらの恒星は黄色超巨星または青色超巨星の段階からII-L型かIIb型の超新星、もしくはウォルフ・ライエ星の段階でIb型かIc型の超新星となる。自転する20太陽質量の恒星のモデルでは、青色超巨星の前駆天体からSN 1987Aに似た特異なII型超新星が引き起こされると予測されているが、一方で同質量で自転をしない恒星のモデルでは、赤色超巨星の前駆天体からII-P型超新星が引き起こされると予測されている。
ベテルギウスが爆発するまでの時間は、予測された初期条件と、赤色超巨星としてすでに費やされた期間の推定値に依存する。赤色超巨星段階の開始から中心核崩壊までにかかる時間は、自転する25太陽質量の恒星では約30万年、自転する20太陽質量の恒星では55万年、自転していない15太陽質量の恒星では最大100万年であるとされている。ベテルギウスが赤色超巨星になってからの推定時間を考えると、 ベテルギウスの余命の推定値は、自転しない20太陽質量の恒星モデルを採用した場合である10万年未満という「最良の推測」から、自転しているもしくは低質量星である場合を採用したさらに余命は長いとするモデルまで、長い範囲に及ぶ。
典型的なII-P型超新星は2×1046 Jのニュートリノを放出し、2×1044 Jもの運動エネルギーで爆発を発生させる。ベテルギウスがII-P型超新星となった場合、地球から見た超新星の明るさは最も明るいときで-8等級から-12等級の範囲のどこかになるだろうとされている。これは昼間であっても容易に観望できるほどの明るさで、満月の明るさまでは超えないが、それに近い明るさにまで達する。このタイプの超新星は、急速に減光するまでの2 - 3ヶ月間はほぼ一定の明るさを保つとされている。超新星の際に発せられた可視光線は主にコバルトの放射性崩壊によって生成され、超新星爆発によって放出された冷却されている水素の透明度が増加するため、その明るさが維持される。
2009年に発表されたベテルギウスの大きさが15%収縮しているという内容によって生じた誤解により、ベテルギウスはしばしば1年以内に超新星爆発を起こすといったオカルト系の噂や話題の題材で取り上げられることも多く、実際にベテルギウスで観測された出来事が誇張されて主張されてしまうことがある。こうした噂の流行や流行する時期には、天文学に対する誤解や特にマヤ暦において言い伝えられている世界の終末にまつわる予想に関連されていることが多い（2012年人類滅亡説など）。最近では、日本国内を中心に2020年3月20日にもベテルギウスが関連した終末論が囁かれた。こうした噂ではベテルギウスが起こしたガンマ線バースト（GRB）によって放射された有害な放射線が終末の要因として取り上げられることもあるが、実際にはベテルギウスがガンマ線バーストを起こす可能性は低く、また、放出された物質やX線、紫外線が地球に甚大な影響を与えるほどベテルギウスが地球に近い距離にあるわけでもない。2019年12月にベテルギウスの大きな減光が観測されると、様々な情報が科学メディアや大手メディアで取り上げられたが、中にはベテルギウスが超新星爆発を起こそうとしているかもしれないという憶測も含まれていた。アストロノミーやナショナルジオグラフィック、スミソニアンのようないくつかの科学雑誌は、ベテルギウスの大きな減光を興味深くて珍しい現象として取り上げている。ワシントン・ポストやABCニュース、ポピュラー・サイエンスなどの一部の大手メディアは、超新星爆発は今後起こりうるとしても今は起こりそうにないと報道しているが、他のメディアの中にはベテルギウスの超新星爆発の可能性を現実的に言及したものもあった。例えば、CNNは記事に「A giant red star is acting weird and scientists think it may be about to explode（巨大な赤い星が妙な動きをしており、科学者らはそれが爆発するかもしれないと考えている）」という見出しをつけており、ニューヨーク・ポストはベテルギウスの減光は「due for explosive supernova（超新星爆発によるもの）」と明言している。アメリカの天文学者フィリップ・プレイト（英語版）は、自身が「Bad Astronomy（悪い天文学）」と呼んでいるこのような話題を修正するために、この頃のベテルギウスの振る舞いは「珍しいながらも、前例のないことではない。そして、それ（減光を続ける異常な状態）はおそらく長くは続かないだろう」と述べている。
2020年に発表されたオーストラリア国立大学やカブリ数物連携宇宙研究機構などによる研究で、恒星進化や脈動の流体力学、星震の理論計算を用いてベテルギウスの明るさの変化を分析した結果、現在ベテルギウスはヘリウムによる核融合反応を起こしている段階にあると結論付けられた。超新星爆発を起こす要因になる鉄が中心核で生成されるようになるには炭素や酸素などのさらに重い元素による核融合反応の過程を経る必要があるため、それまで考えられていたほどベテルギウスはすぐには超新星爆発を起こさないと考えられ、超新星爆発を起こすのは10万年以上先になると予測されている。
超新星爆発を終えた後には中性子星かブラックホールのいずれかの小型で高密度な残骸天体が残される。ベテルギウスはブラックホールを残すほどの大きさの中心核を持たないため、残される残骸天体は1.5太陽質量ほどの質量を持った中性子星であると予測されている。
名称 > 固有名

2016年6月30日、国際天文学連合の恒星の固有名に関するワーキンググループは、Betelgeuse をオリオン座α星の固有名として正式に承認した。
名称 > 中国名

中国では参宿第四星（參宿四）。
名称 > 和名

ベテルギウスの和名は「平家星」（へいけぼし）とされている。
この和名は源平合戦にちなむ紅白に由来するものだが、当初は現在と逆の解釈があった。
岐阜県において、平家星・源氏星という方言が見つかっている。これは1950年に野尻抱影に報告された方言であり、ベテルギウスの赤色とリゲルの白色を平家と源氏の旗色になぞらえた表現に由来したと解釈されている。野尻は農民の星の色を見分けた目の良さに感心し、それ以後は天文博物館五島プラネタリウムで解説する際には、平家星・源氏星という名称を使用するようになった。
天文誌、図鑑、野尻抱影や藤井旭の著書をはじめ、多くの本で、ベテルギウスの和名を「平家星」と特定した上で、岐阜の方言であるとしている（ただし、岐阜県の揖斐郡横蔵村（現揖斐川町）においてベテルギウスを源氏星とする村の古老が一名いたことが野尻抱影によって紹介されており、民俗学の見地から異論を唱える研究者もいる）。
増田正之は1985年に、富山県高岡市の市立伏木小学校において、ベテルギウスを平家星とした方言を見つけている。
また、滋賀の虎姫（現・長浜市）でベテルギウスを金脇（きんわき）とする方言が発見されている。これは、オリオン座の三つ星の脇にある関係とベテルギウスの金色とリゲルの白色とを見分けた表現から来ている。このように星を色で見分けた表現は、世界的に類を見ないと言われている。
その他、ベテルギウスが含まれたアステリズムの方言はベテルギウス関係の方言を参照。
ジョン・ハーシェル
1998年から1999年にハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、スペクトル線プロファイルから非対称の脈動を起こしていることを示すベテルギウスの紫外線画像
アメリカ変光星観測者協会（AAVSO）による2018年8月から2021年2月までのベテルギウスのVバンドでの視等級の変化。2019年末頃から大きく減光していることが分かる。
ヨーロッパ南天天文台のSPHEREが撮影した2019年1月（左）と12月（右）のベテルギウスの比較
通常のオリオン座（左）と2020年初頭に撮影されたベテルギウスが大きく減光した時のオリオン座（右）の比較
ベテルギウス（左上）とオリオン座分子雲の高密度星雲を写した画像
アメリカ国立電波天文台の超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）を用いて2008年にベテルギウスまでの距離の推定値が算出された
アメリカ変光星観測者協会（AAVSO）による1988年12月から2002年8月までのベテルギウスの光度曲線
1998年に撮影されたベテルギウスの光球の大きさ（黒円）と恒星大気への強制対流の効果を示した電波画像
ベテルギウスとλ星とγ星の周囲に広がる星雲の赤外線画像
いくつかの恒星と太陽系の惑星との相対的な大きさの比較（2017年10月時点のデータに基づいている）

1. 水星 < 火星 < 金星 < 地球

2. 地球 < 海王星 < 天王星 < 土星 < 木星

3. 木星 < プロキシマ・ケンタウリ < 太陽 < シリウス

4. シリウス < ポルックス < アークトゥルス < アルデバラン

5. アルデバラン < リゲル < アンタレス < ベテルギウス

6. ベテルギウス < はくちょう座V1489星 < ケフェウス座VV星A < おおいぬ座VY星 < たて座UY星
ベテルギウス、ガーネット・スター（ケフェウス座μ星）、はくちょう座KY星、ケフェウス座V354星の大きさの比較（2005年時点のデータに基づく）
オリオン座OB1アソシエーション
ヨーロッパ南天天文台（ESO）のVLTが撮影した、ベテルギウスを取り囲む円盤と広がった恒星大気を写した画像
表面に巨大な「泡」が発生し、太陽系でいう海王星軌道付近に相当する自身の半径の6倍以上先にまで放出されるガスのプルームを持つベテルギウスを示したヨーロッパ南天天文台によるイラスト
チリのパラナル天文台にある、ヨーロッパ南天天文台の超巨大望遠鏡VLTの外観
VLTにある4つの口径8.2 mのユニット望遠鏡のうちの1つの外観
VLTによって撮影されたベテルギウスの周囲の複雑なガスとダストのシェル構造を写した赤外線画像。中央にある赤い円は光球の大きさを表す
ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）。ベテルギウスのような赤色超巨星は図の右上に位置する。
シミュレーションソフトCelestiaで再現したベテルギウスが超新星爆発を起こした際の地球から見たオリオン座の様子。ベテルギウスは1006年に観測された超新星よりも明るくなる可能性がある。
『日本星名辞典』に掲載された図と注釈の再現
小西桜子

小西 桜子（こにし さくらこ、1998年3月29日 - ）は、日本の女優。
埼玉県出身、トライストーン・エンタテイメント所属。
来歴

大学時代に自主制作映画へ出演したのをきっかけに楽しさと面白さを感じた。周囲が就職活動をする時期は芸能事務所に履歴書をたくさん送り、オーディションも多く受けたが落ち続けた。
インスタグラムを通じマネジメントをしてくれる人物と出会い、さらに映画監督・廣田正興と出会ったことで映画『ファンシー』ヒロイン役に抜擢。2020年公開のこの作品で商業映画初出演となった。
映画『初恋』のオーディションを2019年に受け、3,000人の中からヒロインに選ばれた。『初恋』ではカンヌ国際映画祭にも参加。事務所未所属のままの登壇は異色の経歴とも称された。
『ヤングキング』（2020年3月2日号）で漫画誌初表紙、巻頭グラビアに抜擢。
長らく芸能事務所に未所属ではあったが、2024年9月にトライストーン・エンタテイメントに所属したことを発表した。
人物

趣味・特技は、水泳、映画鑑賞、絵を描くこと。
受賞

第42回ヨコハマ映画祭 最優秀新人賞 - 『初恋』『ファンシー』『佐々木、イン、マイマイン』
出演

主演のものは太字で表示
出演 > 映画

一晩中（2017年） - 主演
ファンシー（2020年2月7日） - ヒロイン・月夜の星 役
初恋（2020年2月28日） - ヒロイン・モニカ（桜井ユリ） 役
映像研には手を出すな!（2020年9月25日） - 道頓堀透 役
真・鮫島事件（2020年11月27日） - 仲瀬フミ 役
佐々木、イン、マイマイン（2020年11月27日） - 一ノ瀬灯 役
NO CALL NO LIFE（2021年3月5日） - 日野由希奈 役
藍に響け（2021年5月21日） - 佐伯美鈴 役
猿楽町で会いましょう（2021年6月4日） - 大島久子 役
ASTRO AGE（2019年制作・2022年4月23日） - 主演・神野みさき 役
はざまに生きる、春（2023年5月26日） - ヒロイン・小向春 役
僕らの千年と君が死ぬまでの30日間（2023年10月27日、東映ビデオ） - ヒロイン・舞 役
ありきたりな言葉じゃなくて（2024年12月20日、ラビットハウス） - ヒロイン・鈴木りえ 役
出演 > テレビドラマ

死にたい夜にかぎって 第2話・第3話（2020年3月2日・9日、MBS） - 岡田 役
映像研には手を出すな!（2020年4月6日 - 5月11日、MBS / 4月8日 - 5月13日、TBS） - 道頓堀透 役
年下彼氏 第9話・第10話「最初で最後の告白」（2020年5月10日、ABCテレビ） - ヒロイン・亜弓 役
警視庁・捜査一課長2020 第9話（2020年7月2日、テレビ朝日） - 新島朱音 役
ふろがーる!（2020年7月16日 - 8月20日、テレビ東京） - 檜山愛乃 役
銀座黒猫物語 第3話（2020年7月31日、関西テレビ） - 店員 役
猫（2020年11月14日 - 12月19日、テレビ東京） - 主演・金子みねこ 役（前田旺志郎とのダブル主演）
京阪沿線物語〜古民家民泊きずな屋へようこそ（2021年1月10日（9日深夜） - 3月28日（27日深夜）、テレビ大阪 / BSテレ東） - 主演・井町潤 役
レンアイ漫画家（2021年4月8日 - 6月17日、フジテレビ） - 伊藤由奈 役
ネメシス 第5話（2021年5月9日、日本テレビ） - 阪愛留 役
ラブファントム（2021年5月13日 - 7月15日、MBS） - ヒロイン・平沢百々子 役
うきわ -友達以上、不倫未満-（2021年8月9日 - 9月27日、テレビ東京） - 愛宕梨沙 役
もしも、イケメンだけの高校があったら 第5話（2022年2月12日、テレビ朝日） - 新島梓紗 役
かんばん猫（2022年2月22日、BSテレ東） - 主演・高橋小梅 役
しろめし修行僧 第3話（2022年4月23日、テレビ東京） - 第3話ヒロイン・黒木亜衣 役
復讐の未亡人（2022年7月8日 - 8月26日、テレビ東京） - 板橋ともみ 役
大川と小川の時短捜査（2022年9月12日、テレビ東京） - 飯島弥生 役
失恋めし 第3話（2022年12月18日、読売テレビ） - 後輩 役
来世ではちゃんとします3 第2話・第7話（2023年1月12日・2月16日、テレビ東京） - 佐々木琳子（リンゴちゃん）役
スイートモラトリアム（2023年5月24日 - 7月19日、TBS） - ヒロイン・大森りんご 役（田辺桃子とのダブルヒロイン）
沼オトコと沼落ちオンナのmidnight call 〜寝不足の原因は自分にある。〜 第1話「計算沼」（2023年8月31日、テレビ東京） - 第1話ヒロイン・白岩夏 役
遺留捜査スペシャル（2023年9月21日、テレビ朝日） - 波琉 役
必殺仕事人（2023年12月29日、テレビ朝日） - 踊り子・きよ花 役
BLドラマの主演になりました クランクイン編（2024年1月2日、テレビ朝日） - 天道菜々美 役
科捜研の女 season24 第2話（2024年7月10日、テレビ朝日） - 成瀬若葉 役
Qrosの女 スクープという名の狂気 第2話・第6話・最終話（2024年10月14日・11月11日・12月9日、テレビ東京） - 唯花 役
BARレモン・ハート 年末スペシャル2024（2024年12月27日、BSフジ） - 森屋弘子・通称ロコ 役
まどか26歳、研修医やってます!（2025年1月14日 - 、TBS） - 横川萌 役
風のふく島 最終話（2025年3月29日〈予定〉、テレビ東京） - 井澤優花 役　※最終話主演
出演 > Webドラマ

恋をたどる、 第1話「あの子にとっていらない私」（2019年3月8日、WATCHY）
成蹊大学 学部学科新設プロモーションWEBドラマ 総合経営学科編「正解はひとつじゃない！」（2019年5月28日 - ） - ユカ 役
ROSOKU MINAI ブランドムービー「灯り」（2019年11月24日 - ）
新所沢レッツシネパーク「イスと私と映画の話」（2019年12月27日 - ） - 大学生 役
レンアイ格闘家（2021年4月8日 - 6月17日、FOD） - ヒロイン・伊藤由奈 役
うきわ -他人以上、友達未満-（2021年8月9日 - 9月27日、Paravi） - ヒロイン・愛宕梨沙 役
失恋めし 第3話（2022年1月14日・Amazonプライム） - 後輩 役
ショート・プログラム「途中下車」（2022年3月1日 - 、Amazon Prime Video） - ヒロイン・小宮慶子 役
ANIMALS‐アニマルズ‐（2022年6月23日 - 8月11日、ABEMA） - 谷口ゆか 役
御手洗家、炎上する（2023年7月13日、Netflix） - 葛木七海 役
BLドラマの主演になりました クランクアップ編（2023年12月24日、TELASA） - 天道菜々美 役
出演 > 舞台

365日、36.5℃（2019年10月30日 - 11月4日、すみだパークスタジオ倉） - ヒロイン・朝陽 役
出演 > CM

ケンタッキーフライドチキン「ツイスターランチ」（2022年1月 - ）
出演 > MV

ayU tokiO「あさがお」（2018年6月15日）
まるりとりゅうが「わけじゃない」（2019年8月24日）
リーガルリリー「ハンシー」（2020年2月5日）
久保あおい「嘘だらけ」（2022年3月18日）
小田朋美「万葉 (feat.TENDRE)」（2022年3月30日）
沢木耕太郎

| 沢木 耕太郎 （さわき こうたろう） |
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誕生:   (1947-11-29) 1947年11月29日（77歳） 東京都大田区
職業:  作家
言語:  日本語
国籍:   日本
最終学歴:  横浜国立大学経済学部
ジャンル:  ノンフィクション 小説
代表作:  『深夜特急』（1986年 - 1992年）
主な受賞歴:  大宅壮一ノンフィクション賞（1979年） 新田次郎文学賞（1982年） 講談社エッセイ賞（1985年） 日本冒険小説協会大賞（1987年） 菊池寛賞（2003年） 講談社ノンフィクション賞（2006年） 司馬遼太郎賞（2013年）
子供:  田澤利依子
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沢木 耕太郎（さわき こうたろう、1947年11月29日 - ）は、日本のノンフィクション作家・エッセイスト・小説家・写真家。
人物

東京都大田区生まれ。東京都立南高等学校（当時）を経て、横浜国立大学経済学部卒業。大学時代のゼミの指導教官は、後に神奈川県知事となる長洲一二だった。
大学卒業後は富士銀行（当時）に入行するも、初出社の日に退社した。出社途中に信号待ちをしているときに退社を決めたという。その後、ゼミの指導教官だった長洲から「何か書いてみないか」と誘われたのをきっかけに文筆活動を始める。
ルポライターとして1970年（昭和45年）、『防人のブルース』でデビューし、1979年（昭和54年）には演説中に刺殺された日本社会党委員長の浅沼稲次郎と、その犯人である少年の交錯を描いた『テロルの決算』で第10回大宅壮一ノンフィクション賞を受賞した。以後、スポーツや旅などを題材にした多数のノンフィクション作品、小説、エッセーなどを発表している。
人物 > 名前

「沢木耕太郎」はペンネームである。雑誌の取材を受け、「あなたの本名はあらゆる文献を見てもどこにも掲載されていない。なぜなのか」と問われた沢木は、「ペンネームを使う以上、わざわざ本名を名乗るのなら使う必要がない」と答えている。実父の没後にその句集を出版した際にも、苗字をつけず「二郎」とファーストネームだけの名義を用いた。
人物 > エピソード

沢木はアメリカで起こった「ニュー・ジャーナリズム」の影響を受けているが、小説『一瞬の夏』（1981年）では、プロボクサーのカシアス内藤が2度目の東洋チャンピオンに挑戦する姿を、取材者であり同行者である「私」を絡めて克明に描き、自ら「私ノンフィクション」と呼ぶ方法論に挑んだ。
テレビ番組『NHKスペシャル』には、自ら取材・構成を担当したうえで出演したことがある。
毎年12月24日の深夜に、FMラジオ局J-WAVEの番組『MIDNIGHT EXPRESS～天涯へ』にDJとして出演している。
乗っていたセスナ機がブラジルのジャングルで墜落し、九死に一生を得た体験をもつ。
ノンフィクション作品集 『人の砂漠』では、所収作品のうち「鏡の調書」がドラマ化（NHK、1995年）されたほか、短編4編が学生らによって映画化された。
受賞歴

1979年 『テロルの決算』で第10回大宅壮一ノンフィクション賞を受賞
1982年 『一瞬の夏』で第1回新田次郎文学賞を受賞
1985年 『バーボン・ストリート』で第1回講談社エッセイ賞を受賞
1993年 『深夜特急 第三便』で第2回JTB紀行文学賞を受賞
2003年　これまでの作家活動で第51回菊池寛賞を受賞
2006年 『凍』で第28回講談社ノンフィクション賞を受賞
2013年 『キャパの十字架』で第17回司馬遼太郎賞を受賞
2022年 『天路の旅人』で第74回読売文学賞を受賞