베텔게우스
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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.
베텔게우스는 밝기가 요동치는 별로 지름도 수시로 바뀐다.
주연감광 때문에 바깥쪽으로 나갈수록 색이 서서히 어두워져, 명확한 ‘외곽 경계’를 정의하기 힘들다.
베텔게우스는 항성이 뱉어낸 물질이 주변에 층 구조를 이루고 둘리어 있어 이 물질이 빛을 흡수하여 정확한 광구 경계를 관측하기 어렵게 만든다.
베텔게우스는 전자기 스펙트럼 내 여러 파장에서 관측 가능하며 파장별로 최대 30~35%까지 지름값이 차이 난다. 파장에 따라 원반 크기가 다르게 보이기 때문에 이들 다른 값을 보이는 자료를 서로 비교하는 데에는 어려움이 있다. 연구 결과 자외선 파장에서는 시지름이 아주 크게 측정되었고, 가시광선에서는 중간 정도, 근적외선 영역에서는 가장 작아졌다가 중적외선 스펙트럼에서는 다시 커졌다.
지상에 설치한 망원경으로 관측할 때 대기 흔들림 때문에 각도 분해능이 떨어진다.
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 1,200R☉으로 대략 목성궤도 반지름 5.5AU를 살짝 넘는 값이었다. 이 결과는 2009년 천문학 잡지(Astronomy Magazine) 및 2010년 NASA의 ‘오늘의 천문학 사진’(Astronomy Picture of the Day)에 실렸다.
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.
적외선 광학 망원경 배열(Infrared Optical Telescope Array)과 VLTI를 이용한 관측 결과가 2009년 출판되었다. 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 R☉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. 베텔게우스의 겉보기 크기는 1993년 56.0 ± 0.1 밀리초각에서 2008년 47.0 ± 0.1 밀리초각으로 15년동안 거의 0.9 천문단위 줄어들었다. 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 늘어났다를 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(730R☉)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.