베텔게우스

1. 개요

베텔게우스는 오리온자리에 있는 적색 초거성으로, α Orionis(알파 오리온)로도 불린다. "알 자우자' [즉, 오리온]의 손"을 뜻하는 아랍어에서 유래된 이름이며, 2016년 국제천문연맹(IAU)에서 공식 명칭으로 승인했다. 베텔게우스는 매우 크고 밝지만 표면 온도는 낮으며, 밝기가 변하는 변광성이다. 1920년 앨버트 마이컬슨과 프랜시스 피스가 간섭계를 사용하여 광구의 각지름을 측정한 바 있다. 베텔게우스는 태양의 약 764배 크기이며, 질량은 태양의 11.6배로 추정된다. 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상되며, 폭발 시에는 밤하늘에서 달보다 밝게 빛날 것으로 예상된다.

2. 명칭

베텔게우스의 영미권 표기는 'Betelgeux'였으며, 독일어로는 'Beteigeuze'로 표기했다(요한 엘레르트 보데의 책에 의거). 'Betelgeux'와 'Betelgeuze'는 20세기 초까지 함께 쓰였는데, 이후 'Betelgeuse'가 널리 쓰이게 되었다. 영미권에서는 베텔게우스의 정확한 발음에 대해 합의된 것이 없으며, 다음과 같이 여러 가지로 읽고 있다.

베텔게우스는 종종 "중앙의 겨드랑이"로 잘못 번역된다. 1899년 저서 별의 이름과 그 의미에서 미국의 아마추어 박물학자 리처드 힌클리 앨런은 이 유래가 ابط الجوزاء^아랍어 '에서 유래했으며, Bed Elgueze, Beit Algueze, Bet El-gueze, Beteigeuze를 거쳐 Betelgeuse, Betelguese, Betelgueze, Betelgeux와 같은 형태로 변형되었다고 주장했다. 이 별은 알폰소 천문표에서 Beldengeuze로 명명되었고, 이탈리아의 예수회 사제이자 천문학자인 조반니 바티스타 리치올리는 Bectelgeuze 또는 Bedalgeuze라고 불렀다.

뮌헨 대학교의 아랍학 교수인 파울 쿠니츠슈는 앨런의 주장을 반박하고, 베텔게우스라는 이름이 아랍어 يد الجوزاء^아랍어 '(알-자우자의 손, 오리온자리를 의미)를 변형한 것이라고 주장했다. 중세 라틴어로 번역되는 과정에서 첫 글자 y (ﻴ, 아래에 점 두 개)가 b (ﺒ, 아래에 점 하나)로 잘못 읽혔다. 르네상스 시대에는 بيت الجوزاء^아랍어 ' ("오리온의 집") 또는 بط الجوزاء^아랍어 '("오리온의 겨드랑이"로 오역)로 표기되기도 했다. 이후 다른 저자들도 쿠니츠슈의 설명을 받아들였다.

이름의 마지막 부분인 "-elgeuse"는 오리온자리의 역사적인 아랍어 이름인 الجوزاء^아랍어 '에서 유래했다. 이는 고대 아라비아 전설에 나오는 여성형 이름이며, 그 의미는 불확실하다. جوز^아랍어 '가 '의 어근이기 때문에 "중앙"을 의미하며, '는 대략 "중앙의 존재"를 의미한다. 오리온자리의 현대 아랍어 이름은 الجبار^아랍어 '("거인")이지만, 별의 이름에서는 الجوزاء^아랍어 '가 계속 사용되었다. 17세기의 영어 번역가인 에드먼드 칠미드는 크리스트마누스를 따라 이 별을 Ied Algeuze("오리온의 손")라고 명명했다. 다른 아랍어 이름으로는 اليد اليمنى^아랍어 '("오른손"), الذراع^아랍어 '("팔"), المنكب^아랍어 ("어깨") 등이 있으며, 모두 알-자우자(오리온자리)를 가리킨다.

베텔게우스의 다른 이름으로는 페르시아어 Bašn^fa-Latn ("팔"), 콥트어 Klaria^cop-Latn ("팔찌")가 있었다. 산스크리트어로는 Bahu^sa-Latn라고 불렀는데, 이는 힌두교에서 이 별자리를 달리는 영양 또는 수사슴으로 보았기 때문이다. 전통적인 중국 천문학에서 베텔게우스의 이름은 参宿四^중국어 (Shēnxiùsì^zh-Latn, 삼수의 네 번째 별'')인데, 중국 별자리 参宿^중국어는 원래 오리온 허리띠의 세 별을 가리켰기 때문이다. 이후 별자리가 열 개의 별로 확장되었지만, 이전 이름이 그대로 사용되었다.

2.1. 국제 명칭

요한 바이어가 1603년에 부여한 명칭은 α Orionis(라틴어로는 Alpha Orionis)이다. 2016년 국제천문연맹(IAU)은 별의 고유한 이름을 목록화하고 표준화하기 위해 별 이름 워킹 그룹(WGSN)을 조직했다. 2016년 7월에 발행된 WGSN의 첫 번째 공보에는 WGSN이 승인한 첫 두 묶음의 이름 표가 포함되어 있었고, 여기에는 이 별에 대한 베텔게우스도 포함되었다. 현재 IAU 별 이름 목록에 등재되어 있다.

베텔게우스라는 전통적인 이름은 아랍어 يد الجوزاء^아랍어 에서 유래되었으며, "알 자우자'(즉, 오리온)의 손"이라는 뜻이다. 13세기에 아랍어 초기 문자 yā’ (يـ^아랍어)를 bā’ (بـ^아랍어—i‘jām의 차이)로 잘못 읽은 것이 유럽식 이름으로 이어졌다. 영어에서는 첫 번째 e의 발음이 짧거나 길게 발음되는지, 그리고 s가 또는 로 발음되는지에 따라 이 이름에 대한 네 가지 일반적인 발음이 있다:

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* ("beetle juice"처럼 들려서 널리 알려짐)

2.2. 어원

베텔게우스라는 이름은 아랍어 '야드 알 자우자'(يد الجوزاء^아랍어)에서 유래했으며, '알-자우자의 손'을 의미한다. 알-자우자는 오리온자리를 가리키는 옛 아랍어 명칭이다. 유럽에서는 아랍어 단어의 첫 글자인 'y'(ي^아랍어)를 'b'(ب^아랍어)로 오역하여 '바이트 알 자우자'(بيت الجوزاء^아랍어)로 잘못 알려졌으며, '오리온의 집' 또는 '오리온의 겨드랑이'로 해석되기도 했다. 이 오역된 명칭이 변형되어 현재의 '베텔게우스'가 되었다.

이름의 앞부분 "Bet-"의 유래에 대해서는, 리처드 힝클리 앨런은 아랍어 ‘이비트 알 자우자’(ابط الجوزاء^아랍어)에서 유래하여 여러 발음으로 변질되었다고 주장했다. 그러나 파울 쿠니츠는 이를 반박하고 '야드 알 자우자'가 변질된 것이라고 주장했다.

이름 중 뒷부분 "-elgeuse"는 오리온자리를 아랍 세계에서 부르던 이름인 ‘알 자우자’(الجوزاء^아랍어)에서 유래했다. 알 자우자는 옛날 아랍 전설에 나오는 여성 이름이며, 그 의미는 불명확하다. ‘자우자’의 어근 جوز^아랍어는 ‘가운데’를 뜻하기 때문에 ‘알-자우자’는 대충 ‘가운데 것’을 의미한다.

영어에서는 이 이름에 대한 네 가지 일반적인 발음이 있다.

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* ("beetle juice"처럼 들려서 널리 알려짐).

2016년 국제천문연맹은 별의 고유한 이름을 목록화하고 표준화하기 위해 별 이름 워킹 그룹(WGSN)을 조직했고, 이 별에 대한 베텔게우스도 포함되어 IAU 별 이름 목록에 등재되어 있다.

2.3. 한국어 명칭

일본에서는 베텔게우스를 헤이케보시(平家星, 평 গের성)라고 불렀는데, 이는 다이라 가문이 베텔게우스의 붉은색을 가문의 상징으로 삼은 데서 유래한다. 미나모토 가문은 리겔의 흰색을 가문의 상징으로 삼았다. 이 명칭은 겐페이 전쟁에서 유래한 홍백과 관련이 있지만, 처음에는 현재와 반대의 해석이 있었다.

기후현에서는 베텔게우스의 붉은색과 리겔의 흰색을 헤이케와 겐지의 깃발 색깔에 비유한 '헤이케보시', '겐지보시'라는 방언이 발견되었다. 1950년 노지리 호케이에게 보고된 이 방언은 농민들이 별의 색깔을 구별하는 능력에서 비롯된 것으로 해석된다. 노지리는 고토 천문 박물관 플라네타륨에서 해설할 때 이 명칭을 사용하게 되었다.

많은 책에서 베텔게우스의 일본식 이름을 "헤이케보시"로 특정하고 기후의 방언이라고 하지만, 기후현 이비군요코쿠라 촌(현 이비가와정)에서 베텔게우스를 겐지보시로 하는 마을 고령자가 있었다는 증언도 있어 민속학적 관점에서 이의를 제기하는 연구자도 있다.

1985년 도야마현다카오카시의 시립 후시키 초등학교에서 베텔게우스를 헤이케보시로 하는 방언이 발견되었다.

시가의 호토키(현·나가하마시)에서는 베텔게우스를 킨와키(金脇, 금협)라고 하는 방언이 발견되었다. 이는 오리온자리의 삼태성 옆에 있는 관계와 베텔게우스의 금색과 리겔의 흰색을 구별한 표현에서 비롯되었으며, 별을 색으로 구별하는 표현은 세계적으로 유례가 없는 것으로 알려져 있다.

기타오 코이치는 저서에서 이비 지방에서 발견된 겐지보시(겐지별)를 베텔게우스로 분류하고, 많은 책에서 헤이케보시가 베텔게우스를 가리키는 기후 방언이라고 하는 것에 대해 노지리 호케이의 저서에 나오는 마을 고령자의 증언과 반대라고 지적한다. 기타오는 재조사를 실시, 발견지로 여겨지는 이비 지방에서는 일반적으로 인식되어 있는 겐헤이의 깃발 색깔과는 반대였다는 것을 확인하고 있다.

2.4. 기타 명칭

페르시아어로는 Bašn^fa-Latn, 콥트어로는 Klaria^cop-Latn라고 불렀다. 산스크리트어로는 Bahu^sa-Latn라고 불렀는데, 이는 힌두 세계에서 오리온 별자리를 사슴이 뛰어가는 형상의 일부로 생각했기 때문이다.

중국을 포함한 동아시아 천문학에서는 베텔게우스를 삼수사(参宿四, Shēnxiùsì^zh-Latn)라고 표기하는데, 이는 삼수의 네 번째 별이라는 의미이다. 원래 '삼수'(参宿)는 오리온 띠의 세 별만을 가리키는 명칭이었으나, 구성하는 별이 10개로 늘어났음에도 원래 이름이 그대로 붙었다.

일본에서는 다이라 가문이 베텔게우스의 붉은색을 가문의 상징으로 삼고 이 별을 ‘헤이케보시’(平家星^일본어)라고 불렀다. 반면 미나모토 가문은 리겔의 흰색을 상징으로 삼았다.

3. 관측 역사

오리온자리에 위치한 베텔게우스는 겨울철 대삼각형의 한 꼭짓점이자 겨울의 다이아몬드의 중심에 위치하며, 밝고 붉은색을 띠기 때문에 밤하늘에서 쉽게 찾을 수 있다. 북반구에서는 매년 1월부터 해가 진 후 동쪽에서 베텔게우스가 떠오르는 것을 볼 수 있다. 9월 중순부터 3월 중순까지는 남극 일부 지역을 제외한 지구상 대부분의 지역에서 관측 가능하다. 5월에는 해가 진 후 서쪽 지평선에서 잠깐 보였다가 몇 달 후 다시 동쪽 지평선에서 떠오른다.

베텔게우스는 밝기가 변하는 변광성으로, 겉보기 등급은 0.2에서 1.2까지 변한다. 이 때문에 밝기가 프로키온이나 리겔보다 밝아지는 경우도 종종 생긴다. 색지수 (B–V)는 1.85로 매우 붉은색을 띠며, 광구는 확장된 대기로 둘러싸여 흡수선보다 강한 방출선을 보여준다. 이는 별 주위에 짙은 기체층이 존재함을 의미한다. 베텔게우스의 J 대(帶) 등급은 -2.99로, 근적외선 영역에서 밤하늘에서 가장 밝은 천체이다.

천문학자들은 베텔게우스까지의 거리를 정확하게 측정하기 위해 노력해왔다. 1920년 최초로 간섭계를 이용한 항성 지름 측정 연구가 시작되었을 때 예상 시차는 0.018초각이었고, 거리는 약 180광년으로 추정되었다. 이후에도 지속적인 거리 측정이 이루어졌으며, 히파르코스 위성 관측(1997년)으로는 시차가 7.63 ± 1.64 밀리초각, 거리는 430광년으로 계산되었다. 그러나 이후 연구에서 히파르코스 위성 자료의 신뢰성에 대한 의문이 제기되었고, 2007년에는 개선된 시차 값 6.55 ± 0.83밀리초각을 바탕으로 거리가 520 ± 73광년으로 수정되었다. 2008년 VLA 망원경을 이용한 전파 관측 결과, 시차는 5.07 ± 1.10밀리초각, 거리는 643 ± 146광년으로 계산되었다.

2019년 말부터 2020년 초까지 베텔게우스의 밝기가 급격히 감소하는 현상이 관측되었는데, 이는 초고온 물질이 방출된 후 냉각되어 먼지 구름을 형성하고, 이 구름이 별빛을 가렸기 때문이라는 가설이 제시되었다. 베텔게우스는 반규칙 변광성으로, 밝기 변화에 주기성이 있지만 진폭과 주기가 변동하며 불규칙한 기간도 있다.

3.1. 고대 및 중세

고대부터 베텔게우스와 그 붉은색은 기록되었다. 고대 천문학자 프톨레마이오스는 이 별의 색을 ὑπόκιρρος^{고대 그리스어}로 묘사했는데, 이는 울루그 베그의 《지즈 이 술타니》에서 rubedo^라틴어로 번역되었으며, 라틴어로 ‘불그스레함’을 뜻한다. 19세기에 안젤로 세키는 베텔게우스를 항성분류 ‘III형’(주황색 ~ 적색)의 원형 별에 포함시켰다. 프톨레마이오스보다 300년 전 중국 천문학자들은 베텔게우스의 색을 ‘노란색’으로 기록했는데, 이는 베텔게우스가 서기 원년을 전후한 시기에 황색 초거성 상태였을 가능성을 시사한다.

3.2. 근대 초기

존 허셜은 1836년 저서 《천문학 개요》에서 베텔게우스의 밝기 변화를 처음으로 기록했다. 그는 1837년 10월과 1839년 11월에 베텔게우스가 리겔보다 밝아지는 것을 관측하고 변광성임을 알아냈다. 이후 밝기 변화 주기가 짧아졌으며, 1852년에 가장 밝아졌다. 미국변광성관측자협회(AAVSO) 기록에 따르면 1933년과 1942년에 +0.2로 가장 밝았고, 1927년과 1941년에 +1.2등급으로 가장 어두웠다. 이누이트 족은 베텔게우스를 리겔보다 더 밝은 별로 인식했는데, 이는 베텔게우스가 붉은색으로 빛나고 극지방에서 볼 때 리겔보다 더 높은 고도에 있기 때문이다.

1920년, 앨버트 마이컬슨과 프랜시스 피스는 윌슨 산 천문대 망원경에 간섭계를 장착하여 베텔게우스의 각지름을 측정했다. 1950년대 마틴 슈바르츠실트와 리처드 햄은 적색 초거성 내부의 대류 이론을 발전시켰고, 성층권망원경 프로젝트를 통해 태양 대류 현상을 입증했다.

3.3. 현대

1970년대에 앙투안 라베이리가 개발한 반점간섭측정법으로 천문학적 영상 촬영 기술이 크게 발전했다. 이 기술은 시상으로 인한 떨림을 줄여 지상 망원경의 분해능을 높였고, 베텔게우스 광구에 대한 더 정밀한 측정을 가능하게 했다. 윌슨 산 천문대, 맥도널드 천문대, 마우나케아 천문대의 적외선 망원경 성능 향상으로 초거성 주위의 복잡한 별주위껍질을 자세히 관찰할 수 있게 되었고, 항성 대류로 인한 거대한 가스 거품이 형성된다는 추측이 나왔다.

1980년대 말부터 1990년대 초, 구경 마스킹 간섭측정법이 개발되어 가시광선 및 적외선 화상 촬영 기술에 전환점이 마련되었다. 존 E. 볼드윈과 캐번디시 연구소 연구진이 개발한 이 기술은 망원경 구경을 간섭계로 만들어 베텔게우스의 수치 정확도를 높이고 표면의 밝은 점들을 발견했다. 이 밝은 점들은 지상 간섭계와 COAST 망원경으로 촬영되었으며, 태양 외 항성의 원반 모양을 가시광선 및 적외선으로 찍은 최초의 사례였다. 이는 슈바르츠실트가 주장한 "항성 표면을 거대한 대류환들이 뒤덮고 있다"는 이론을 뒷받침했다.

1995년 허블 우주 망원경의 어두운 천체용 카메라는 지상 간섭계보다 해상도가 좋은 자외선 사진을 촬영했다. 이는 다른 별의 원반 형태를 담은 최초의 망원경 사진이었다. 자외선은 지구 대기에 흡수되므로 우주 망원경으로 관측했다. 사진에는 항성 남서쪽에 다른 부위보다 2,000 켈빈 더 뜨거운 반점이 찍혔다. 이후 고다드 고해상도 분광기로 베텔게우스의 스펙트럼을 찍어 밝은 고온점이 베텔게우스 자전축상 극 중 하나임을 밝혔다. 자전축 경사각은 지구 시선 방향과 약 20도 어긋났고, 천구 북극으로부터 위치각은 약 55도이다.

2000년 적외선 공간 간섭기(ISI)로 베텔게우스의 크기를 측정하여 80년 전 마이컬슨의 측정값과 일치하는 55.2 ± 0.5 밀리초각을 얻었다. 2009년에는 베텔게우스가 1993년 이후 15% 쭈그러들었고 수축 속도가 증가하고 있다는 연구 결과가 발표되었다. 유럽 남방 천문대는 VLTI로 베텔게우스 사진을 촬영하여 별에서 나오는 거대한 가스 기둥을 포착했다.

2019년 말부터 2020년 초까지 베텔게우스의 급격한 감광 현상이 관측되었으며, 이는 다양한 가설로 설명되었다. 허블 우주 망원경 관측 결과, 초고온 물질 방출 후 냉각되어 먼지 구름을 형성하여 별빛을 차단했을 가능성이 제기되었다.

베텔게우스는 반규칙 변광성으로, 밝기 변화에 주기성이 있지만 진폭과 주기가 변동하며 불규칙한 기간도 있다. SRc형으로 분류되며, 이는 진폭이 약 1등급이고 주기가 수십~수백 일인 맥동하는 적색 초거성이다. 베텔게우스는 보통 0.5등급 정도의 작은 밝기 변화를 보이지만, 극단적인 경우 0.0등급에서 1.6등급까지 변동한다. 변광성 종합 목록에는 2,335일 주기로 등재되어 있지만, 상세 분석 결과 400일 근처의 주요 주기, 185일의 단주기, 약 2,100일의 긴 이차 주기가 나타났다.

4. 물리적 특성

베텔게우스는 물리적 특성이 정확하게 알려져 있지 않다. 그 이유는 다음과 같다.

* 베텔게우스는 펄서 별이므로 지름이 시간에 따라 변한다.
* 별은 경계부 어둡기 때문에 광학 방출의 색상이 변하고 중심에서 멀어질수록 감소하여 정의 가능한 "가장자리"가 없다.
* 베텔게우스는 별에서 방출된 물질로 구성된 주변 대기에 둘러싸여 있으며, 이 물질은 빛을 흡수하고 방출하여 별의 광구를 정의하기 어렵게 만든다.
* 전자기 스펙트럼 내의 다양한 파장에서 측정이 이루어지는데, 보고된 지름의 차이가 30–35%에 달할 수 있다. 별의 겉보기 크기는 사용된 파장에 따라 다르기 때문에, 하나의 결과를 다른 결과와 비교하기 어렵다. 측정된 각지름은 자외선 파장에서 상당히 크고, 가시광선을 거쳐 근적외선에서 최소로 감소하며, 중적외선 스펙트럼에서 다시 증가하는 경향을 보인다.
* 대기 섬광은 난류가 각 분해능을 저하시키기 때문에 지상 망원경으로 얻을 수 있는 분해능을 제한한다.

이러한 문제를 극복하기 위해 연구자들은 1868년 이폴리트 피조가 처음 고안한 천문 간섭계를 사용하거나, 적응 광학, 우주 관측소인 히파르코스, 허블 및 스피처를 이용하기도 한다. 또한, 세 대의 망원경 빔을 동시에 결합하여 밀리초 각도 공간 분해능을 얻을 수 있게 해주는 천문 다중 빔 재결합기 (AMBER)를 사용하기도 한다.

일반적으로 크고 차가운 별의 반지름은 로셀랜드 반경으로 나타내며, 이는 2/3의 특정 광학 깊이에서 광구의 반지름을 의미한다. 로셀랜드 반경은 유효 온도 및 복사 광도로부터 계산된 반지름에 해당하며, 직접 측정된 반지름과는 다를 수 있다. 측정값에는 경계부 어둡기와 관측 파장에 대한 보정이 이루어진다.

4.1. 분류

Betelgeuse^영어는 매우 크고 밝지만 표면 온도가 상대적으로 낮은 항성으로 적색 초거성으로 분류된다. 분광형은 M1-2Iab이다. 'M'은 이 항성이 분광형 중 M형에 속하여 붉게 빛나고 있으며 상대적으로 광구 온도가 낮음을 의미하고, 뒤에 붙은 'Iab'는 여키스 분광법에 따를 때 중간 단계 광도의 초거성이라는 뜻이다.

1943년 이래 베텔게우스의 스펙트럼은 다른 항성들의 분광형을 파악하는 안정적인 기준점 역할을 해 왔다.

4.2. 크기 및 밝기

베텔게우스는 반지름이 태양의 약 764배에 달하는 거대한 별이다. 2012년 연구에 따르면 베텔게우스의 평균 광도는 태양의 약 126,000배이다. 평균 표면 온도는 약 3,300켈빈이다.

1920년 12월 13일, 베텔게우스는 태양계 밖에서 광구의 각지름이 측정된 최초의 별이 되었다. 이후 연구에서 베텔게우스의 각지름은 0.042초에서 0.069초 사이로 측정되었다.

베텔게우스의 정확한 지름을 정의하기 어려운 이유는 다음과 같다.

# 베텔게우스는 지름이 시간에 따라 변하는 맥동 변광성이다.
# 별은 경계부 어둡기로 인해 광학 방출의 색상이 변하고 중심에서 멀어질수록 감소하기 때문에 정의 가능한 "가장자리"가 없다.
# 베텔게우스는 별에서 방출된 물질로 구성된 주변 대기에 둘러싸여 있으며, 이 물질은 빛을 흡수하고 방출하여 별의 광구를 정의하기 어렵게 만든다.
# 측정은 전자기 스펙트럼 내의 다양한 파장에서 수행될 수 있으며, 보고된 지름의 차이는 30–35%에 달할 수 있지만, 하나의 결과를 다른 결과와 비교하는 것은 별의 겉보기 크기가 사용된 파장에 따라 다르기 때문에 어렵다.
# 대기 섬광은 난류가 각 분해능을 저하시키기 때문에 지상 망원경으로 얻을 수 있는 분해능을 제한한다.

2004년 근적외선 연구에서는 베텔게우스의 광구 측정값이 43.33 ± 0.04 mas라고 발표했다. 2009년 IOTA 및 VLTI를 사용한 연구는 베텔게우스 주변의 먼지 껍질과 분자 껍질(MOLsphere)에 대한 아이디어를 강력하게 뒷받침했으며, 오차가 비교적 미미한 42.57에서 44.28 mas에 이르는 지름을 산출했다.

일반적으로 보고되는 크고 차가운 별의 반경은 로셀랜드 반경이며, 이는 2/3의 특정 광학 깊이에서 광구의 반경으로 정의된다.

4.3. 질량

베텔게우스의 정확한 질량은 아직 밝혀지지 않았지만, 이론적인 모델을 통해 추정하고 있다. 2000년대에 발표된 연구들에 따르면 베텔게우스의 질량은 태양의 5배에서 30배 사이로 다양하게 나타났다. 스미스 연구진은 베텔게우스가 처음 탄생했을 때의 질량을 태양의 15~20배로 추정했다. 2011년 힐딩 닐슨 연구진은 초거성의 질량을 구하는 새로운 방법을 제시하며 베텔게우스의 질량을 태양 질량의 7.7배에서 16.6배 사이, 평균 11.6배로 추정했다.

이처럼 연구마다 추정 질량이 다른 이유는 베텔게우스에 동반성이 발견되지 않아 직접적인 질량 측정이 불가능하기 때문이다. 만약 동반성이 발견된다면 베텔게우스의 질량을 더 정확하게 계산할 수 있을 것이다.

4.4. 자전

베텔게우스는 느리게 회전하는 별로, 최근 측정된 자전 속도는 이다. 이는 안타레스의 자전 속도 보다 훨씬 느리다. 자전 주기는 베텔게우스의 크기와 지구에 대한 방향에 따라 달라지지만, 지구에 대해 약 기울어진 축을 기준으로 한 바퀴 회전하는 데 약 가 걸리는 것으로 계산되었다.

2004년 천문학자들은 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 베텔게우스가 회전하지 않더라도 확장된 대기에서 대규모 자기 활동이 일어날 수 있으며, 이는 중간 정도의 강한 자기장조차 별의 먼지, 바람, 질량 손실 특성에 큰 영향을 줄 수 있다고 추측했다. 2010년 피크 뒤 미디 천문대의 베르나르 리오 망원경으로 얻은 분광 편광 관측 결과, 베텔게우스 표면에 약한 자기장이 존재한다는 사실이 밝혀졌으며, 이는 초거성의 거대한 대류 운동이 소규모 다이너모 효과를 일으킬 수 있음을 시사한다.

4.5. 자기장

2004년 천문학자들은 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 베텔게우스가 회전하지 않더라도 확장된 대기에서 대규모 자기 활동이 일어날 수 있으며, 이는 중간 정도의 강한 자기장조차 별의 먼지, 바람 및 질량 손실 특성에 의미 있는 영향을 줄 수 있다고 추측했다. 2010년 피크 뒤 미디 천문대의 베르나르 리오 망원경으로 얻은 분광 편광 관측 결과, 베텔게우스 표면에 약한 자기장이 존재함이 확인되었다. 이는 초거성의 거대한 대류 운동이 소규모 다이너모 효과를 일으킬 수 있음을 시사한다.

5. 항성계

1985년, 하버드-스미소니언 천체물리학 센터의 마가리타 카롭스카는 동료 천체물리학자들과 함께 베텔게우스를 공전하는 두 개의 동반 천체가 존재한다는 주장을 제기했다. 1968년부터 1983년까지의 편광 자료 분석 결과, 약 2.1년 주기의 동반 천체가 존재한다는 예측이 나왔다. 연구진은 스페클 간섭법을 이용하여 두 동반 천체 중 베텔게우스에 가까운 쪽은 베텔게우스로부터 약 9 AU(0.06 ± 0.01") 떨어져 있고 위치각은 273도이며, 궤도가 베텔게우스의 채층 속을 지나갈 가능성이 있다고 주장했다. 더 멀리 떨어진 동반 천체는 중심별로부터 약 77 AU(0.51 ± 0.01") 떨어져 있고 위치각은 278도라고 발표했다.

이후 몇 년 동안 카롭스카와 연구진의 연구 결과를 검증하는 논문은 나오지 않았다. 1992년, 캐번디시 천체물리학회 소속 연구진은 마가리타의 발견에 의문을 제기했다. 이들은 베텔게우스 표면 밝기의 특징이 동반 천체가 적색 거성 앞을 지나가는 것으로 보기에는 너무 밝다고 주장했다. 또한 이 특징은 710nm로 관측했을 때 700nm로 관측했을 때보다 1.8배 더 어두웠는데, 이는 이 특징이 항성의 분자 대기 속에 있다는 증거라고 했다. 이러한 반박에도 불구하고, 같은 해 카롭스카는 1985년의 주장을 재확인하는 논문을 발표하며, 동반 천체의 위치각과 항성 표면의 비대칭적 구조 사이에 의미 있는 상관관계가 있다고 주장했다.

이후 대부분의 천문학자는 동반 천체 분석보다는 항성 대기 외곽의 복잡한 운동을 분석하는 데 관심을 쏟았지만, 2009년 자비에 하우보이스와 연구진은 "보이지 않는 근접 동반 천체가 베텔게우스의 총 겉보기 밝기에 포함되어 있을 확률이 있다"고 주장했다. 이중성 및 다중성계 목록(CCDM)에는 베텔게우스의 동반 천체가 최소 4개 수록되어 있지만, 위치각 및 겉보기 등급 외에 알려진 것은 거의 없다.

베텔게우스는 일반적으로 단독성이자 탈주성으로 여겨지며, 현재 어떤 성단이나 별 생성 지역과도 연관되어 있지 않지만, 그 탄생지는 불분명하다. 1980년대와 1990년대 기술을 훨씬 뛰어넘는 고해상도 간섭법으로도 동반 천체는 감지되지 않았다.

2024년 연구에서는 아직 직접 관측되지 않은 먼지 조절 별 또는 백색 왜성이 약 8.60 ± 0.33 AU 거리에 존재할 가능성이 제기되었다. 이는 베텔게우스의 2170일의 2차 주기성, 방사 속도의 변동, 중간 반경, 그리고 유효 온도의 낮은 변동에 대한 가장 유력한 해답으로 제시되었다.

6. 운동

베텔게우스는 초당 30km의 속도로 성간매질 속을 이동하며 뱃머리 충격파를 만들고 있다. 이 별은 오리온자리 OB1 성협에서 태어난 도주성으로 추정된다. 약 1천만 년에서 1천 2백만 년 전에 탄생한 것으로 추정되며, 질량이 커서 빠르게 진화했다.

베텔게우스의 운동은 복잡하다. 현재 위치와 고유 운동을 통해 시간을 거슬러 베텔게우스의 위치를 추적해 보면, 베텔게우스는 은하면에서 945광년(290파섹) 떨어진 곳에 위치해 있었다. 그곳에는 별 형성 영역이 없어 별이 형성될 것이라고는 믿기 어려운 영역이었다. 특히 초장기선 배열(VLBA)에 의한 측정에서 베텔게우스와 오리온 대성운(ONC, Orion OB1d라고도 함)은 1,268 - 1,350광년(389 - 414파섹) 떨어져 있는 것으로 나타나, 투영된 베텔게우스의 궤적은 오리온자리 25번 별 서브 연관성이나 베텔게우스보다 훨씬 젊은 오리온 성운 성단과도 교차하지 않는 것으로 보인다. 따라서 베텔게우스는 형성 이후 항상 현재와 같은 운동을 하고 있다고는 할 수 없으며, 아마도 근처 별의 초신성 폭발의 영향 등을 받아 진로를 때때로 바꿨을 가능성이 있다. 2013년 1월 허셜 우주 망원경의 관측 결과, 베텔게우스의 항성풍이 주변의 성간 물질과 충돌하고 있는 것이 밝혀졌다.

가장 유력한 베텔게우스의 별 형성 시나리오는 베텔게우스가 오리온자리 OB1 성협에서 튀어나온 도주성이라는 것이다. 원래 베텔게우스는 오리온자리 OB1 성협의 일부인 "Orion OB1a" 내의 대질량 별로 구성된 다중성의 멤버였으며, 형성된 지 800 - 850만 년이 지난 것으로 여겨지지만, 그 대질량 때문에 급속한 진화를 거쳤다.

7. 별주위 환경

별의 진화 후기 단계에서 베텔게우스와 같은 질량이 큰 별은 질량 손실률이 높다. 2009년 논문에서는 별의 질량 손실이 "최초의 우주론적 시대부터 현재 시대까지 우주의 진화, 행성 형성 및 생명 자체의 형성을 이해하는 데 핵심"이라고 언급되었다. 그러나 그 물리적 메커니즘은 잘 이해되지 않고 있다.

천문학자들은 베텔게우스가 모든 방향으로 물질을 균등하게 방출하지 않는다는 것을 보여주는, 별 반지름의 적어도 6배나 뻗어 있는 거대한 가스 기둥을 발견했다. 이러한 비대칭 질량 손실을 일으킬 수 있는 두 가지 메커니즘으로는 대규모 대류 세포 또는 회전으로 인한 극 질량 손실이 있다. 유럽 남방 천문대(ESO)의 AMBER로 더 깊이 조사한 결과, 초거성의 확장된 대기에서 가스가 격렬하게 위아래로 움직이며 초거성 자체만큼 큰 기포를 생성하는 것이 관찰되었다.

7.1. 개요

베텔게우스는 항성진화 마지막 단계에 있는 무거운 별로, 1만 년에 태양 한 개 질량 꼴로 질량을 주변에 방출하여 복잡하고 끊임없이 움직이는 별주위 가스층 구조를 형성한다. 항성의 질량 손실은 우주 진화, 행성 탄생, 생명 발생 과정을 이해하는 데 중요한 열쇠로 여겨지지만, 그 메커니즘은 아직 명확하게 밝혀지지 않았다.

마틴 슈바르츠실트는 거대한 대류환이 베텔게우스와 같은 늙은 초거성들의 질량 손실 원인이라고 주장했다. 최근 연구는 이 가설을 뒷받침하지만, 초거성의 대류 구조, 질량 손실 메커니즘, 항성 외곽 대기에 먼지가 생겨나는 과정, II형 초거성 폭발 조건 등은 여전히 불확실하다.

2001년 그라함 하퍼는 베텔게우스가 1만 년 동안 태양 질량 3%를 항성풍으로 방출한다고 측정했으나, 2009년 이후 연구에서는 베텔게우스가 빠르게 질량을 잃고 있다는 증거가 나와 기존 지식을 불확실하게 만들었다. 최근 관측에 따르면 베텔게우스는 적색 초거성으로 생애 일부를 보내다가 HR 도표를 가로질러 황색 초거성 단계를 거쳐, 청색 초거성 또는 울프-레이에 별이 되어 폭발하여 일생을 마친다는 주장이 제기되었다.

ESO의 관측 결과, 베텔게우스는 모든 방향으로 물질을 고르게 뿌리지 않고, 적어도 항성 반지름 6배 거리까지 퍼져 있는 거대한 가스 기둥이 확인되었다. 이는 별 주위 환경에서 둥근 모양이 유지되지 않음을 의미한다. 항성 원반의 비대칭성은 이전에도 확인되었지만, VLT의 NACO 적응광학장치 덕분에 주목받게 되었다. 이러한 비대칭적 질량 손실 원인으로 거대한 대류환, 또는 (자전으로 인한) 양극 질량 손실이 제시되었다. ESO의 AMBER 관측 결과, 초거성 확장 대기 내 가스가 위아래로 활발하게 움직여 초거성과 비슷한 크기의 거품 덩어리를 만들고 있으며, 이는 거대한 가스 기둥 현상 뒤에 이러한 대변동이 감춰져 있음을 보여준다.

7.2. 비대칭형 껍질

항성 진화의 마지막 단계에서 베텔게우스와 같은 무거운 별들은 1만 년에 태양 한 개 정도의 질량을 잃으며, 주변에 끊임없이 변화하는 복잡한 별 주위 환경을 만든다. 2009년 논문에서는 별의 질량 손실이 "초기부터 현재까지의 우주의 진화, 그리고 행성 형성 및 생명의 발생 자체를 이해하기 위한 열쇠"라고 언급했다. 그러나 그 물리적 메커니즘은 잘 알려져 있지 않다. 마틴 슈바르츠실트는 초거성 주변의 거대한 대류 세포 이론을 처음 제안했을 때, 이것이 베텔게우스와 같은 진화된 초거성의 질량 손실 원인일 수 있다고 주장했다. 최근 연구는 이 가설을 뒷받침하지만, 대류의 구조, 질량 손실 메커니즘, 팽창한 항성 대기 중 먼지의 형성 방법, 그리고 II형 초신성이라는 극적인 최후를 맞이하는 조건에 대해서는 여전히 불확실성이 남아있다. 2001년 그레이엄 하퍼는 베텔게우스가 1만 년마다 태양 질량의 3% 정도를 별풍으로 방출한다고 추정했지만, 2009년 이후의 연구에서는 베텔게우스의 총 수치를 불확실하게 만드는 간헐적인 질량 손실의 증거가 나왔다.

천문학자들은 이 수수께끼를 푸는 데 가까워지고 있을지도 모른다. 그들은 베텔게우스가 모든 방향으로 물질을 균등하게 방출하지 않는다는 것을 보여주는, 별 반지름의 적어도 6배까지 확장된 거대한 가스 기둥을 발견했다. 기둥의 존재는 종종 적외선에서 관찰되는 별의 광구의 구형 대칭이 근접 환경에서는 유지되지 않음을 의미한다. 별 원반의 비대칭성은 다른 파장에서 보고되었지만, VLT에 있는 NACO의 정밀한 적응 광학 덕분에 이러한 비대칭성이 주목받게 되었다. 그러한 비대칭 질량 손실을 일으킬 수 있는 두 가지 메커니즘은 대규모 대류 세포 또는 회전으로 인한 극 질량 손실이다. ESO의 AMBER로 더 자세히 조사한 결과, 초거성의 확장된 대기에서 가스가 격렬하게 위아래로 움직이며 초거성 자체만큼 큰 기포를 생성하는 것이 관찰되었고, 이를 통해 그의 팀은 이러한 별의 격변이 커벨라가 관찰한 대규모 기둥 방출의 배후에 있다고 결론 내렸다.

베텔게우스 대기에는 광구 외에도 분자 환경, 가스층, 채층, 먼지 환경, S1, S2 (S1, S2는 일산화탄소로 이루어짐) 등 여섯 가지 구성 요소가 확인되었다. 이들 대기층 중 일부는 다른 구조들과 달리 항성 주위에 균일하게 분포하지 않고 비대칭적인 모습으로 별을 둘러싸고 있다.

광구 위로 2~3 천문단위 주위에는 ‘분자 환경’으로 불리는 분자 층이 있다. 연구 결과에 따르면 이 층의 온도는 약 1500 ± 500 켈빈이며 수증기, 일산화탄소로 이루어져 있다. 수증기는 1960년대 두 차례에 걸친 성층권 망원경 계획 때 감지되었으나 수십 년 동안 무시되었다. 이외에도 분자 층에는 일산화탄소와 산화알루미늄이 발견되는데, 이들은 먼지 입자들이 생겨나는 것과 관련 있을 것이다.

광구 주위로 항성 지름의 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 오염시키고 있기 때문이다.

1998년 전파 망원경 사진으로 베텔게우스 주변에 매우 복잡한 구조의 대기가 존재함이 증명되었는데, 유효 온도는 3,450 ± 850 켈빈이었다. 이는 항성 표면 온도와 비슷하지만, 같은 장소의 항성 주위 기체보다는 훨씬 낮은 값이었다. VLA 망원경의 사진들은 이 저온 가스가 바깥쪽으로 뻗어나갈수록 서서히 차가워지는 것을 보여준다. 예상외로 이 가스층이 베텔게우스 대기 중 가장 큰 부피를 차지함이 밝혀졌다. 제레미 림은 “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.”라고 말했다. 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 망원경에 탑재된 희미한 천체 망원경(FOC)으로 자외선 파장에서 베텔게우스의 채층을 직접 촬영했다. 사진에도 항성 원반 남서쪽에 밝은 영역이 드러나 있었다. 1996년 채층의 평균 반지름은 가시광선으로 보이는 원반의 약 2.2배였고(~10 천문단위) 유효 온도는 5,500 켈빈 미만으로 기록되었다. 그러나 2004년 허블 망원경의 STIS는 따뜻한 채층 플라스마의 존재를 포착했는데, 항성으로부터 최소 1초각 떨어져 있었다. 별까지의 거리를 197 파섹으로 가정하면 채층의 크기는 200 천문단위에 이른다. 관측을 통해 따뜻한 채층 플라스마가 베텔게우스의 외곽 대기 내 차가운 가스 및 항성 주위 먼지와 겹쳐서 존재함을 알게 되었다.

서튼과 그의 동료들은 1977년 베텔게우스 주변 ‘먼지 껍질’의 존재를 가장 먼저 증명했다. 그들은 늙은 별 주변 먼지 껍질들이 종종 광구보다 더 많은 양의 복사 에너지를 뿜어낸다고 말했다. 이들은 기존의 반지름이 정확하다고 가정하고 헤테로다인 간섭법을 이용하여 이 적색 초거성이 여분 물질 대부분을 광구 반지름 12배 이상 거리(또는 대략 태양~카이퍼 대 거리인 50~60 천문단위)까지 뿌리고 있다고 결론 내렸다. 이후 이 먼지 껍질을 다양한 파장을 통해 연구한 논문들이 나왔지만, 이 논문들은 서로 확실히 다른 결론을 내리고 있다. 1990년대 이후 연구에서는 먼지 껍질의 안쪽 반지름을 0.5~1 초각(100~200 천문단위)으로 측정했다. 이러한 연구들을 통해 베텔게우스를 둘러싼 먼지 환경은 정지된 것이 아님을 알았다. 1994년 단치 연구진은 베텔게우스가 수십 년 동안 산발적으로 먼지를 생성하다가 활동을 멈추는 순환 주기를 보인다고 발표했다. 1997년 크리스 스키너는 1년 만에 먼지 껍질의 외관이 눈에 띄게 변했음을 알아챘는데, 그는 이 껍질을 항성의 방사선장(항성 표면 열점이 방사선장을 유지하는 주된 이유이다)이 비대칭적으로 밝히고 있다고 가정했다. 바우드는 1984년 논문에서 베텔게우스가 바깥 대기층을 마치 먼 곳으로 여행 보내듯 우주 공간으로 흘려보내고, 이 방출된 물질들이 1 파섹(20만 6265 천문단위) 떨어진 곳에 거대한 비대칭형 먼지 껍질을 형성한다고 주장했다. 같은 해 베텔게우스의 한쪽으로부터 4 광년 너머까지 확장된 먼지 껍질층 3개를 발견했다는 발표가 있었으나, 바우드의 주장은 지지받지 못하고 있다.

바깥쪽 CO 껍질층 두 개의 정확한 크기를 측정하기는 어려우나, 예비 측정에 따르면 껍질층 한 개는 1.5~4 초각 범위까지 퍼져 있으며 나머지 하나는 7 초각까지 뻗어 나가 있다고 한다. 별의 반지름을 목성 궤도(5.5 천문단위) 정도라고 가정하면 안쪽 껍질은 대략 별 반경 50~150배 범위(300~800 천문단위), 바깥쪽 껍질은 별 반경 250배 범위(~1400 천문단위)까지 확장되어 있을 것이다. 태양권계면의 반지름이 약 100 천문단위임을 고려하면 베텔게우스의 외곽 껍질 반지름은 대략 태양계의 14배가 되는 셈이다.

7.3. 초음속 뱃머리 충격파

베텔게우스는 초당 30 km (연간 6.3 천문단위)의 속도로 성간매질 속을 이동하며 활 충격파를 만들고 있다. 이 충격파는 베텔게우스 자체가 아니라 항성풍에 의해 생성된다. 베텔게우스가 초당 17 km의 속도로 엄청난 양의 가스를 성간매질로 방출하면서 주변 물질을 가열시켜 적외선 영역에서 관측할 수 있게 만든다. 베텔게우스가 매우 밝기 때문에, 1997년에야 뱃머리 충격파를 처음으로 촬영할 수 있었다. 지구에서 베텔게우스까지의 거리를 643광년으로 가정하면, 혜성과 같은 이 충격파의 길이는 최소 3.26광년 (1파섹)에 이른다.

2012년에 수행된 뱃머리 충격파의 3차원 유체역학 시뮬레이션 결과, 충격파 구조의 나이가 3만 년 이내로 매우 젊다는 사실이 밝혀졌다. 이는 두 가지 가능성을 시사하는데, 하나는 베텔게우스가 최근에 이전과 다른 성질을 가진 성간물질 공간으로 이동했을 가능성이고, 다른 하나는 베텔게우스에서 나오는 항성풍의 성질이 변했을 가능성이다. 2012년 모하메드 연구진의 논문에서는 이 충격파가 베텔게우스가 청색 초거성에서 적색 초거성으로 진화했기 때문에 발생했다는 가설을 제시했다. 베텔게우스와 같은 별들은 항성 진화 마지막 단계에서 HR 도표 상의 적색과 청색 사이를 빠르게 이동하며, 항성풍과 뱃머리 충격파에도 급격한 변화가 일어난다. 만약 이 가설이 사실이라면, 베텔게우스는 적색 거성으로 존재하는 동안 20만 천문단위를 이동하면서 태양 3개에 해당하는 질량을 우주 공간에 방출했을 것이다.

8. 진화

베텔게우스는 O형 주계열성에서 진화한 적색 초거성이다. 중심핵의 수소가 고갈된 후 청색 초거성을 거쳐 현재의 적색 초거성 단계에 이르렀다. 핵은 결국 붕괴하여 초신성 폭발을 일으키고, 압축된 초신성 잔해를 남길 것이다. 세부 사항은 주계열성의 정확한 초기 질량 및 기타 물리적 특성에 따라 달라진다.

베텔게우스의 초기 질량은 현재 관측된 특성과 일치하도록 다양한 별 진화 모델을 테스트하여 추정할 수 있을 뿐이다. 모델과 현재 특성에 대한 불확실성으로 인해 베텔게우스의 초기 모습에 상당한 불확실성이 있지만, 일반적으로 질량은 범위였을 것으로 추정되며, 최신 모델에서는 값을 찾고 있다. 화학적 구성은 약 70% 수소, 28% 헬륨, 2.4% 중원소로 추정할 수 있으며, 태양보다 약간 금속이 풍부하지만 다른 면에서는 유사하다. 초기 회전 속도는 더 불확실하지만, 느리고 중간 정도의 초기 회전 속도를 가진 모델이 베텔게우스의 현재 특성과 가장 잘 일치한다. 베텔게우스의 주계열성 버전은 O9V와 같은 분광형을 가진 뜨겁고 밝은 별이었을 것이다.

질량의 별은 적색 초거성 단계에 도달하는 데 1,150만 년에서 1,500만 년이 걸리며, 회전 속도가 더 빠른 별이 가장 오래 걸린다. 빠르게 회전하는 질량의 별은 적색 초거성 단계에 도달하는 데 930만 년이 걸리고, 회전 속도가 느린 질량의 별은 810만 년밖에 걸리지 않는다. 이는 베텔게우스의 현재 나이에 대한 최상의 추정치이며, 영점 주계열성 단계 이후의 시간은 회전이 없는 질량의 별로 800만~850만 년으로 추정된다.

베텔게우스가 적색 초거성으로 보낸 시간은 질량 손실률을 관측된 주변 물질과 비교하고, 표면의 중원소 풍부도를 비교하여 추정할 수 있다. 추정치는 10,000년에서 최대 140,000년까지 다양하다. 베텔게우스는 짧은 기간 동안의 심한 질량 손실을 겪는 것으로 보이며, 우주를 빠르게 이동하는 도주성이므로, 현재의 질량 손실과 총 손실된 질량을 비교하기는 어렵다.

베텔게우스의 표면은 질소의 증가, 탄소의 비교적 낮은 수준, 그리고 ¹³C가 ¹²C에 비해 높은 비율을 보이는데, 이는 모두 첫 번째 준설을 겪은 별을 나타낸다. 그러나 첫 번째 준설은 별이 적색 초거성 단계에 도달한 직후에 발생하므로, 이것은 베텔게우스가 적어도 수천 년 동안 적색 초거성이었다는 것만을 의미한다. 가장 정확한 예측은 베텔게우스가 이미 약 40,000년 동안 적색 초거성으로 보냈으며, 아마도 100만 년 전에 주계열성을 벗어났다는 것이다.

현재 질량은 초기 질량과 지금까지 예상되는 질량 손실을 토대로 한 진화 모델로부터 추정할 수 있다. 베텔게우스의 경우, 총 질량 손실은 약 보다 크지 않을 것으로 예측되며, 현재 질량은 로, 맥동 특성이나 어두움 모델과 같은 다른 방법으로 추정된 것보다 상당히 높다.

약 보다 질량이 큰 모든 별은 핵이 붕괴될 때 생을 마감할 것으로 예상되며, 일반적으로 초신성 폭발을 일으킨다. 약 까지는 적색 초거성 단계에서 항상 II-P형 초신성이 생성된다.

더 질량이 큰 별은 핵이 붕괴되기 전에 온도가 더 높아지도록 질량을 빠르게 잃을 수 있는데, 특히 자전하는 별과 질량 손실률이 특히 높은 모델에서 그렇다. 이러한 별은 황색 초거성 또는 청색 초거성으로부터 II-L형 또는 IIb형 초신성을 생성하거나, 울프-레이에별로부터 I b/c형 초신성을 생성할 수 있다. 자전하는 별 모델은 SN 1987A와 유사한 특이한 II형 초신성을 청색 초거성 전구체로부터 예측한다. 반면에, 비자전 모델은 적색 초거성 전구체로부터 II-P형 초신성을 예측한다.

베텔게우스가 폭발할 때까지의 시간은 예측된 초기 조건과 적색 초거성으로 보낸 시간에 대한 추정에 따라 달라진다. 적색 초거성 단계 시작부터 핵 붕괴까지의 총 수명은 자전하는 별의 경우 약 300,000년, 자전하는 별의 경우 550,000년, 비자전 별의 경우 최대 100만 년까지 다양하다. 베텔게우스가 적색 초거성이 된 이후의 추정 시간을 고려할 때, 남은 수명에 대한 추정치는 비자전 모델의 경우 "최적 추정"으로 100,000년 미만에서 자전 모델이나 질량이 더 작은 별의 경우 훨씬 더 길게 나타난다. 베텔게우스가 위치했을 것으로 추정되는 오리온 OB1 성협은 여러 차례의 이전 초신성 폭발 장소이다. 도주성은 초신성에 의해 발생할 수 있으며, OB 별인 μ Columbae, AE Aurigae, 53 Arietis가 모두 Ori OB1 2.2, 2.7, 4.9 백만 년 전에 발생한 폭발에서 기원했다는 강력한 증거가 있다.

전형적인 II-P형 초신성은 의 중성미자를 방출하고 의 운동 에너지를 가진 폭발을 일으킨다. 지구에서 볼 때, IIP형 초신성으로서의 베텔게우스는 -8에서 -12 사이의 겉보기 등급을 가질 것이다. 이는 낮에도 쉽게 보일 것이며, 보름달의 상당한 부분까지 밝기가 증가할 수 있지만, 이를 넘어서지는 않을 것이다. 이러한 유형의 초신성은 약 2~3개월 동안 거의 일정한 밝기를 유지하다가 빠르게 어두워진다. 가시광선은 주로 코발트의 방사성 붕괴로 생성되며, 초신성이 방출한 냉각 수소의 투명성이 증가함에 따라 밝기를 유지한다.

9. 초신성 폭발

베텔게우스는 질량이 태양의 10배 이상인 적색 초거성으로, 중심핵에서 철이 생성된 후 II형 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상된다. 폭발 시 중심핵은 붕괴하여 지름 20km 정도의 중성자별이 남을 것이다. 천문학자들은 베텔게우스가 수백만 년 이내에 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예측한다.

만약 베텔게우스가 초신성 폭발을 일으킨다면, 지구에서는 약 2주 동안 겉보기 등급 -12까지 밝아져 낮에도 볼 수 있을 정도가 될 것이다. 이는 밤하늘에서 달보다도 밝게 빛나는 것이다. 이후 2~3개월 동안 밝게 빛나다가 빠르게 어두워진다.

베텔게우스의 자전축이 지구를 향하고 있지 않아 초신성이 되더라도 감마선 폭발로 인한 피해는 없을 것으로 예상된다. 폭발로 생기는 자외선 복사량은 태양에서 나오는 자외선보다 적을 것이다.

2009년 베텔게우스의 지름이 15% 줄어들었다는 발표는 베텔게우스가 곧 폭발할 것이라는 소문으로 이어졌으나, 이는 천문 현상에 대한 오해와 2012년 종말론 때문이었다.

최근 연구에 따르면 베텔게우스의 핵융합 연료는 이미 고갈된 상태일 수 있으며, 이 경우 초신성 폭발은 수십 년, 길어도 100년 안에 일어날 수 있다. 그러나 2020년 연구에서는 베텔게우스가 아직 헬륨 핵융합 단계에 있으며, 초신성 폭발은 10만 년 이상 후에 일어날 것으로 예측되었다.

결국 초신성 폭발 후에는 중성자별과 같은 작고 밀도가 높은 잔해가 남을 것이다. 베텔게우스는 블랙홀을 만들기에 충분한 질량을 가진 핵을 가지고 있지 않은 것으로 보이며, 따라서 잔해는 약 1.5 태양 질량의 중성자별이 될 것이다.

10. 대중문화

베텔게우스는 매우 밝고 잘 알려진 별이기 때문에 많은 소설에 등장했다. 1988년 영화 비틀쥬스의 제목은 베텔게우스의 이름에서 유래했으며, 각본가 마이클 맥도웰은 많은 사람들이 이 연관성을 알아차린 것에 놀라워했다. 더글러스 애덤스의 유명한 과학 소설 시리즈 은하수를 여행하는 히치하이커를 위한 안내서에서 포드 프리펙트는 "베텔게우스 근처 어딘가에 있는 작은 행성" 출신이다.

두 척의 미국 해군 군함도 베텔게우스의 이름을 따서 명명되었는데, 둘 다 제2차 세계 대전 당시의 배로, 1939년에 진수된 와 1944년에 진수된 가 있다. 1979년에는 프랑스의 초대형 유조선 베텔게우스가 아일랜드 위디 섬 근처에 정박하여 기름을 내리던 중 폭발하여 50명이 사망, 아일랜드 역사상 최악의 해양 사고 중 하나로 기록되었다.

데이브 매튜스 밴드의 노래 "Black and Blue Bird"와 블러의 1994년 앨범 파크라이프에 수록된 "Far Out"이라는 곡의 가사에도 베텔게우스가 언급된다.

필립 라킨의 시 "The North Ship"과 험버트 울프의 시는 베텔게우스를 주제로 했으며, 울프의 시는 구스타프 홀스트에 의해 곡으로 만들어졌다.

11. 각지름 측정값

1920년 12월 13일, 베텔게우스는 태양을 제외한 별 중 최초로 광구 겉보기 지름 측정이 이루어졌다. 당시 간섭법 기술은 초기 단계였지만, 연구자들은 균일한 별 원반 모델을 사용하여 베텔게우스의 겉보기 지름을 0.047초로 측정했다. 그러나 주변 감광 효과를 고려하여 실제로는 이보다 17% 더 큰 0.055초로 추정했다.

이후 수행된 연구들에서 베텔게우스의 겉보기 지름은 0.042 - 0.069초 범위의 값을 보였다. 이러한 측정값과 베텔게우스까지의 거리 추정 범위(180 - 815광년)를 결합하면, 베텔게우스의 실제 반지름은 1.2 - 8.9 천문단위(AU)로 계산된다. 이는 태양에서 화성(1.5 AU), 세레스(2.7 AU), 목성(5.2 AU)까지의 거리보다 훨씬 큰 규모이다. 만약 태양을 베텔게우스로 대체한다면, 그 광구는 목성 궤도를 넘어 토성 궤도(9.5 AU) 근처까지 확장될 수 있다.

베텔게우스의 정확한 지름 측정은 여러 요인으로 인해 어렵다.

* 베텔게우스는 변광성으로, 시간에 따라 지름이 변한다.
* 주변 감광으로 인해 별의 가장자리가 어두워져 명확한 경계를 정의하기 어렵다.
* 베텔게우스는 별 주위 외층에 둘러싸여 있어 광구의 범위를 정하기 어렵다.
* 전자기 스펙트럼의 다양한 파장에서 지름 측정이 가능하지만, 파장에 따라 측정값이 최대 35%까지 차이가 나기도 한다.
* 대기의 흔들림이 지상 망원경의 각분해능을 제한한다.

이러한 문제를 극복하기 위해 천문학자들은 간섭계, 보정 광학, 우주 망원경 등 다양한 기술을 활용해 왔다.

측정 파장에 따른 논쟁도 존재한다. 가시광선 영역에서는 대기 산란으로 인해 지름이 크게 측정되는 반면, 근적외선 영역에서는 산란이 적어 광구를 직접 관측할 수 있다. 중적외선 영역에서는 다시 산란과 대기의 열복사로 인해 겉보기 지름이 커진다.

| 연도 | 겉보기 지름 (밀리초) | 파장 | 비고 |
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| 2004 | 43.33 ± 0.04 | 근적외선 | |
| 2009 | 42.57 - 44.28 | 근적외선 | IOTA, VLTI 사용 |
| 2011 | 42.49 ± 0.06 | 근적외선 | |
| 2009 | 1993년부터 2009년까지 약 15% 수축 | 특정 파장 | 15년간의 관측 데이터. 광구의 주기적인 팽창과 수축, 대류 현상, 비대칭적 형태에 의한 것일 수 있음. |
| 2012 | 겉보기 팽창과 수축은 광구 자체가 아닌 주변 외곽 대기의 활동 때문일 수 있음. | - | |
| 1997 | 돛자리 R별 겉보기 지름 57.0 ± 0.5 밀리초로 측정 | - | 베텔게우스는 태양 외 최대 겉보기 지름을 가진 별의 지위를 잃음. 단, 돛자리 R별은 지구에서 약 200광년 거리로 베텔게우스보다 훨씬 가깝다. |
| 2016 | 로슬란드 반지름 약 887 태양 반지름(_R__☉), 최대 1100 _R__☉ 가능성 | - | |
| 2020 | 크기 764 _R__☉, 이전 추정치보다 작음. 거리도 더 가깝게 수정. | - | |