좌표 : 05h 55m 10.3053s, +07° 24' 25.426

베텔게우스

Betelgeuse
베텔게우스
Map of the constellation Orion
베텔게우스 위치(원)
관측자료
에포크 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 오리온스
발음 /ˈbɛtəlz, ˈbt-, -s/ BE(E)T-əl-jooz, - jooss[1][2]
적승 05h 55m 10.30536s[3]
데클로네이션 +07° 24′ 25.4304″[3]
겉보기크기(V) +0.50[4] (0.0–1.6[5])
특성.
진화단계 적색 초거성
스펙트럼형 M1–M2 Ia–ab[6]
겉보기크기(J) −3.00[7]
겉보기크기(K) −4.05[7]
U-B 컬러 인덱스 +2.06[4]
B-V 컬러 인덱스 +1.85[4]
변수형 SRC[8]
측성법
반지름 속도(Rv)+21.91km[9]/s
고유운동(μ) RA:26.42±0.25[10]mas/yr
Dec.:9.60±0.12[10]mas/yr
시차(π)5.95+0.58
−0.85
마스[11]
거리 548+90
−49
잿빛의

(168.1+27.5
−14.9
[11]pc)
절대규모(MV)−5.85[12]
세부 사항
덩어리14[13]-19[11] M
반지름764+116
−62
[11]–1,021[14] R
광도87100+20500
−11200
[11] 126,000+83,000
−50,000
[15] (90,000150,000)[16] L
지표중력(로그 g)-0.5cgs[17]
온도3,600±200[11] K
금속성[Fe/H]+0.05[18] dex
회전36±8년[19]
회전속도(vsini)5.47±0.25[19] km/s
나이8.0–8.5[15] Myr
기타지명
Betelgeuse, α Ori, 58 Ori, HR 2061, BD+7°1055, HD 39801, FK5 224, HIP 27989, SAO 113271, GC 7451, CCDM J05552+0724, AAVSO 0549+07
데이터베이스 참조
심배드데이터.

베텔게우스분광형 M1-2의 적색 초거성으로 맨눈으로 볼 수 있는 가장 별 중 하나입니다. 이 별은 보통 밤하늘에서 열 번째로 밝은 이며, 오리온자리에서 리겔 다음으로 두 번째로 밝은 별입니다. 별은 겉보기 등급이 +0.0에서 +1.6 사이로 1등급 별들 중 가장 넓은 범위를 보이는 적색 반규칙형 변광성입니다. 근적외선 파장에서 베텔게우스는 밤하늘에서 가장 밝은 별입니다. 바이어 명명법알파 오리온자리 α이며, 라틴어로는 알파 오리온자리, 약칭으로는 알파 오리 또는 알파 오리입니다.

만약 그것이 우리 태양계의 중심에 있다면, 그것의 표면은 소행성대 너머에 있을 것이고 그것은 수성, 금성, 지구, 그리고 화성의 궤도를 집어삼킬 것입니다. 베텔게우스의 질량 계산은 태양의 10배에서 20배를 약간 넘는 범위에 있습니다. 여러 가지 이유로 이 별의 거리를 측정하기가 매우 어려웠습니다. 현재 가장 좋은 추정치는 태양에서 500~600광년 정도로, 상대적으로 가까운 별의 경우 상대적으로 큰 불확실성입니다. 절대적인 규모는 약 -6 정도입니다. 1천만 년이 채 되지 않은 베텔게우스는 거대한 질량 때문에 빠르게 진화해 왔으며, 초신성 폭발로 진화를 끝낼 것으로 예상되며, 아마도 10만 년 안에 끝날 것으로 예상됩니다. 베텔게우스가 폭발하면, 3개월 이상 반달처럼 밝게 빛날 것입니다; 지구상의 생명체들은 다치지 않을 것입니다. 오리온자리 벨트에 있는 별들을 포함한 오리온자리 OB1 협회에서 탄생지에서 쫓겨난 이 폭주성 성간매질초속 30km의 속도로 이동하면서 폭 4광년에 걸쳐 활꼴 충격을 일으키는 것으로 관측되었습니다.

1920년 베텔게우스는 광구의 각 크기를 측정한 최초의 외계 별이 되었습니다. 후속 연구에서는 0.042 ~ 0.056 초 범위의 각 직경(즉, 겉보기 크기)을 보고했습니다. 이러한 측정 범위는 비구형, 사지 어두워짐, 맥동 및 다양한 파장에서 다양한 모양에 기인합니다. 또한 이 별은 별 자체의 질량 감소로 인해 별 크기의 약 250배에 달하는 복잡하고 비대칭적인 외피로 둘러싸여 있습니다. 지구에서 관측되는 베텔게우스의 각지름은 R 도라두스와 태양의 각지름만 넘습니다.

2019년 10월부터 베텔게우스는 눈에 띄게 어두워지기 시작했고, 2020년 2월 중순까지 밝기는 진도 0.5에서 1.7로 약 3배 감소했습니다. 그리고 나서 그것은 더 정상적인 밝기 범위로 돌아왔고, 2023년 4월에 시각적으로 0.0, 0.1 V 밴드 크기의 정점에 도달했습니다. 적외선 관측 결과 지난 50년 동안 광도에 큰 변화가 없는 것으로 나타났으며, 이는 조광 현상이 더 근본적인 변화라기보다는 항성 주변의 멸종 변화에 의한 것임을 시사합니다. 허블 우주 망원경을 사용한 한 연구는 먼지를 가리는 것이 표면 질량 방출에 의해 만들어졌다는 것을 암시합니다; 이 물질은 별에서 수백만 마일 떨어진 곳에 던져진 다음, 희미한 빛을 일으키는 먼지를 형성하기 위해 냉각되었습니다.

명명법

이 별의 이름은 1603년 요한 바이어가 준 오리온자리 α(Alpha Orionis)입니다.

베텔게우스라는 전통적인 이름은 아랍어 يد الجوزاء Yad al-Jawzā의 "알-Jawzā의 손"에서 유래했습니다. 오리온]".[20][21] 13세기에 아랍어의 첫 글자 야'(يـ)를 바'(بـ)로 읽는 오류가 유럽식 이름으로 이어졌습니다. 영어에서 이 이름의 일반적인 발음은 네 가지가 있습니다. 첫 번째 e가 짧게 발음되느냐 길게 발음되느냐와 s /s/ 또는 /z/[1][2]로 발음되느냐에 따라 다음과 같습니다.

2016년, 국제천문연맹은 별의 고유한 이름을 목록화하고 표준화하기 위해 별 이름 작업 그룹(WGSN)[23]을 조직했습니다. 2016년 7월 발표된 WGSN의 첫 회보에는 WGSN이 승인한 이름의 첫 두 묶음 표가 포함되어 있으며,[24] 여기에는 이 별에 대한 베텔게우스도 포함되어 있습니다. 이제 IAU 항성명단에 등재되었습니다.[25]

관측이력

베텔게우스와 그것의 붉은 은 고대부터 주목되어 왔습니다; 고전 천문학자 Ptolemy는 그것의 색을 ὑπόκιρρος( hyp키르로스 = 다소 오렌지 황갈색)로 묘사했는데, 나중에 울루그 베그의 지이 술타니번역가가 라틴어로 "신중함"을 뜻하는 루베도라고 묘사한 용어입니다. 현대 항성 분류 체계가 있기 전인 19세기에 안젤로 세키는 베텔게우스를 그의 등급 III(주황색에서 빨간색) 별의 원형 중 하나로 포함시켰습니다.[27] 대조적으로, 프톨레마이오스보다 3세기 전에 중국 천문학자들은 베텔게우스를 노란색으로 관측했습니다. 만약 정확하다면, 그러한 관측은 이 별들의 복잡한 태양 환경에 대한 현재의 연구를 고려할 때,[28][13]이 이 시기에 노란색 초거성 단계에 있었다는 것을 암시할 수 있습니다.[29]

초기 발견

남호주의 원주민 단체들은 적어도 1,000년 동안 베텔게우스의 가변적인 밝기에 대한 구전설화를 공유해 왔습니다.[30][31]

1846년 허셜

베텔게우스의 밝기 변화는 1836년 존 허셜 경이 천문학 개요에서 설명했습니다. 1836년부터 1840년까지 그는 1837년 10월과 1839년 11월에 베텔게우스가 리겔을 능가했을 때 중대한 규모의 변화를 발견했습니다.[32] 이후 10년의 대기 기간이 이어졌고, 1849년 허셜은 1852년에 정점을 찍은 또 다른 짧은 변동 주기를 언급했습니다. 나중에 관측자들은 몇 년 간격으로 비정상적으로 높은 최대치를 기록했지만 1957년에서 1967년 사이에 작은 변화만 기록했습니다. 미국 변광성 관측자 협회(AAVSO)의 기록은 1933년과 1942년에 최대 밝기가 0.2이고 1927년과 1941년에 관측된 최소 밝기가 1.2입니다.[33][34] 이러한 밝기의 변화는 요한 바이어가 1603년에 그의 우라노메트리아를 출판하면서 별 알파를 지정한 이유를 설명할 수 있는데, 이는 아마도 그것이 일반적으로 더 밝은 리겔(베타)에 필적할 것이기 때문입니다.[35] 북극 위도에서 볼 때 베텔게우스의 붉은 색과 리겔보다 하늘에 위치가 높다는 은 이누이트족이 이를 더 밝게 여긴다는 것을 의미하며, 지역 이름 중 하나는 울루리아주아크("큰 별")였습니다.[36]

1920년 알버트 A. 마이컬슨프랜시스 G. 피스는 존 어거스트 앤더슨의 도움을 받아 윌슨 천문대의 2.5미터 망원경 전면에 6미터의 간섭계를 장착했습니다. 3인조는 베텔게우스의 각지름을 0.047 ″으로 측정했는데, 이 수치는 시차 값 0.018 ″을 기준으로 3.84×10 km (2.58 AU)의 지름을 산출했습니다. 그러나 사지가 어두워지고 측정 오류가 발생하여 이러한 측정의 정확성에 대한 불확실성이 발생했습니다.

1950년대와 1960년대에는 적색 초거성의 항성 대류 이론에 영향을 미친 두 가지 발전이 있었습니다: 성층경 프로젝트와 1958년 별의 구조와 진화에 관한 출판물, 주로 마틴 슈바르츠실트프린스턴 대학의 동료 리처드 해름의 연구입니다.[38][39] 이 책은 컴퓨터 기술을 응용해 항성 모델을 만드는 방법에 대한 아이디어를 발표했고, 성층경 프로젝트는 지구의 난류 위에서 풍선을 이용한 망원경을 촬영해 지금까지 본 가장 훌륭한 태양 과립과 태양 흑점 이미지를 만들어 태양 대기에 대류가 존재한다는 사실을 확인했습니다.[38]

이미지 혁신

해당 스펙트럼 라인 프로파일과 비대칭 맥동을 나타내는 베텔게우스의 1998/9 UV HST 영상

1970년대에 천문학자들은 Antoine LabeyrieSpeckle Interferometry의 발명을 시작으로 천문학적인 영상 기술에서 몇 가지 주요한 발전을 보였는데, 이 과정은 천문학적인 관찰에 의해 야기되는 흐릿한 효과를 크게 감소시켰습니다. 지상 망원경광학 해상도를 높여 베텔게우스의 광구를 보다 정밀하게 측정할 수 있게 했습니다.[40][41] 하와이의 윌슨 산, 로크 산, 마우나 케아 꼭대기에 적외선 망원경이 향상되면서 천체물리학자들은 이 초거성을 둘러싸고 있는 복잡한 주변의 항성 껍질을 들여다보기 시작했고,[42][43][44] 이로 인해 대류로 인한 거대한 가스 거품의 존재를 의심하게 되었습니다.[45] 그러나 베텔게우스가 조리개 마스킹 간섭계의 단골 표적이 된 1980년대 말과 1990년대 초가 되어서야 가시광선 및 적외선 영상에서 획기적인 발전이 이루어졌습니다. J.E. BaldwinCavendish Astrophysics Group의 동료들이 개발한 이 새로운 기술은 망원경 동공 평면에 여러 개의 구멍이 있는 작은 마스크를 사용하여 조리개를 임시 간섭 배열로 변환했습니다.[46] 이 기술은 베텔게우스를 가장 정확하게 측정하는 데 기여하면서도 별의 광구에 밝은 점들을 드러냈습니다.[47][48][49] 이것들은 태양 이외의 항성 원반의 첫 번째 광학 및 적외선 이미지로, 처음에는 지상 간섭계에서, 나중에는 COAST 망원경의 고해상도 관측에서 촬영되었습니다. 이 장비들로 관찰된 "밝은 패치"나 "핫스팟"은 수십 년 전 슈바르츠실트가 제시한 항성 표면을 지배하는 거대한 대류 세포의 이론을 확증하는 것으로 나타났습니다.[50][51]

1995년 허블 우주 망원경희미한 물체 카메라는 지상 간섭계가 얻은 것보다 더 뛰어난 해상도의 자외선 이미지를 포착했습니다. 이 이미지는 다른 항성의 원반에 대한 최초의 재래식 망원경 이미지(또는 NASA 용어로 "직접 이미지")입니다.[52] 자외선 지구 대기에 흡수되기 때문에 이 파장에서의 관측은 우주 망원경이 가장 잘 수행합니다.[53] 이전의 사진들과 마찬가지로, 이 이미지는 항성 표면보다 2,000 K 뜨거운 남서쪽 사분면에 있는 지역을 나타내는 밝은 패치를 포함하고 있었습니다.[54] 이후 고다드 고해상도 분광기로 촬영한 자외선 스펙트럼은 뜨거운 지점이 베텔게우스의 회전 극 중 하나임을 시사했습니다. 이렇게 하면 회전축이 지구 방향으로 약 20° 기울어져 있고, 북쪽 천체로부터 약 55°[55]위치 각도를 가질 수 있습니다.

2000년대 연구

2000년 12월 발표된 연구에서 이 별의 지름은 중적외선 파장에서 적외선 공간 간섭계(ISI)로 측정되었으며,는 80년 전 마이컬슨의 발견과 완전히 일치하는 수치입니다.[37][56] 발표 당시 히파르코스 우주비행의 시차는 7.63±1.64 mas였으며, 베텔게우스의 반지름은 3.6 AU였습니다. 그러나 2009년 발표된 적외선 간섭계 연구에 따르면 이 별은 1993년 이후 크기가 크게 줄어들지 않고 증가하는 속도로 15% 줄어들었다고 합니다.[57][58] 이후 관측 결과, 겉보기 수축 현상은 항성의 확장된 대기 중에서 껍질 활동으로 인한 것일 수 있습니다.[59]

이 별의 지름 외에도 베텔게우스의 확장된 대기의 복잡한 역학에 대한 의문이 제기되고 있습니다. 은하를 구성하는 질량은 별이 형성되고 파괴되면서 재활용되고, 적색 초거성이 주요 원인이지만 질량이 소실되는 과정은 여전히 미스터리로 남아 있습니다.[60] 간섭계 방법론의 발전으로 천문학자들은 이 난제의 해결에 가까워질 수 있습니다. 2009년 7월 유럽남방천문대(European Southern Observatory)가 지상에 설치된 초거대망원경 간섭계(VLTI)에 의해 촬영된 사진에서 이 별에서 주변 대기로 30 AU까지 뻗어있는 거대한 가스 기둥이 관찰되었습니다.[61] 이 질량 방출은 태양과 해왕성 사이의 거리와 같았고 베텔게우스의 주변 대기에서 일어나는 여러 사건 중 하나입니다. 천문학자들은 베텔게우스를 둘러싸고 있는 최소 6개의 포탄을 확인했습니다. 별의 진화의 후기 단계에서 질량 감소의 미스터리를 푸는 것은 이러한 별의 거대한 행성들의 폭발적인 죽음을 촉발하는 요인들을 밝힐 수 있습니다.[57]

2019~2020년 퇴색

2016년 9월부터 2023년 8월 사이 베텔게우스의 AAVSO V 대역 규모
Two orange blobs side by side on black backgrounds, one caption "Jan 2019" and the other captioned "Dec 2019"
2019년 1월과 12월에 촬영된 Betelgeuse의 SPERE 영상을 비교하여 밝기와 형태의 변화를 보여줍니다.

맥동하는 반규칙 변광성인 베텔게우스는 크기와 온도의 변화로 밝기가 증가하고 감소하는 여러 주기의 영향을 받습니다.[15] 베텔게우스의 조광 현상에 처음 주목한 천문학자들, 빌라노바 대학의 천문학자 리처드 와사토닉과 에드워드 기난, 아마추어 토마스 칼더우드는 정상적인 5.9년의 최소 광주기와 정상보다 더 깊은 425일의 주기의 일치가 원동력이라고 이론을 세웠습니다.[62] 2019년 말까지 가정된 다른 가능한 원인은 가스나 먼지의 분출 또는 별의 표면 밝기의 변동이었습니다.[63]

2020년 8월까지 주로 허블 우주 망원경자외선 관측을 사용한 베텔게우스에 대한 장기적이고 광범위한 연구는 예상치 못한 조광이 우주로 분출된 엄청난 양의 초온 물질에 의해 발생했을 가능성이 있음을 시사했습니다. 이 물질은 식으면서 먼지 구름을 형성하여 베텔게우스 표면의 약 4분의 1에서 나오는 별빛을 막았습니다. 허블은 9월, 10월, 11월에 밀도가 높고 가열된 물질이 항성의 대기를 통해 이동하는 징후를 포착한 후 여러 망원경이 12월과 2020년 첫 몇 달 동안 더 현저한 희미함을 관찰했습니다.[64][65][66]

2020년 1월까지 베텔게우스는 진도 0.5에서 1.5로 약 2.5배 감소했고, 2월 천문학자 텔레그램에서 기록적인 최소값인 +1.614로 여전히 희미하게 보고되었으며, 이 별은 현재 25년 동안 연구한 결과 중 "가장 덜 밝고 가장 차가운" 별이며 반지름이 감소한 것으로 계산되었습니다.[67] 천문학 잡지는 그것을 "기묘한 조광"이라고 묘사했고,[68] 대중적인 추측은 이것이 초신성이 임박했음을 나타낼 수 있다고 추론했습니다.[69][70] 이것은 베텔게우스를 하늘에서 가장 밝은10개 중 하나에서 가장 밝은 별 20개 밖으로 떨어뜨렸는데,[62] 근처의 알데바란보다 눈에 띄게 어둡습니다.[63] 주류 언론 보도는 베텔게우스가 초신성으로 폭발할 것이라는 추측을 논의했지만,[71][72][73][74] 천문학자들은 이 초신성이 앞으로 약 10만 년 안에 발생할 것으로 예상돼 임박할 가능성은 낮다고 지적했습니다.[71][73]

2020년 2월 17일까지 베텔게우스의 밝기는 약 10일 동안 일정하게 유지되었고, 이 별은 다시 밝아질 조짐을 보였습니다.[75] 2020년 2월 22일 베텔게우스는 디밍 에피소드를 거의 종료하지 않고 디밍을 완전히 중단했을 수 있습니다.[76] 2020년 2월 24일, 지난 50년 동안 적외선의 큰 변화는 감지되지 않았으며, 이는 최근의 시각적 퇴색과 관련이 없는 것으로 보이며, 핵 붕괴가 임박할 가능성은 거의 없음을 시사했습니다.[77] 또한 2020년 2월 24일, 추가적인 연구들은 "큰 입자의 성 주위 먼지"를 제거하는 것이 별의 조광에 대한 가장 가능성 있는 이유일 수 있다고 제안했습니다.[78][79] 밀리미터 이하의 파장에서 관찰을 사용한 연구는 먼지 흡수에 의한 중요한 기여를 배제합니다. 대신 큰 별점이 조광의 원인으로 보입니다.[80] 2020년 3월 31일 천문학자 전보에서 보고된 후속 연구에서 베텔게우스의 밝기가 급격히 증가하는 것을 발견했습니다.[81]

베텔게우스는 태양에 너무 가깝기 때문에 5월과 8월 사이에 지상에서 거의 관측할 수 없습니다. 베텔게우스는 2020년 태양과의 결합에 들어가기 전에 +0.4의 밝기에 도달했습니다. 2020년 6월과 7월에 만들어진 스테레오-A 우주선으로 관측한 결과 이 별은 4월 마지막 지상 관측 이후 0.5만큼 어두워졌습니다. 2020년 8월/9월에 최대치가 예상되었고 2021년 4월경에 다음 최소치가 발생할 것으로 예상되었기 때문에 이는 놀라운 일입니다. 하지만 베텔게우스의 밝기는 불규칙하게 변하는 것으로 알려져 있어 예측이 어렵습니다. 페이딩은 다른 조광 이벤트가 예상보다 훨씬 일찍 발생할 수 있음을 나타낼 수 있습니다.[82] 2020년 8월 30일, 천문학자들은 베텔게우스에서 방출된 두 번째 먼지 구름이 발견되었으며, 최근 이 별의 광도가 상당히 감소한 것과 관련이 있다고 보고했습니다.[83]

2021년 6월 이 먼지는 광구의[84][85][86][87] 시원한 패치로 인해 발생했을 가능성이 있다고 설명되었으며 8월에 두 번째 독립적인 그룹이 이러한 결과를 확인했습니다.[88][89] 이 먼지는 별에서 분출된 가스가 식으면서 생긴 것으로 추정됩니다. 허블[90][91][92] 우주 망원경을 사용한 2022년 8월의 한 연구는 이전의 연구를 확인했고 그 먼지가 표면 질량 방출에 의해 만들어졌을 수도 있다고 제안했습니다. 또한 조광은 천문학자 L. Goldberg가 처음 제안한 메커니즘인 그랜드 최소, 416일 주기 및 2010일 주기를 생성하는 장기 최소와 일치하는 단기 최소에서 비롯되었을 수 있다고 추측했습니다.[93] 2023년 4월, 천문학자들은 이 별이 가시광선 0.0, V 밴드 0.1의 정점에 도달했다고 보고했습니다.[94]

관찰

Betelgeuse(왼쪽 위)와 오리온 분자운 복합체의 조밀한 성운을 보여주는 이미지(Rogelio Bernal Andreo)
6월 중순 돔 C(남위 75도, 남극)에서 본 오리온자리. 스텔라리움에서 촬영한 스크린샷

베텔게우스는 특유의 오렌지-레드 색상과 오리온 내 위치 때문에 육안으로 쉽게 찾을 수 있습니다. 그것은 겨울 삼각형을 구성하는 세 개의 별들 중 하나이며, 겨울 육각형의 중심을 나타냅니다. 매년 1월 초에는 해가 진 직후 동쪽에서 떠오르는 것을 볼 수 있습니다. 9월 중순에서 3월 중순 사이(가장 좋은 12월 중순)에 남극대륙을 제외한 거의 모든 지구의 거주 지역에서 볼 수 있습니다. 5월(북위 중간) 또는 6월(남위 6월)에는 해가 진 후 서쪽 지평선에서 잠시 붉은 초거성을 볼 수 있으며, 몇 달 후 해가 뜨기 전 동쪽 지평선에서 다시 모습을 드러냅니다. 중간기간(6월~)에6월 중순경), 남위 70도에서 80도 사이의 남극 지역에서 북쪽의 한낮 최저(태양이 지평선 아래에 있는 극야의 한낮 황혼기)를 제외하고는 맨눈으로 볼 수 없습니다.

베텔게우스(Betelgeuse)는 변광성으로 시각적 크기는 0.0에서 +1.6 사이입니다.[5] 리겔을 능가하여 여섯 번째로 밝은 별이 되는 기간이 있으며, 때로는 카펠라보다 더 밝아질 것입니다. 베텔게우스는 가장 희미할 때, 둘 다 약간 변광성인 데네브베타 크루시스에 뒤쳐져 20번째로 밝은 별이 될 수 있습니다.[34]

베텔게우스의 B-V 색 지수는 1.85이며, 이 수치는 뚜렷한 "붉은 색"을 나타냅니다. 광구는 확장된 대기를 가지고 있는데, 는 흡수보다는 강한 방출선을 보여주는데, 이 현상은 항성이 두꺼운 기체 외피로 둘러싸일 때 발생합니다. 이 확장된 가스 대기는 광구의 변동에 따라 베텔게우스를 향해 이동하거나 멀어지는 것이 관찰되었습니다. 베텔게우스(Betelgeuse)는 J 밴드의 크기가 -2.99로 하늘에서 가장 밝은 근적외선원이며,[95] 항성 복사 에너지의 약 13%만이 가시광선으로 방출됩니다. 인간의 눈이 모든 파장에서 방사선에 민감하다면 베텔게우스는 밤하늘에서 가장 밝은 별로 나타날 것입니다.[34]

카탈로그에는 베텔게우스에 대한 희미한 시각적 동반자가 9명까지 나열되어 있습니다. 그것들은 약 1분에서 4분 정도의 거리에 있으며 모두 10번째 등급보다 희미합니다.[96][97]

항성계

베텔게우스([98]Betelgeuse)는 일반적으로 단 하나의 고립된 별이자 현재 성단이나 별 형성 지역과 관련이 없는 것으로 간주됩니다.

베텔게우스의 두 분광 동반자가 제안되었습니다. 1968년부터 1983년까지의 편광 데이터를 분석한 결과, 주기적인 궤도가 약 2.1년인 근접 동반자가 있는 것으로 나타났으며, 연구팀은 스펙클 간섭계를 사용하여 두 동반자의 가까운 거리가 주성으로부터 0.06 ″±0.01 ″(≈9 AU)에 위치하고 위치각이 273°인 것으로 결론지었습니다. 잠재적으로 별의 색권 안에 위치시킬 수 있는 궤도 더 먼 동반자는 위치 각도가 278°인 0.51 ″±0.01 ″(≈77 AU)이었습니다. 추가 연구에서는 이러한 동반자에 대한 증거를 찾지 못했거나 그들의 존재를 적극적으로 반박했지만,[101] 가까운 동반자가 전체 흐름에 기여할 가능성을 완전히 배제한 적은 없습니다.[102] 1980년대와 1990년대의 기술을 훨씬 뛰어넘는 베텔게우스와 그 주변의 고해상도 간섭계는 어떤 동반자도 감지하지 못했습니다.[61][103]

거리측정

NRAOVery Large Array는 Betelgeuse의 2008년 거리 추정치를 도출하는 데 사용되었습니다.

시차(parallax)는 아크 초 단위로 측정된 물체의 위치가 겉으로 보이는 변화로, 그 물체의 관찰자의 위치 변화로 인해 발생합니다. 지구가 태양의 궤도를 돌 때, 모든 별은 지구 궤도에 의해 제공되는 기준선과 결합하여 측정되는 아크 초의 1분의 1만큼 이동하는 것으로 보입니다. 1838년 프리드리히 베셀이 처음으로 시차를 측정하는 데 성공한 이후 천문학자들은 베텔게우스의 겉보기 거리에 어리둥절해 했습니다. 별의 거리에 대한 지식은 각지름과 결합하여 물리적 반경과 유효온도를 계산하는 데 사용할 수 있는 광도와 같은 다른 항성 매개변수의 정확도를 향상시킵니다. 광도와 동위원소 풍부도는 항성의 나이질량을 추정하는 데 사용될 수도 있습니다.[104]

1920년, 항성의 지름에 대한 최초의 간섭 연구가 수행되었을 때, 가정된 시차 0.0180이었습니다. 이는 56 pc 또는 약 180 ly의 거리와 동일하여 별의 반지름이 부정확할 뿐만 아니라 다른 모든 별의 특징을 만들어냅니다. 이후 베텔게우스의 거리를 측정하는 작업이 계속되고 있으며, 제안 거리는 400pc 또는 약 1,300ly에 달합니다.[104]

Hipparcos Catalog(1997)가 출판되기 전에는 Betelgeuse에 대해 약간 상충되는 시차 측정이 두 가지 있었습니다. 첫 번째는 1991년에 9.8±4.7 mas의 시차를 제공하여 약 102 pc 또는 330 ly의 거리를 산출했습니다.[105] 두 번째는 Hipparcos Input Catalogue(1993)로 삼각 시차 5±4 mas, 거리는 200 pc 또는 650 ly였습니다.[106] 이러한 불확실성을 감안하여 연구자들은 광범위한 거리 추정을 채택하고 있었고, 이로 인해 별의 속성 계산에 상당한 차이가 발생했습니다.[104]

히파르코스 임무의 결과는 1997년에 발표되었습니다. Betelgeuse의 측정 시차는 7.63±1.64 mas로 약 131 pc 또는 427 ly의 거리와 동일하며 이전 측정보다 보고된 오차가 작았습니다.[107] 그러나 베텔게우스와 같은 변광성에 대한 히파르코스 시차 측정에 대한 나중의 평가는 이러한 측정의 불확실성이 과소평가되었음을 발견했습니다.[108] 2007년에는 6.55±0.83의 개선된 수치가 계산되었고, 따라서 오차 계수는 약 152±20pc 또는 500±65ly의 거리를 산출했습니다.[3]

2008년에는 VLA(Very Large Array)를 사용하여 측정한 결과 5.07±1.10 mas전파 용액이 생성되었으며 는 197±45 pc 또는 643±146 ly의 거리와 같습니다.[104] 연구원 하퍼는 "수정된 히파코스 시차는 원래보다 더 큰 거리(152±20pc)로 이어지지만, 천문학적 해법은 여전히 2.4 mas의 상당한 우주 소음을 필요로 합니다. 이러한 결과를 고려할 때, 히파르코스 데이터는 여전히 출처를 알 수 없는 체계적인 오류를 포함하고 있음이 분명합니다." 무선 데이터에도 체계적인 오류가 있지만 Harper 솔루션은 이러한 오류를 완화하기 위해 데이터 세트를 결합합니다.[104] 알마e-Merlin을 사용한 추가 관찰의 업데이트된 결과는 4.51±0.8 mas의 시차와 222+34-48
pc 또는 724+111-156ly
거리를 제공합니다.[10]

2020년, 코리올리스 위성에 탑재된 우주 기반 태양 질량 방출 이미저의 새로운 관측 데이터와 세 가지 다른 모델링 기술은 5.95+0.58-0
.85
mas의 정교한 시차, 764+116-62
반경을 만들었습니다.
R,그리고 거리는 168.1+27
.5-14
.4 pc 또는 548
+90-49ly로 정확하다면 베텔게우스는 이전에 생각했던 것보다 거의 25% 작고 지구에 25% 더 가깝다는 것을 의미합니다.[11]

유럽 우주국의 현재 가이아 임무는 임무 장비의 약 V=6 포화 한계보다 밝은 별에 좋은 결과를 가져올 것으로 예상되지 않았지만, 실제 작동은 약 +3 크기의 물체에서 좋은 성능을 보여주었습니다. 더 밝은 별을 강제적으로 관측한다는 것은 모든 밝은 별에 대해 최종 결과를 얻을 수 있어야 하며 베텔게우스에 대한 시차는 현재 사용 가능한 것보다 더 정확한 크기의 순서로 발표된다는 것을 의미합니다.[110] Gaia Data Release 2에는 Betelgeuse에 대한 데이터가 없습니다.[111]

변동성

1988년 12월부터 2002년 8월까지 베텔게우스(Alpha Orionis)의 AAVSO V밴드 광곡선.
오리온, 베텔게우스 평소 크기(왼쪽), 2020년 초 이례적으로 깊은 최소 크기(오른쪽)

베텔게우스는 반정규 변광성으로 분류되어 밝기 변화에서 일부 주기성이 두드러지지만 진폭이 다를 수 있고 주기의 길이가 다를 수 있으며 정지 상태나 불규칙한 주기가 있을 수 있습니다. 그것은 부분군 SRC에 위치해 있습니다; 이것들은 한 등급 정도의 진폭과 수십일에서 수백일 사이의 주기를 가진 맥동하는 적색 초거성입니다.[8]

베텔게우스는 일반적으로 진도 +0.5에 가까운 작은 밝기 변화만을 보여주지만, 그 극단에서는 진도 0.0만큼 밝아지거나 진도 +1.6만큼 희미해질 수 있습니다. 베텔게우스는 2,335일의 가능한 기간으로 변광성 일반 목록에 등재되어 있습니다.[8] 보다 상세한 분석에 따르면 주 기간은 400일, 짧은 기간은 185일,[11] 2차 기간은 2,100일 정도로 더 긴 것으로 나타났습니다.[103][112] 2020년 2월, 신뢰성 있게 기록된 가장 낮은 V-밴드 크기인 +1.614가 보고되었습니다.

적색 초거성의 방사형 맥동은 잘 모델링되어 있으며 수백 일의 기간은 일반적으로 기본적이고 첫 번째 오버톤 맥동으로 인한 것임을 보여줍니다.[113] 베텔게우스 스펙트럼선들은 밝기 변화에 상응하는 방사상 속도 변화를 나타내는 도플러 이동을 보여줍니다. 이는 해당 온도 및 스펙트럼 변화가 명확하게 보이지는 않지만 크기 면에서 맥동의 특성을 보여줍니다.[114] 베텔게우스 직경의 변화도 직접 측정되었습니다.[59] 185일 동안의 첫 번째 오버톤 맥동이 관측되었으며, 기본 주기와 오버톤 주기의 비율은 별의 내부 구조와 나이에 대한 귀중한 정보를 제공합니다.[11]

긴 2차 주기의 근원은 알려지지 않았지만 방사형 맥동으로 설명할 수는 없습니다.[112] 베텔게우스의 간섭계 관측에 따르면 거대한 대류세포에 의해 생성된 것으로 추정되는 핫스팟은 별 지름의 상당 부분이며 각각 별 전체 빛의 5~10%를 방출합니다.[102][103] 긴 2차 시기를 설명할 수 있는 한 가지 이론은 이러한 세포들이 별의 회전과 결합된 진화에 의해 발생한다는 것입니다.[112] 다른 이론으로는 밀접한 이진 상호작용, 질량 손실에 영향을 미치는 채층 자기 활동, 또는 g-모드와 같은 비방사성 맥동 등이 있습니다.[115]

이산 도미트 기간 외에도 작은 진폭의 확률적 변동이 관찰됩니다. 이것은 태양에 대한 동일한 효과와 유사하지만 훨씬 더 큰 규모의 과립화 때문이라고 제안됩니다.[112]

지름

Arcturus, Rigel, S Doradus, Antares 및 Betelgeuse 간의 크기 비교
Emily Levesque[citation needed] 따르면 Betelgeuse, Mu Cephei, KY CygniV354 Cephei의 크기 비교

1920년 12월 13일, 베텔게우스는 태양계 밖에서 광구의 각진 크기를 측정한 최초의 별이 되었습니다.[37] 비록 간섭계는 아직 초기 단계였지만, 그 실험은 성공을 증명했습니다. 연구진은 균일한 원반 모형을 이용해 베텔게우스의 지름이 0.047 ″이라고 밝혀냈지만, 이 별 원반은 사지가 어두워져 각지름이 약 0.055"로 추정했습니다. 이후 다른 연구에서는 0.042에서 0.069 ″ 범위의 각 직경을 생성했습니다. 이 데이터를 180~815 ly의 과거 거리 추정치와 결합하면 항성 원반의 예상 반경은 1.2~8.9 AU가 됩니다. 비교를 위해 태양계를 사용하면 화성 궤도는 약 1.5 AU, 소행성대 2.7 AU, 목성 5.5 AU입니다. 따라서 베텔게우스가 태양을 차지한다고 가정하면, 이 행성의 광구는 목성 궤도를 넘어 확장되어 9.5 AU토성에 도달하지 못할 수도 있습니다.

베텔게우스의 광구 크기(원)와 대류력이 항성 대기에 미치는 영향을 보여주는 1998년 전파 영상

정확한 직경은 다음과 같은 몇 가지 이유로 정의하기 어려웠습니다.

  1. 베텔게우스는 맥동하는 별이기 때문에 지름이 시간에 따라 변합니다.
  2. 팔다리가 어두워지면 광학 방출의 색이 달라지고 중심에서 더 멀리 뻗어나갈수록 감소하기 때문에 이 별은 명확한 "가장자리"를 가지고 있지 않습니다.
  3. 베텔게우스는 별에서 방출된 물질로 구성된 주변 성막 외피로 둘러싸여 있어 별의 광구를 정의하기 어렵습니다.[57]
  4. 전자기 스펙트럼 내에서 다양한 파장으로 측정할 수 있으며, 보고된 직경의 차이는 30~35%에 이를 수 있지만, 별의 겉보기 크기가 사용되는 파장에 따라 다르기 때문에 한 발견을 다른 발견과 비교하는 것은 어렵습니다.[57] 측정된 각지름은 자외선 파장에서 상당히 크며, 근적외선에서 가시광선을 통해 최소로 감소하고, 중적외선 스펙트럼에서 다시 증가하는 것으로 연구되었습니다.[52][117][118]
  5. 난류는 각도 분해능을 저하시키기 때문에 대기 반짝임은 지상 망원경에서 얻을 수 있는 분해능을 제한합니다.[47]

일반적으로 보고된 대형 쿨 별의 반지름은 로즈랜드 반지름으로, 특정 광학 깊이 2/3에서 광구의 반지름으로 정의됩니다. 이것은 유효 온도와 볼로메트릭 광도로부터 계산된 반경에 해당합니다. Rosseland 반경은 직접 측정된 반경과 다르며, 사지가 어두워지고 관측 파장이 수정됩니다.[119] 예를 들어, 측정된 각 지름 55.6 mas는 로즈랜드 평균 지름 56.2 mas에 해당하는 반면, 주변 먼지와 가스 껍질의 존재를 추가로 수정하면 지름이 41.9 mas가 됩니다.[15]

이러한 어려움을 극복하기 위해 연구자들은 다양한 솔루션을 사용했습니다. 1868년 히폴리트 피조가 처음 구상한 천문간섭계는 현대 망원경의 큰 발전을 가능하게 하고 1880년대 마이컬슨 간섭계의 탄생과 베텔게우스의 첫 번째 성공적인 측정을 이끈 중요한 개념이었습니다.[120] 한 눈이 아닌 두 눈이 물체를 인식할 때 인간의 깊이 인식이 증가하는 것처럼, 피조는 한 개의 구멍 대신 두 개의 구멍을 통해 별을 관찰하여 별의 공간 강도 분포에 대한 정보를 제공하는 간섭을 얻을 것을 제안했습니다. 과학은 빠르게 발전했고, 현재는 다중공 간섭계를 사용하여 얼룩진 이미지를 포착하고, 이를 푸리에 분석으로 합성하여 고해상도의 초상화를 만듭니다.[121] 1990년대 베텔게우스의 핫스팟을 확인한 것은 바로 이 방법론이었습니다.[122] 다른 기술적인 진보로는 적응광학,[123] 히파코스, 허블, 스피처와 같은 우주 관측소,[52][124] 그리고 세 개의 망원경의 빔을 동시에 결합하여 연구자들이 밀리초 단위의 공간 해상도를 달성할 수 있게 해주는 AMBER (Astronomical Multi-BEAM Recombiner)가 있습니다.[125][126]

전자기 스펙트럼의 여러 영역(가시광선, 근적외선(NIR), 중적외선(MIR) 또는 전파)에서 관측하면 매우 다른 각도 측정이 가능합니다. 1996년 베텔게우스는 56.6±1.0 mas의 균일한 원반을 가지고 있는 것으로 나타났습니다. 2000년, 우주 과학 연구소 팀은 중적외선에서 덜 눈에 띄는 핫스팟의 가능한 기여를 무시하고 54.7±0.3 mas의 직경을 측정했습니다.[56] 또한 55.2±0.5 mas의 직경을 산출하는 사지 흑화에 대한 이론적 허용치도 포함되었습니다. 이전 추정치는 약 5.6 AU 또는 1,200의 반경과 같습니다. R,2008년 하퍼 거리를 197.0±45 pc가정했을 때,[16] 목성 궤도의 대략 5.5 AU 크기의 수치입니다.[127][128]

2004년, 근적외선 분야의 천문학자 팀은 더 정확한 광구 측정이 43.33±0.04 mas라고 발표했습니다. 이 연구는 또한 가시광선에서 중적외선까지 다양한 파장이 왜 다른 직경을 만드는지에 대한 설명을 제시했는데, 이 별은 두껍고 따뜻한 확장된 대기를 통해 보입니다. 짧은 파장(가시 스펙트럼)에서 대기는 빛을 산란시켜 별의 지름을 약간 증가시킵니다. 근적외선 파장(K, L 대역)에서는 산란이 미미하여 고전적인 광구를 직접 볼 수 있고, 중적외선에서는 산란이 다시 증가하여 따뜻한 대기의 열 방출이 겉보기 직경을 증가시킵니다.[117]

주변 성운이 있는 베텔게우스, 메이사벨라트릭스의 적외선 이미지

2009년에 발표된 IOTA와 VLTI에 대한 연구는 Betelgeuse 주변의 먼지 껍질과 분자 껍질(MOLsphere)에 대한 아이디어를 강력하게 지지했으며, 42.57에서 44.28 mas 사이의 직경을 산출했으며, 오차 범위는 비교적 미미했습니다.[102][129] 2011년 근적외선에서 2009년 수치를 확증한 세 번째 추정치로, 이번에는 사지가 어두워진 원반 지름이 42.49±0.06 mas임을 보여줍니다.[130] 152±20pc의 히파코스 거리에서 43.33 mas의 근적외선 광구직경은 약 3.4 AU 또는 730에 해당합니다. R.2014년[131] 논문은 VLTI AMBER 기기로 수행된 H 및 K 대역 관측을 사용하여 42.28 mas(41.01 mas 균일한 원반에 해당)의 각 직경을 도출했습니다.[132]

2009년 베텔게우스의 반지름이 1993년부터 2009년까지 15% 줄어들었다고 발표되었으며, 2008년의 각도 측정값은 47.0 mas입니다.[58][133] 이 연구는 대부분의 초기 논문과 달리 15년에 걸쳐 하나의 특정 파장에서의 측정값을 사용했습니다. 베텔게우스의 겉보기 크기 감소는 1993년에 56.0.1 mas에서 2008년 47.0±0.1 mas 사이의 값의 범위에 해당하며, 이는 15년 동안 거의 0.9 AU 감소한 것입니다.[58] 관측된 수축은 일반적으로 베텔게우스 주변의 확장된 대기의 일부에서만 나타나는 변화로 여겨지며, 다른 파장에서 관측한 결과 비슷한 기간 동안 직경이 증가한 것으로 나타났습니다.[132]

베텔게우스의 최신 모델은 약 43 mas의 광구각 직경을 채택하고 있으며, 여러 개의 껍질이 50-60 mas까지 나와 있습니다.[19] 197 pc의 거리를 가정했을 때, 이것은 887 ± 203 R 항성 지름을 의미합니다.[15]

한때 태양 다음으로 하늘에 있는 별들 중 가장 큰 각지름을 가진 것으로 여겨졌던 베텔게우스는 1997년 천문학자 그룹이 지름 57.0±0.5 mas의 R 도라두스를 측정했을 때 그 구별을 잃었지만, R 도라두스는 지구에서 약 200 ly로 훨씬 더 가까운 거리에 있지만, 그 직선 지름은 베텔게우스의 약 3분의 1입니다.[134]

오컬트레이션

베텔게우스는 황도에서 너무 멀리 떨어져 있어서 주요 행성들에 의해 가려질 수 없지만, 일부 소행성들에 의한 것들(더 광범위하고 훨씬 더 많은)은 자주 발생합니다. 2012년 1월 2일 제19차 소행성(147857) 2005 UW381 의한 부분적인 오컬트가 발생했습니다. 이는 항성의 각지름이 소행성의 각지름보다 커서 부분적인 것으로, 베텔게우스의 밝기는 0.01 정도만 떨어졌습니다.[135][136]

제14차 소행성 319 레오나는 2023년 12월 12일 01:12 UTC에 오컬트될 것으로 예측되었습니다.[137] 처음에는 완전성이 불확실했고, 그 폐색은 12초 정도밖에 지속되지 않을 것으로 예상되었습니다. (지구 표면의 좁은 경로에서 볼 수 있으며, 소행성의 크기와 경로에 대한 정확한 지식이 부족하여 처음에는 정확한 폭과 위치가 불확실했습니다.)[138] 예측은 타지키스탄, 아르메니아, 터키 튀르키예체, 이탈리아, 스페인, 대서양, 마이애미, 플로리다, 플로리다 키스에서 멕시코 일부에 이르는 총 5초, 폭 60km의 길에 대해 더 많은 데이터가 분석됨에 따라 나중에 개선되었습니다. (이러한 우연한 사건은 또한 319개의 레오나 자체를 상세하게 관찰할 수 있는 기회를 제공할 것입니다.)[141] 다른 프로그램 중 유럽에서만 80명의 아마추어 천문학자들이 이 사건을 위해 파리 천문대의 천체 물리학자 Miguel Montargès 등에 의해 조정되었습니다.[142]

물리적 특성

(2008년 7월, 구식). 태양계 행성들과 베텔게우스를 포함한 몇몇 별들의 상대적 크기:

베텔게우스(Betelgeuse)는 M1-2 Ia 적색 초거성으로 분류되는 매우 크고 밝지만 차가운 별입니다. 이 명칭에서 "M"이라는 문자는 이 이 M 분광형에 속하는 적색 별이므로 상대적으로 낮은 광구 온도를 가지고 있다는 것을 의미하며, "Ia-ab" 접미사 광도 등급은 이 별이 일반 초거성과 발광 초거성 사이의 중간 정도의 특성을 가진 중광도 초거성임을 나타냅니다. 1943년 이래로 베텔게우스의 스펙트럼은 다른 별들이 분류되는 안정적인 닻 지점들 중 하나의 역할을 해왔습니다.[143]

이 별의 표면 온도, 지름, 거리가 불확실하기 때문에 베텔게우스의 광도를 정확하게 측정하는 것은 어렵지만, 2012년의 연구에 따르면 200pc의 거리를 가정할 때 약 126,000의 광도를 인용하고 있습니다.[144] 2001년 이후의 연구는 3,250에서 3,690 K 범위의 유효 온도를 보고합니다. 이 범위를 벗어난 값은 이전에 보고되었으며 대기 중의 맥동으로 인해 대부분의 변동이 실제인 것으로 추정됩니다.[15] 이 별은 또한 느린 회전자이며 가장 최근에 기록된 속도는 5.45 km/s[19], 20 km/s의 회전 속도를 가진 안타레스보다 훨씬 느립니다.[145] 회전 주기는 베텔게우스의 크기와 지구에 대한 방향에 따라 다르지만, 지구에 대해 약 60°의 각도로 기울어진 축을 회전하는 데 36년이 걸리는 것으로 계산되었습니다.[19]

2004년, 컴퓨터 시뮬레이션을 이용한 천문학자들은 베텔게우스가 회전하지 않더라도 대기권이 확장된 상태에서 대규모 자기 활동을 보일 수 있다고 추측했는데, 이는 중간 정도의 강한 장들도 별의 먼지, 바람, 질량 감소 특성에 의미 있는 영향을 미칠 수 있는 요인입니다.[146] 2010년 Pic du Midi 천문대Bernard Lyot 망원경으로 얻은 일련의 분광 편광 관측 결과 베텔게우스 표면에 약한 자기장이 존재하는 것으로 나타났으며, 이는 초거성의 거대한 대류 운동이 소규모 다이너모 효과의 시작을 촉발할 수 있음을 시사합니다.[147]

덩어리

베텔게우스는 알려진 궤도 동반자가 없기 때문에 그 직접적인 방법으로는 질량을 계산할 수 없습니다. 이론적 모델링을 통한 현대 질량 추정 결과 9.5~21의 값이 생성되었으며,[148] 5의 값이 생성되었습니다. M–30 M 구학에서 [149]따온 베텔게우스는 15-20년 사이의 별로 삶을 시작한 것으로 추정됩니다. M,90,000~150,000의 태양 광도를 기준으로 합니다.[16] 이 초거성의 질량을 측정하는 새로운 방법은 2011년에 제안되었는데, 현재의 항성 질량이 11.6이라고 주장했습니다. M 상한이 16.6이고 하한이 7.7인 M,좁은 H 대역 간섭계로부터 관측된 항성의 세기 프로파일과 대략 4.3 AU 또는 955±217의 광구 측정을 이용한 관측에 근거함 R.진화 트랙에 맞는 모델은[148] 19.4–19.7의 현재 질량을 제공합니다. M,초기 질량 20에서. M.[15]

운동

오리온 OB1 협회

베텔게우스의 운동학은 복잡합니다. 초기 질량이 20인 M급 초거성체의 나이 M 대략 천만 년 정도 됩니다.[104][150] 현재 위치에서 시작하여 시간을 거슬러 올라가면 베텔게우스는 은하면에서 약 290 파섹 떨어진 곳에 위치할 것입니다. 별 형성 영역이 없기 때문에 믿을 수 없는 위치입니다. 더욱이, 베텔게우스의 예상 경로는 25 Ois 서브어소시에이션 또는 훨씬 더 어린 오리온 성운 클러스터(ONC, Ori OB1d라고도 함)와 교차하지 않는 것으로 보이며, 특히 매우 긴 베이스라인 어레이(Very Long Baseline Array) 천문학은 베텔게우스에서 ONC까지의 거리를 389~414 파섹으로 산출하기 때문입니다. 결과적으로 베텔게우스는 항상 우주를 통과하는 현재의 움직임을 가지고 있었던 것이 아니라 언젠가 궤도를 바꾸었을 가능성이 있으며, 아마도 근처의 항성 폭발의 결과일 것입니다.[104][151] 2013년 1월 허셜 우주 관측소가 관측한 결과, 이 별의 바람이 주변의 성간 매질에 부딪혀 충돌하고 있음이 밝혀졌습니다.[152]

베텔게우스의 가장 가능성 있는 별 형성 시나리오는 오리온자리 OB1 성단의 폭주성이라는 것입니다. 원래 OB1a 내의 고질량 다중계의 일원이었던 베텔게우스는 약 1,000만~1,200만 년 전에 형성되었을 [153]것으로 추정되지만 높은 질량 때문에 빠르게 진화했습니다.[104] 2015년 H. Bouy와 J. Alves는 Betelgeuse가 새로 발견된 Taurion OB 협회의 일원일 수 있다고 제안했습니다.[154]

서큘라 동역학

ESO초대형 망원경 사진으로 이전에는 알려지지 않은 주변 가스 기둥과 함께 항성 원반과 확장된 대기를 보여줍니다.

항성 진화의 후기 단계에서 베텔게우스와 같은 질량이 큰 별들은 아마도 1개 정도의 높은 질량 감소율을 보입니다. M 10,000년마다 끊임없이 유동하는 복잡한 태양 환경을 만들어 냅니다. 2009년 논문에서 항성 질량 감소는 "가장 초기 우주론적 시대부터 현재 시대까지 우주의 진화와 행성 형성 및 생명체 자체의 형성을 이해하는 열쇠"로 언급되었습니다.[155] 그러나 물리적 메커니즘에 대해서는 잘 알려져 있지 않습니다.[131] 마틴 슈바르츠실트가 처음으로 거대 대류 세포에 대한 그의 이론을 제안했을 때, 그는 그것이 베텔게우스와 같은 진화된 초거성체의 질량 감소의 가능성 있는 원인이라고 주장했습니다.[51] 최근 연구는 이 가설을 확증했지만, 대류의 구조, 질량 감소의 메커니즘, 확장된 대기에서 먼지가 형성되는 방식, II형 초신성으로서 극적인 마지막을 침전시키는 조건에 대한 불확실성은 여전히 남아 있습니다.[131] 2001년 그레이엄 하퍼는 항성풍을 0.03으로 추정했습니다. M 10,000년마다 한 번씩,[156] 하지만 2009년 이후의 연구는 베텔게우스의 전체 수치를 불확실하게 만드는 일시적인 질량 감소의 증거를 제공했습니다.[157] 현재 관측에 따르면 베텔게우스 같은 별은 일생의 일부를 적색 초거성으로 보내다가 다시 H-R 도표를 가로질러 짧은 황색 초거성 단계를 지나 청색 초거성 또는 울프-레이에 별로 폭발할 수 있습니다.[29]

ESO의 예술가 렌더링은 베텔게우스가 표면에서 끓는 거대한 거품과 복사 가스 기둥이 6광구 반경 또는 해왕성 궤도로 분출되는 것을 보여줍니다.

천문학자들은 이 미스터리를 푸는 것에 가까워질지도 모릅니다. 그들은 베텔게우스가 물질을 모든 방향으로 균등하게 방출하지 않는다는 것을 나타내는 항성 반경의 최소 6배에 달하는 큰 가스 기둥을 발견했습니다.[61] 플룸의 존재는 적외선에서 종종 관찰되는 별의 광구의 구형 대칭이 가까운 환경에서 보존되지 않는다는 것을 의미합니다. 항성 원반의 비대칭성은 다른 파장으로 보고되었습니다. 그러나 VLT의 NACO 적응광학의 정제된 기능으로 인해 이러한 비대칭성에 초점을 맞추게 되었습니다. 이처럼 비대칭적인 질량 손실을 일으킬 수 있는 두 가지 메커니즘은 대규모 대류 전지 또는 회전에 의한 극질량 손실이었습니다.[61] ESO의 엠버(AMBER)로 더 깊이 탐사한 결과, 초거성의 확장된 대기 중 가스가 위아래로 격렬하게 움직이는 것이 관찰되어 초거성 자체만큼 큰 거품이 생성되었으며, 이로 인해 그의 팀은 이러한 항성 격변이 케르벨라에 의해 관찰된 거대한 깃털 방출의 배후에 있다는 결론을 내렸습니다.[157]

비대칭조개

베텔게우스의 대기는 광구 외에도 6개의 다른 성분이 확인되었습니다. 이들은 MOL권, 기체 외피, 채층, 먼지 환경 및 일산화탄소(CO)로 구성된 두 개의 외부 쉘(S1 및 S2)로 알려진 분자 환경입니다. 이러한 요소 중 일부는 비대칭이고 다른 요소는 겹친다고 알려져 있습니다.[102]

칠레 파라날에 있는 ESO 초대형망원경(VLT) 외관도

광구 위의 약 0.45 항성 반지름(~2~3 AU)에는 MOL권 또는 분자 환경으로 알려진 분자층이 존재할 수 있습니다. 연구에 따르면 약 1,500±500K의 유효 온도를 가진 수증기와 일산화탄소로 구성되어 있습니다.[102][158] 수증기는 1960년대에 두 개의 성층경 프로젝트를 통해 이 초거성의 스펙트럼에서 처음으로 감지되었지만 수십 년 동안 무시되었습니다. MOL 구에는 먼지 입자의 형성을 설명할 수 있는 SiOAlO23 분자도 포함되어 있을 수 있습니다.

ESO의 VLT에 있는 8.2미터 단위 망원경 4대 중 1대의 내부 모습

또 다른 냉각 영역인 비대칭 기체 외피는 광구에서 몇 반지름(~10~40AU) 동안 확장됩니다. 탄소에 비해 산소, 특히 질소가 풍부합니다. 이러한 조성 이상은 Betelgeuse 내부에서 CNO 가공 물질에 의한 오염으로 인해 발생할 가능성이 높습니다.[102][159]

1998년 촬영된 전파망원경 영상을 통해 베텔게우스의 온도는 3,450±850 K[160]매우 복잡한 대기를 가지고 있음을 확인할 수 있습니다.[160][161] VLA 이미지는 또한 이 저온 가스가 바깥쪽으로 확장됨에 따라 점진적으로 냉각되는 것을 보여줍니다. 예상치 못했지만 베텔게우스의 대기 중 가장 풍부한 성분으로 밝혀졌습니다. "이것은 적색 초거성 대기에 대한 우리의 기본적인 이해를 바꿔줍니다," 라고 연구팀의 리더인 제레미 림이 설명했습니다. "표면 근처의 고온으로 가열된 가스로 인해 항성의 대기가 균일하게 팽창하는 대신, 이제는 여러 개의 거대한 대류 세포가 항성 표면의 가스를 대기로 밀어 넣는 것으로 보입니다."[160] 이 지역은 2009년 케벨라가 발견한 밝은 깃털이 존재하는 것으로 추정되는 지역으로, 탄소와 질소를 포함하고 있을 가능성이 있으며 별의 남서쪽 방향으로 최소 6개의 광구 반경이 확장되어 있습니다.[102]

채층은 허블 우주 망원경에 탑재된 희미한 물체 카메라에 의해 자외선 파장으로 직접 촬영되었습니다. 이미지는 또한 디스크의 남서쪽 사분면에 밝은 영역을 드러냈습니다.[162] 1996년 채층의 평균 반지름은 광디스크의 약 2.2배(~10AU)였으며 온도는 5,500K를 넘지 않는 것으로 보고되었습니다.[102][163] 그러나 허블의 고정밀 분광기인 STIS로 2004년 관측한 결과, 별에서 최소 1 아크초 떨어진 곳에 따뜻한 채층 플라즈마가 존재하는 것으로 나타났습니다. 197pc의 거리에서 채층의 크기는 최대 200AU가 될 수 있습니다.[162] 관측 결과 따뜻한 채층 플라즈마가 공간적으로 겹치고 베텔게우스의 가스 외피에 있는 차가운 가스와 주변 성간 먼지 껍질에 있는 먼지와 공존한다는 것이 결정적으로 입증되었습니다.[102][162]

ESOVLT에서 나온 이 적외선 이미지는 베텔게우스 주변의 가스와 먼지의 복잡한 껍질을 보여줍니다. 가운데에 있는 작은 빨간색 원은 광구 크기입니다.

베텔게우스를 둘러싼 먼지 껍질에 대한 최초의 주장은 1977년 성숙한 별 주변의 먼지 껍질이 종종 광구 기여를 초과하는 양의 방사선을 방출한다는 것이 주목되었을 때 제시되었습니다. 헤테로다인 간섭법을 사용하여 적색 초거성은 추정된 항성 반경에 따라 카이퍼대의 50~60 AU 거리 또는 12 항성 반경 이상의 위치에서 과잉 복사의 대부분을 방출한다는 결론을 내렸습니다.[42][102] 그 이후로 다양한 파장에서 이 먼지 봉투에 대한 연구가 수행되어 상당히 다른 결과가 나왔습니다. 1990년대의 연구는 먼지 껍질의 내부 반경을 0.5 ~ 1.0 아크초, 또는 100 ~ 200 AU로 추정했습니다.[164][165] 이 연구들은 베텔게우스를 둘러싼 먼지 환경이 정적이지 않다는 것을 지적합니다. 1994년, 베텔게우스는 수십 년 동안 산발적으로 먼지를 생산한 후에 활동을 하지 않는 것으로 보고되었습니다. 1997년에는 1년 동안 먼지 껍질의 형태에 큰 변화가 나타났는데, 이는 껍질이 광구 핫스팟의 존재에 의해 강하게 영향을 받는 항성 복사장에 의해 비대칭적으로 조명되고 있음을 시사합니다.[164] 1984년 발표된 거대 비대칭 먼지 껍질 1pc(206,265 AU)에 대한 보고는 최근 연구에서 확증되지 않았지만, 같은 해 발표된 또 다른 연구에서는 붕괴하는 별의 한쪽에서 4광년 연장된 먼지 껍질 3개가 발견되었으며, 이는 베텔게우스가 움직임에 따라 외부 층을 벗어남을 시사합니다.[166][167]

두 개의 외부 CO 껍질의 정확한 크기는 여전히 파악하기 어렵지만, 예비 추정에 따르면 하나의 껍질은 약 1.5에서 4.0 아크초까지 확장되고 다른 하나는 7.0 아크초까지 확장됩니다.[168] 목성 궤도를 항성 반지름 5.5 AU로 가정할 때, 안쪽 껍질은 50~150 항성 반지름 (~300~800 AU), 바깥쪽 껍질은 250 항성 반지름 (~1,400 AU)까지 확장됩니다. 태양의 태양 활동 시간은 약 100 AU로 추정되며, 따라서 이 외각의 크기는 태양계의 거의 14배에 이를 것입니다.

초음속 활충격

베텔게우스는 30 km/s(즉 ~6.3 AU/a)의 속도로 성간 매체를 초음속으로 통과하여 활 충격을 일으키고 있습니다.[169][170] 이 충격은 별에 의해 발생하는 것이 아니라 17 km/s의 속도로 엄청난 양의 가스를 성간매질로 방출하여 별을 둘러싼 물질을 가열함으로써 적외선으로 볼 수 있게 하는 강력한 항성풍에 의해 발생합니다.[171] 베텔게우스가 워낙 밝기 때문에 활에 충격을 받은 것은 1997년의 일입니다. 혜성의 구조는 643광년의 거리를 가정할 때 최소 1파섹의 폭으로 추정됩니다.[172]

2012년에 이루어진 활 충격에 대한 유체역학적 시뮬레이션은 이 별이 30,000년 미만으로 매우 젊다는 것을 보여줍니다. 베텔게우스가 최근에야 다른 성질을 가진 성간 매질의 한 영역으로 이동했거나 베텔게우스가 변화된 항성풍을 생성하는 중요한 변화를 겪었다는 것입니다.[173] 2012년 논문에 따르면 이 현상은 베텔게우스가 청색초거성(BSG)에서 적색초거성(RSG)으로 전이되면서 발생했다고 합니다. 베텔게우스와 같은 별의 진화 후기 단계에서, 그러한 별들은 "헤르츠스프룽-러셀 도표에서 적색에서 청색으로, 그리고 그 반대로 항성풍과 활 충격에 대한 급격한 변화를 동반할 수 있다"는 증거가 있습니다.[169][174] 게다가, 향후 연구가 이 가설을 입증한다면, 베텔게우스는 적색 초거성이 궤도를 따라 3M이나 산란하면서 200,000 AU 가까이 이동한 것으로 판명될 수 있습니다.

인생의 단계

베텔게우스는 O형 주계열성에서 진화한 적색 초거성입니다. 그것의 중심부는 결국 붕괴되어 초신성 폭발을 일으키고 작은 잔해를 남깁니다. 세부 사항은 주계열성의 정확한 초기 질량과 다른 물리적 특성에 따라 달라집니다.

주계열

헤르츠스프룽-러셀 도표주계열에서 이동한 베텔게우스와 같은 초거성체를 식별합니다.

베텔게우스의 초기 질량은 현재 관측된 특성과 일치하도록 다양한 항성 진화 모델을 테스트해야만 추정할 수 있습니다. 모델과 현재의 특성을 모두 알 수 없다는 것은 베텔게우스의 초기 모습에 상당한 불확실성이 있음을 의미하지만, 그 질량은 보통 10-25 범위에 있었을 것으로 추정됩니다. M,최신 모델을 사용하여 15~20의 값을 찾습니다. M.이 행성의 화학적 구성은 수소 70%, 헬륨 28%, 중원소 2.4% 정도로 태양보다 금속이 약간 더 풍부하지만 그 외에는 비슷한 것으로 추정할 수 있습니다. 초기 회전 속도는 더 불확실하지만, 초기 회전 속도가 느리거나 중간 정도인 모델은 베텔게우스의 현재 특성과 가장 잘 일치합니다.[15][98][175] 베텔게우스의 주계열 버전은 O9V와 같은 분광형을 가진 뜨거운 발광성이었을 것입니다.[144]

A 15 M 적색 초거성 단계에 도달하는 데는 1,150만 년에서 1,500만 년이 걸릴 것이며, 더 빠르게 rotating하는 별들이 가장 오래 걸릴 것입니다. 빠르게 회전하는 20 M 별들은 적색 초거성 단계에 도달하는데 930만년이 걸리는 반면, 20개의 별들은 M 느린 회전을 하는 별들은 단지 810만년이 걸립니다.[98] 이것들은 베텔게우스의 현재 나이를 추정하는 가장 좋은 추정치입니다. 그것의 0세 주계열 단계 이후의 시간은 20년으로 8.0-850만년으로 추정되기 때문입니다. M 회전이 없는 [15]

노심수소소진후

베텔게우스가 적색 초거성으로 머무는 시간은 관측된 항성 주변 물질과 질량 감소율을 비교함으로써 추정할 수 있으며, 표면에 무거운 원소가 많이 존재합니다. 추정치는 20,000년에서 최대 140,000년까지 다양합니다. 베텔게우스는 짧은 기간 동안의 질량 감소를 겪는 것으로 보이며, 우주 공간을 빠르게 이동하는 폭주성이기 때문에 현재의 질량 감소와 전체 손실 질량의 비교는 어렵습니다.[15][98]

이것은 베텔게우스가 주계열성이었던 약 100만년 전까지 봤을 때의 모습입니다.

베텔게우스의 표면은 C에 비해 질소의 강화, 상대적으로 낮은 수준의 탄소, 높은 비율의 C를 보여주는데, 이는 모두 최초의 준설을 경험한 별을 나타냅니다. 그러나 첫 준설은 별이 적색 초거성 단계에 도달한 직후에 일어나므로 이는 베텔게우스가 적어도 몇천 년 동안 적색 초거성이었다는 것을 의미할 뿐입니다. 가장 좋은 예측은 베텔게우스가 이미 적색 초거성으로 약 40,000년을 보냈고,[15] 약 100만 년 전에 주계열을 떠났다는 것입니다.[175]

현재의 질량은 초기 질량과 지금까지 손실된 예상 질량으로부터 진화 모델로부터 추정할 수 있습니다. 베텔게우스의 경우 손실된 총 질량은 약 1개에 불과할 것으로 예측됩니다. M,현재 질량 19.4–19.7을 주기 M,맥동 특성이나 사지 암화 모델과 같은 다른 수단에 의해 추정된 것보다 상당히 높습니다.[15]

베텔게우스의 질량은 또한 색 크기 도표(CMD) 상의 위치에 기초하여 추정될 수 있습니다. 베텔게우스의 색상은 2022년 역사적 기록 검토에 기초하여 지난 수천 년 동안 노란색(또는 주황색)에서 빨간색으로 변경되었을 수 있습니다. CMD와 결합된 이 색상 변화는 14의 질량을 암시합니다. M 그리고 14살의 Myr입니다.[13]

1006년에 폭발한 초신성보다 더 밝을 수 있는 베텔게우스가 초신성으로 폭발할 때 지구에서 보이는 것처럼 오리온을 묘사하는 셀레스티아

모든 별들은 약 10개 이상의 질량을 갖습니다. M 그들의 중심부가 붕괴될 때, 그들의 생명은 끝날 것으로 예상됩니다, 전형적으로 초신성 폭발을 일으킵니다. 약 15개까지 M,II-P형 초신성은 항상 적색 초거성 단계에서 생성됩니다.[175]

질량이 더 큰 별들은 중심핵이 붕괴되기 전에 더 높은 온도를 향해 진화할 정도로 충분히 빨리 질량을 잃을 수 있습니다. 특히 회전하는 별들과 특히 질량 감소율이 높은 모델의 경우 말입니다. 이 별들은 노란색 또는 파란색 초거성에서 II-L형 또는 IIb형 초신성을 생성하거나 울프-레이에 별에서 I형 b/c형 초신성을 생성할 수 있습니다.[176] 회전하는 모델 20 M 별들은 푸른색 초거성 조상으로부터 SN 1987A와 유사한 특이한 II형 초신성을 예측합니다.[175] 반면에 회전하지 않는 20 M 모델들은 적색 초거성 조상으로부터 II-P형 초신성을 예측합니다.[15]

베텔게우스가 폭발할 때까지의 시간은 예측된 초기 조건과 이미 적색 초거성으로 보낸 시간의 추정에 달려 있습니다. 적색 초거성 단계의 시작부터 중심 붕괴까지의 총 수명은 회전하는 25개의 경우 약 30만 년에서 다양합니다. M 별, 회전하는 20개의 55만년 M 별, 그리고 rotating가 아닌 사람의 경우 최대 100만 년 15 M 별. 베텔게우스가 적색 초거성이 된 이후로 추정되는 시간을 감안할 때, 베텔게우스의 남은 수명은 회전하지 않는 20년 동안의 "최상의 추측"으로부터 범위가 됩니다. M 회전하는 모델이나 질량이 더 낮은 별의 경우 훨씬 더 긴 모델입니다.[15][175] 베텔게우스의 탄생지는 오리온 OB1 협회에서 추정되는 몇몇 이전 초신성의 위치입니다. 폭주성은 초신성에 의한 것으로 추정되며, OB 별 μ Columbae, AE Aurigae, 53 Arietis 모두 12.2, 2.7, 490만 년 전 오리 OB12에서 이러한 폭발이 일어났다는 강력한 증거가 있습니다.[151]

전형적인 II-P형 초신성2×1046 J중성미자를 방출하고 2×1044 J의 운동 에너지로 폭발을 일으킵니다. 지구에서 볼 때, IIP형 초신성으로서의 베텔게우스는 겉보기 등급이 -8에서 -12 범위 어딘가에 있을 것입니다.[177] 이것은 대낮에 쉽게 볼 수 있으며, 보름달의 상당 부분까지 밝기가 가능합니다. 이런 종류의 초신성은 2-3개월 동안 거의 일정한 밝기로 유지되다가 빠르게 어두워집니다. 가시광선은 주로 코발트의 방사성 붕괴에 의해 생성되며, 초신성에 의해 분출되는 냉각 수소의 투명도가 증가함에 따라 밝기를 유지합니다.[178]

미디어 리포팅

베텔게우스는 2009년 발표된 항성의 15% 수축으로 인한 오해로 인해 1년 안에 폭발할 것임을 암시하는 공포 기사와 소문의 대상이 되었으며 이러한 사건의 결과에 대한 과장된 주장으로 이어졌습니다.[57][127][179][180] 이러한 소문들의 시기와 유행은 천문학에 대한 광범위한 오해, 특히 마야 달력의 종말론과 관련된 최후의 날 예측과 관련이 있습니다.[181][182] 베텔게우스는 감마선 폭발을 일으킬 가능성이 없으며 X선, 자외선 또는 분출된 물질이 지구에 상당한 영향을 미칠 정도로 충분히 가깝지 않습니다.[15][183]

2019년 12월 베텔게우스의 희미한 빛 이후,[184][62] 과학과 주류 언론에 이 별이 초신성으로 폭발할 것이라는 추측이 다시 포함된 보도가 나왔습니다 – 심지어 초신성이 약 10만 년 동안은 예상되지 않는다는 과학적 연구에도 말입니다.[185] 천문학 잡지,[68] 내셔널 지오그래픽,[71] 스미소니언과 같은 몇몇 매체들은 그 규모가 +1.3 정도로 희미한 것을 특이하고 흥미로운 현상이라고 보도했습니다.[186]

워싱턴포스트,[72][187] 호주 ABC뉴스,[73] 대중과학 등 일부 주류 언론은 초신성이 가능하지만 가능성이 낮다고 보도했고, 다른 언론들은 초신성이 임박한 현실적 가능성이라고 거짓으로 묘사했습니다. 예를 들어, CNN은 "거대한 붉은 별이 이상하게 행동하고 있고 과학자들은 그것이 폭발할 것이라고 생각한다"[188]는 제목을 선택했고, 뉴욕 포스트는 베텔게우스를 "폭발적인 초신성 때문"이라고 선언했습니다.[74]

필 플리트는 그의 나쁜 천문학 블로그에서 베텔게우스의 최근 행동에 대해 "예외적인 일은 아니지만..." 이 별은 "아주 오랫동안" 폭발할 것 같지 않다고 주장했습니다.[189] 뉴욕 타임즈데니스 오버바이는 폭발이 임박한 것은 아니라는 것에 동의하면서도 "천문학자들은 그것에 대해 생각하는 것을 즐기고 있습니다"라고 덧붙였습니다.[190]

결국 초신성에 이어 중성자별이나 블랙홀 같은 작고 밀도 높은 잔해가 남게 됩니다. 베텔게우스는 블랙홀을 구성할 만큼 질량이 큰 핵을 가지고 있지 않은 것으로 보이며, 따라서 잔류물은 아마도 약 1.5의 중성자별이 될 것입니다. M.[15]

민족학적 속성

철자와 발음

Betelgeuse는 Betelgeux[1], 독일어로는 Betteigeuze[b] (보데에 따르면)라는 철자도 있습니다.[191][192] 베텔게우스베텔게우스베텔게우스 철자법이 보편화된 20세기 초까지 사용되었습니다.[193] 발음에 대한 합의는 약하고 철자만큼 다양합니다.

-urz 발음은 프랑스어 eu를 발음하기 위한 시도입니다; 그것들은 r-drop 억양으로만 작동합니다.

어원

수피의 '고정별들의 서'에 나오는 오리온(가로로 거꾸로)의 삽화. 베텔게우즈는 현대 이름의 어원으로 제안된 Yad al-Jauza (오리온의 손)로 주석이 달렸고, 만키발자우자 (오리온의 어깨)로도 주석이 달렸습니다.

베텔게우스는 종종 "중앙의 완장"으로 잘못 번역됩니다.[195] 미국의 아마추어 자연주의자 리차드 힌클리 알렌(Richard Hinckley Allen)은 1899년 그의 작업에서 ابط الجوزاء Ib ṭ 알 자우자(Al-Jauzah)에서 유래했다고 말했습니다. 이는 그가 주장한 Bed Elgueze, Beit Algueze, Bet El-gueze Bteigeuze에서 Betelgueze, Betelgueze Betelgeux 형태로 변형되었습니다. 이 별은 알폰신 식탁에서 벨덴게이즈로 명명되었고,[196] 이탈리아의 예수회 사제이자 천문학자인 지오반니 바티스타 리치올리는 그것을 벡텔게이즈 또는 베달게이즈라고 불렀습니다.[26]

뮌헨 대학의 아랍어 연구 교수인 폴 쿠니츠치는 알렌의 파생어를 반박하고 대신 전체 이름이 "알자우자의 손"을 의미하는 아랍어 يد الجوزاء Yad al-Jauzā의 부패라고 제안했습니다. 유럽의 중세 라틴어 오역은 첫 번째 문자(아래에 두 점의 점이 있는 ﻴ)를 b(아래에 하나의 점만 있는 ﺒ)로 잘못 읽게 만들었습니다. 르네상스 시대에 이 별의 이름은 '오리온의 집'("House of Orion")인 بيت الجوزاء ţ 알자우자("Ba Viet al-Jauza")로 쓰였는데, 이는 '오리온의 완장'("완장"의 진정한 번역은 ابط, Ib ţ)을 의미하는 것으로 잘못 생각되었습니다. 이것은 베텔게우스라는 현대적인 렌더링으로 이어졌습니다.[198] 이후 다른 작가들도 쿠니츠슈의 설명을 받아들였습니다.[35]

이름의 마지막 부분인 "-elgeuse"는 고대 아라비아 전설에 나오는 여성적인 이름이자 불확실한 의미의 오리온자리의 역사적인 아랍어 الجوزاء인 알자우자에서 유래했습니다. 자우자의 어근인 جوز j-w-z는 "중간"을 의미하기 때문에, 알 자우자는 대략 "중앙 하나"를 의미합니다. 오리온자리의 현대 아랍어 이름은 الجبار 알자바르("거인")이지만, 이 별의 이름에 الجوزاء 알자우자("Al-Jauzā")가 계속 사용되고 있습니다. 17세기 영국의 번역가 에드먼드 칠미드는 이드 알게우즈("Orion's Hand")라는 이름을 Christmannus에서 따왔습니다.[26] 기록된 다른 아랍어 이름들로는 알 야드 알 얌나("오른손"), 알 디라("팔"), 알 만키브("어깨") 등이 있으며, 모두 오리온자리의 알 자우자이며, منكب الجوزاء 만키브자우자입니다.

参宿四 ù ì(베텔게우스), 삼성좌의 네 번째 별인 ē sh(베텔게우스)를 보여주는 둔황성도, 서기 700년경.

기타이름

베텔게우스의 다른 이름들은 페르시아어의 "팔"과 콥트어의 "팔렛"을 포함했습니다.[26] 바후산스크리트어로, 달리는 영양이나 사슴으로 별자리를 이해하기 위한 힌두교의 일환으로 지어졌습니다.[26] 중국 전통 천문학에서 베텔게우스의 이름 参宿四(ē ù, 세 별 별자리 번째 별)인데, 参宿은 원래 오리온 띠에 있는 세 개의 별을 가리켰기 때문입니다. 이 별자리는 궁극적으로 열 개의 별로 확장되었지만 이전 이름은 붙었습니다.[200] 일본에서, 타이라 가문은 베텔게우스와 그것의 붉은 색을 상징으로 채택했고, 미나모토노 가문리겔과 그것의 흰 색을 선택했습니다. 두 강력한 가문은 일본 역사에서 전설적인 전쟁을 치렀는데, 이 전쟁에서 스타들은 서로를 마주보고 있고 허리띠에 의해서만 떨어져 있는 것으로 여겨졌습니다.[201][202]

타히티의 전설에서 베텔게우스는 하늘을 떠받치는 기둥 중 하나로, 아녜바루(An sit-varu)라고 알려져 있습니다. 타우루아누이오미어(Ta'urua-nui-o-Mere)는 "부모님의 그리움 속의 위대한 축제"라고도 불립니다.[203] 하와이의 용어는 Kaulua-koko ("찬란한 붉은 별")[204]이었습니다. 중앙 아메리카의 라칸돈 사람들은 그것을 "붉은 나비"[205]라는 check tulix라고 알고 있었습니다.

천문학 작가 로버트 버넘 주니어는 이 별에 대해 인도에서 희귀한 오렌지 사파이어를 의미하는 파드파라다샤(padparadaschah)라는 용어를 제안했습니다.[193]

신화

과학 혁명 이전의 신화 및 점성술과 밀접하게 연관된 천문학의 역사와 함께, 로마 전쟁의 신에서 이름을 따온 행성 화성과 같은 붉은 별은 수천 년 동안 정복의 무술적 원형과 밀접하게 연관되어 왔으며, 더 나아가 죽음과 재탄생의 모티브와 밀접하게 연관되어 왔습니다.[26] 다른 문화들은 다른 신화를 만들어냈습니다. 스티븐 R. 윌크는 오리온 자리가 그리스 신화 속 인물인 펠롭스를 대표할 수도 있었을 것이라고 제안했습니다. 펠롭스는 자신을 위해 인공적인 상아 어깨를 가지고 있었는데, 그 어깨는 베텔게우스이며, 그 색은 상아의 붉은 노란색 광택을 연상시킵니다.[32]

남오스트레일리아의 그레이트 빅토리아 사막 출신의 원주민들은 불의 마법으로 가득 차 있다가 돌아오기 전에 사라지는 나이루나(오리온)의 클럽으로서 베텔게우스를 그들의 구전 전통에 포함시켰습니다. 이것은 초기 원주민 관측자들이 베텔게우스의 밝기 변화를 알고 있었다는 것을 보여주는 것으로 해석되었습니다.[206][207] 호주 북부의 와르다만족은 이 별을 야중인("Owl Eyes Flicking")으로 알고 있었는데, 이는 붉은 캥거루 지도자 리겔이 이끄는 의식을 간헐적으로 관찰하는 것을 의미하는 가변적인 빛입니다.[208] 남아프리카 신화에서 베텔게우스는 오리온 띠로 대표되는 세 마리의 얼룩말을 향해 포식적인 시선을 던지는 사자로 인식되었습니다.[209]

아메리카에서 베텔게우스는 사람의 팔다리를 잘라낸 것을 의미합니다. 브라질의 타울리팡은 팔다리를 잘라낸 영웅인 질카와이로 별자리를 알고 있는데, 이 영웅은 팔다리를 잘라낸 것과 관련된 베텔게우스의 가변적인 빛입니다. 마찬가지로 북미의 라코타족도 팔이 잘린 족장으로 봅니다.[32]

산스크리트어로 베텔게우스(Betelgeuse)는 힌두 점성술에 나오는 아르드라 의 저택의 대명사인 '다르드라'("the moistry")입니다.[210] 리그베다의 폭풍의 신 루드라가 그 별을 관장했습니다. 이 연관성은 19세기의 별 애호가 리처드 힝클리 알렌에 의해 오리온의 폭풍과 연결되었습니다.[26] 마케도니아 민속의 별자리는 농산물과 동물을 상징하며 그들의 삶의 방식을 반영합니다. 그들에게 베텔게우스는 오리온의 나머지 사람들과 함께 황소가 있는 쟁기를 묘사한 오라흐 ("쟁기꾼")였습니다. 늦여름과 가을 새벽 3시경 베텔게우스의 출몰은 마을 사람들이 밭에 가서 쟁기질을 하는 시간을 의미했습니다.[211] 이누이트족에게, 해가 진 후 남쪽 하늘 높은 곳에서 베텔게우스와 벨라트릭스의 출현은 봄의 시작과 2월 말과 3월 초에 긴 날들을 나타냈습니다. 이 두 별은 주로 노스 배핀 섬과 멜빌 반도에서 온 사람들 사이의 거리를 가리키는 아쿠트투주크("멀리 떨어져 있는 두 별")로 알려져 있습니다.[36]

오리온자리와 전갈자리의 반대되는 위치와 그에 상응하는 밝은 빨간색 변광성 베텔게우스와 안타레스는 전세계 고대 문화권에 의해 주목되었습니다. 오리온의 설정과 전갈의 상승은 전갈에 의한 오리온의 죽음을 의미합니다. 중국에서 그것들은 형제와 라이벌인 Shen과 Shang을 의미합니다.[32] 수마트라의 바탁은 오리온 띠가 수평선 아래로 가라앉은 후 첫 번째 초승달로 새해를 맞았는데, 그 시점에서 베텔게우스는 "수탉의 꼬리처럼" 남아있었습니다. 베텔게우스와 안타레스의 천상의 반대쪽 끝의 위치는 중요한 것으로 여겨졌고, 그들의 별자리는 한 쌍의 전갈로 여겨졌습니다. 스콜피온 데이는 두 별자리를 모두 볼 수 있는 밤으로 표시했습니다.[212]

대중문화에서는

가장 밝고 가장 잘 알려진 스타 중 한 명으로서, 베텔게우스는 많은 소설 작품에 등장했습니다. 이 스타의 특이한 이름은 1988년 영화 비틀주스의 제목에서 영감을 얻었고, 극본 작가 마이클 맥도웰(Michael McDowell)은 얼마나 많은 사람들이 연결고리를 만들었는지에 깊은 인상을 받았습니다.[193] 더글러스 아담스의 인기 있는 공상과학 시리즈인 '은하로 가는 히치하이커의 안내서'에서 포드 프리즌은 "베텔게우스 근처 어딘가에 있는 작은 행성"에서 왔습니다.[213]

1939년에 발사된 USS 베텔게우스(AK-11)와 1944년에 발사된 USS 베텔게우스(AK-260), 두 대의 미국 해군 함정이 이 별의 이름을 따서 이름 지어졌습니다. 1979년, 프랑스의 초대형 유조선 베텔게우스호휘디 섬에 정박해 있다가 폭발했을 때 기름을 배출하여 아일랜드 역사상 최악의 재난 중 하나로 50명이 사망했습니다.[214]

데이브 매튜스 밴드의 노래 "Black and Blue Bird"는 이 별을 언급합니다.[215] 1994년 앨범 Parklife의 Blur song "Far Out"은 Betelgeuse를 가사에 언급하고 있습니다.[216]

필립 라킨의 시 "북쪽 배"는 같은 이름의 모음집에서 발견되며, "북위 80° 이상" 부분의 별을 언급하며 다음과 같이 말합니다.

" '여자는 열 개의 발톱을 가지고 있다' /

술에 취한 보트가 승리하는 것을 노래하다; / 베텔게우스보다 멀리, / 오리온보다 더 찬란하다 / 또는 금성과 화성 행성, / 바다 위의 별빛 불꽃; / '여자는 열 개의 발톱을 가지고 있다', /

술 취한 배들이 승리하는 것을 노래했습니다."

험버트 울프는 구스타프 홀스트가 음악을 배경으로 한 베텔게우스에 관한 시를 썼습니다.[217]

각지름 추정표

이 표는 1920년 이후에 수행된 각도 측정에 대한 포괄적이지 않은 목록을 제공합니다. 또한 Betelgeuse의 가장 최근 거리 추정치(Harper et al.)인 197±45 pc를 기반으로 각 연구의 현재 반지름 범위를 제공하는 열도 포함되어 있습니다.

기사 연도[c] 망원경 # 스펙트럼 λ(μm) (mas)[d] 반지름[e] @
197±45pc
메모들
마이컬슨[37] 1920 윌슨 산 1 보이는 0.575 47.0±4.7 3.2–6.3 AU 사지가 어두워짐 +17% = 55.0
본노[41] 1972 팔로마 8 보이는 0.422–0.719 52.0–69.0 3.6–9.2 AU ∅의 강한 상관관계
베일가[116] 1978 ESO 3 보이는 0.405–0.715 45.0–67.0 3.1–8.6 AU ∅의 상관관계 없음
1979 SAO 4 보이는 0.575–0.773 50.0–62.0 3.5~8.0 AU
버셔[47] 1989 WHT 4 보이는 0.633–0.710 54.0–61.0 4.0–7.9 AU 발견된 비대칭/핫스팟
윌슨[101] 1991 WHT 4 보이는 0.546–0.710 49.0–57.0 3.5–7.1 AU 핫스팟 확인
투힐[50] 1993 WHT 8 보이는 0.633–0.710 43.5–54.2 3.2–7.0 AU 별 3개의 핫스팟에 관한 연구
1992 WHT 1 NIR 0.902 42.6±3.0 3.0~5.6 AU
길릴랜드[52] 1995 HST 자외선 0.24–0.27 104–112 10.3–11.1 FWHM 직경
0.265–0.295 92–100 9.1–9.8
와이너[56] 1999 ISI 2 MIR(N밴드) 11.150 54.7±0.3 4.1–6.7 AU 사지가 어두워짐 = 55.2±0.5
페린[117] 1997 IOTA 7 NIR(K 밴드) 2.200 43.33±0.04 3.3–5.2 AU K 및 L 밴드, 11.5 μm 데이터 대조
하우부아[102] 2005 IOTA 6 NIR(H 밴드) 1.650 44.28±0.15 3.4–5.4 AU 로즈랜드 직경 45.03±0.12
에르난데스[129] 2006 VLTI 2 NIR(K 밴드) 2.099–2.198 42.57±0.02 3.2–5.2 AU 정밀도가 높은 AMBER 결과입니다.
오나카[157] 2008 VLTI 3 NIR(K 밴드) 2.280–2.310 43.19±0.03 3.3–5.2 AU 사지가 어두워짐 43.56±0.06
타운즈[58] 1993 ISI 17 MIR(N밴드) 11.150 56.00±1.00 4.2–6.8 AU 1993년부터 2009년까지 동일한 파장에서 17회 측정을 수행한 체계적 연구
2008 ISI MIR(N밴드) 11.150 47.00±2.00 3.6-5.7 AU
2009 ISI MIR(N밴드) 11.150 48.00±1.00 3.6–5.8 AU
오나카[130] 2011 VLTI 3 NIR(K 밴드) 2.280–2.310 42.05±0.05 3.2–5.2 AU 사지가 어두워진 42.49±0.06
하퍼[104] 2008 VLA 또한 하퍼은 논문의 결론에서 다음과 같이 언급했습니다: "어떤 의미에서 200 pc 유도 거리는 131 pc (425ly) 히파코스 거리와 250 pc (815ly)로 향하는 라디오 사이의 균형입니다." 따라서 ± 815ly가 별의 외부 거리로 설정됩니다.

참고 항목

메모들

  1. ^ 우메로 덱스트로의 스텔라 루시다, 콰에 아드 루브디넴 베르기트.[26]
    "오른쪽 어깨의 밝은 별, 거칠어짐으로 기울어짐"
  2. ^ 아마도 l을 i로 착각한 결과일 것입니다. 궁극적으로 현대의 베텔게우스(Betelgeuse)로 이어졌습니다.
  3. ^ 특별한 언급이 없는 한 관측의 최종 연도
  4. ^ 특별한 언급이 없는 한 균일한 디스크 측정
  5. ^ 반지름 계산은 사지가 어두워진 측정 아래 노트 2에 설명된 것과 동일한 방법론을 사용합니다.

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외부 링크

  1. 베텔게우스와 리겔의 상대적 밝기를 보여주는 모뉴먼트 밸리 상공의 화성과 오리온
  2. 오리온: 머리부터 발끝까지 숨막히는 오리온 분자 구름 복합체(Rogelio Bernal Andreo)
  3. Betelgeuse의 얼룩진 표면 – 두 개의 핫스팟, 아마도 컨벡션 셀을 보여주는 재구성된 이미지
  4. 시뮬레이션초거대 별 – 베텔게우스의 "괴물 과립"의 본질을 보여주는 Freytag의 "상자 안의 별"
  5. 별이 빛나는 이유 – 망원경으로 대기의 반짝임 효과를 보여주는 베텔게우스의 이미지