ベテルギウス – 日本語百科事典辞書

Betelgeuse

は星についてです。映画については、ビートルジュースを参照してください
。その他の使用法については、ベテルギウスを参照してくださいベテルギウスは通常、夜空で10番目に明るい星であり、リゲルに次いで、オリオン座で2番目に明るい星です。それは明らかに赤みがかった半規則型変光星であり、その見かけの等級は+0.0から+1.6の間で変化し、最初の等級の星によって表示される最も広い範囲を持っています。で、近赤外の波長、ベテルギウスは、夜空で最も明るい星です。そのバイエル符号はαオリオン座で、ラテン語でアルファオリオン座になり、省略形になります。アルファオリまたはαオリ。
ベテルギウス
オリオン座のベテルギウス（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000.0 エクイノックスJ2000.0
星座オリオン
発音 / B ɛ T əl dʒ U Z、B 、I T əl – 、- dʒ U S /
赤経 05時間55分10.30536秒
偏角 + 07°24′25.4304″
特徴
進化の段階赤色超巨星
スペクトル型 M1–M2 Ia–ab
見かけの等級（V） +0.50 （0.0–1.6 ）
見かけの等級（J） −3.00
見かけの等級（K） −4.05
U-Bカラーインデックス +2.06
B-Vカラーインデックス +1.85
可変型 SRc
位置天文学
視線速度（R v）+21.91 km / s
固有運動（μ）
RA： 26.42 ± 0.25 mas / yr 12月： 9.60 ± 0.12 mas / yr
視差（π）
5.95+0.58 −0.85 マス
距離
548+90 −49 ly （168.1+27.5 -14.9 pc）
絶対等級（M V）
−5.85 詳細質量
16.5から19 M ☉
半径
764+116 −62 -1021 R ☉
光度
126，000+83，000 −50，000 （90，000 –15万） L ☉
表面重力（log g）
−0.5 cgs
温度
3，600 ± 200 K
金属量+0.05 dex
回転
36 ± 8 年
回転速度（v sin i）
5.47 ± 0.25 km / s 年 8.0–8.5 Myr
その他の指定
ベテルギウス、
オリα、
58オリ、
HR 2061、
BD + 7°1055、
HD 39801、
FK5 224、
HIP 27989、
SAO 113271、
GC 7451、
CCDM J05552 + 0724、
AAVSO 0549 + 07
データベース参照 SIMBAD データ
座標： 05 h 55 m 10.3053 s、+ 07°24′25.426″
スペクトル型M1-2の赤色超巨星に分類されるベテルギウスは、肉眼で見える最大の星の1つです。もしそれが私たちの太陽系の中心にあったとしたら、その表面は小惑星帯の向こう側にあり、水星、金星、地球、火星の軌道を飲み込むでしょう。それにもかかわらず、天の川には、Mu Cepheiのような超巨星や、独特の極超巨星であるVY Canis Majorisなど、いくつかの大きな星がベテルギウスの質量の計算は、太陽の10倍弱から20倍強の範囲です。以下のために様々な理由で、その距離が測定するのは非常に困難でした。現在の最良の推定値は、太陽から500〜600光年のオーダーです。これは、比較的近くにある星にとっては比較的広い不確実性です。その絶対等級は約-6です。ベテルギウスは1000万年も経っていないため、質量が大きいため急速に進化しており、おそらく10万年以内に超新星爆発で進化を終えると予想されています。その発祥の地から排出されたオリオンOB1協会の星含まれています-オリオンのベルトを -この暴走星は通って動く観察されている星間媒質の速度で30 km / s、幅4光年にわたってバウショックを発生させます。
1920年、ベテルギウスは、光球の視直徑が測定された最初の太陽系外惑星になりました。その後の研究では、0.042〜0.056秒角の範囲の角直径（つまり、見かけのサイズ）が報告されています。その決定範囲は、非球形度、周縁減光、脈動、およびさまざまな波長でのさまざまな外観に起因します。また、星自体からの質量損失によって引き起こされる、星の約250倍のサイズの複雑な非対称エンベロープに囲まれています。地球で観測されたベテルギウスの視直徑は、かじき座R星と太陽の視直徑だけを超えています。
2019年10月から、ベテルギウスは著しく暗くなり始め、2020年2月中旬までに、その明るさはマグニチュード0.5から1.7に約3分の1に低下しました。2020年2月22日までに、ベテルギウスは減光を停止し、再び明るくなり始めました。赤外線観測では、過去50年間に明るさの有意な変化は見られず、調光は星の光度の根本的な変化ではなく、絶滅の変化によるものであることを示唆しています。さらなる研究は、「大粒の星周塵」を閉塞することが、星の減光の最も可能性の高い説明であるかもしれないことを示唆しました。

コンテンツ
1 命名法
2 観測履歴
2.1 発生期の発見 2.2 イメージングの飛躍的進歩 2.3 2000年代の研究 2.4 2019–20フェード
3 観察
3.1 星系 3.2 距離測定 3.3 変動性 3.43.4 直径
4 体格的特徴
4.1 質量 4.2 モーション 4.3 星周円盤のダイナミクス
4.3.1 非対称シェル
4.3.2 超音速バウショック
5 ライフフェーズ
5.1 メインシーケンス 5.2 コア水素枯渇後
6 民族学的属性
6.1 綴りと発音 6.2 語源 6.3 他の名前 6.4 神話 6.5 大衆文化の中で
7 角直径推定値の表
8 も参照してください
9 脚注
10 参考文献
11 外部リンク

命名法
αオリオン座（アルファオリオン座にラテン語化）は、1603年にヨハンバイエルによって与えられた星の呼称です。
伝統的な名前のベテルギウスは、アラビア語の يدالجوزاءYadal – Jauzā ‘「al- Jauzā ‘ の手」に由来しています。英語では、最初のeが短いか長いか、sが「s」または「z」と発音されるかどうかに応じて、この名前の4つの一般的な発音が
/ B ɛ T əl dʒ U Z /
/ B I T əl dʒ U Z /
/ B ɛ T əl dʒ U S /
/ B I T əl dʒ U S /
最後の発音は「カブトムシジュース」のように聞こえることで人気が
2016年、国際天文学連合は、星の固有名に関するワーキンググループ（WGSN）を組織し、星の固有名詞をカタログ化して標準化しました。2016年7月のWGSNの最初の速報には、この星のベテルギウスを含む、WGSNによって承認された名前の最初の2つのバッチの表が含まれていました。現在、IAUの星の名前のカタログにそのように入力されています。

観測履歴
ベテルギウスとその赤い色は古代から注目されてきました。古典的な天文学者プトレマイオスはὑπόκιρροςとしてその色を記載（hypókirrhos =多かれ少なかれ橙黄褐色）、後の翻訳者によって記載された用語ウルグ・ベクのZij-I Sultaniとしてrubedo、ラテン語の『ruddiness』ため。 19世紀、現代の恒星分類システムの前に、アンジェロセッキは、クラスIII（オレンジから赤）の星のプロトタイプの1つとしてベテルギウスを含めました。対照的に、プトレマイオス朝の3世紀前、中国の天文学者はベテルギウスが黄色であると観察しました。正確であれば、そのような観測は、星が西暦の初め頃に黄色超巨星の段階にあったことを示唆している可能性があります。これらの星の複雑な星周環境に関する現在の研究を考えると可能性が

発生期の発見
南オーストラリアのアボリジニのグループは、少なくとも1、000年間、ベテルギウスの明るさが変化するという口頭の話を共有してきました。

1846年の
ジョン・ハーシェル卿
ベテルギウスの明るさの変化は、1836年にジョンハーシェル卿が天文学の概要に彼の観察結果を発表したときに説明されました。1836年から1840年にかけて、ベテルギウスが1837年10月と1839年11月にリゲルを上回ったとき、彼はマグニチュードの大幅な変化に気づきました。 10年間の休止期間が続きました。その後、1849年に、ハーシェルは、1852年にピークに達した、変動の別の短いサイクルに注目しました。その後の観測者は、年の間隔で異常に高い最大値を記録しましたが、1957年から1967年までの変動はわずかでした。米国変光星観測者協会（AAVSO）の記録）最大表示輝度1933年から1942年に0.2、および1927と1941年に観察された1.2の最小値を、明るさのこの変動は、理由を説明できるヨハン・バイエルを彼の出版物で、ウラノメトリア指定され、1603年に星のアルファは、おそらく通常は明るいリゲル（ベータ）に匹敵するものです。北極の緯度から、ベテルギウスの赤い色とリゲルよりも高い空の位置は、イヌイットがそれをより明るいと見なしたことを意味し、1つのローカル名はUlluriajjuaq「大きな星」でした。
1920年に、アルバートソン及びフランシス・ピーズは、 6メートルの搭載干渉計2.5メートルの前面の望遠鏡でウィルソン山天文台。助けジョン・アンダーソン0.047でベテルギウスの角度直径を測定し、トリオ””の直径を生じた図形を3.84 × 10 8 キロ（2.58 AU）の視差値に基づく0.018 “”。しかしながら、周縁減光と測定誤差は、これらの測定の精度についての不確実性をもたらしました。
1950年代と1960年代には、恒星の影響を与える2人の動向を見対流：赤色超巨星で理論をStratoscopeのプロジェクトとの1958年出版の構造と星の進化、の主に仕事マーティン・シュヴァルツシルトとの彼の同僚プリンストン大学、リチャード害を。この本は、コンピューター技術を適用して恒星モデルを作成する方法に関するアイデアを広めました。一方、ストラトスコーププロジェクトは、地球の乱気流の上で気球搭載望遠鏡を撮影することにより、これまでに見られた太陽の粒子と黒点の最高の画像のいくつかを生成しました。、したがって、太陽大気中の対流の存在を確認します。

イメージングの飛躍的進歩

9分の1998 UV HSTの対応非対称脈動を示すベテルギウスの画像
スペクトル線プロファイルを
1970年代に、天文学者は、アントニー・ラベイリーのスペックル干渉法の発明から始まって、天体画像技術にいくつかの大きな進歩を見ました。これは、天体シーイングによって引き起こされるぼやけ効果を大幅に低減するプロセスです。地上望遠鏡の光学分解能が向上し、ベテルギウスの光球をより正確に測定できるようになりました。の改良により、赤外線telescopyの上にマウントウィルソン、マウントロック、およびマウナケアハワイで、天体物理学者は、超巨星を取り巻く複雑な星周シェルにピアリング始まったそれらが疑わせます対流に起因する巨大な気泡の存在。しかし、ベテルギウスが開口マスキング干渉法の定期的なターゲットになったのは、1980年代後半から1990年代初頭になってからであり、可視光と赤外線のイメージングでブレークスルーが発生しました。ジョンE.ボールドウィンとキャベンディッシュ天体物理学グループの同僚によって開拓された新しい技術は、望遠鏡の瞳面にいくつかの穴がある小さなマスクを採用し、開口部をアドホック干渉アレイに変換しました。この技術は、星の光球上の明るいスポットを明らかにしながら、ベテルギウスの最も正確な測定のいくつかに貢献しました。これらは、最初に地上の干渉計から、後にCOAST望遠鏡の高解像度観測から撮影された、太陽以外の恒星円盤の最初の光学および赤外線画像でした。これらの機器で観測された「明るいパッチ」または「ホットスポット」は、星の表面を支配する巨大な対流セルの数十年前にシュワルツシルトによって提唱された理論を裏付けるように見えました。
1995年、ハッブル宇宙望遠鏡の微光天体カメラは、地上の干渉計によって得られる解像度よりも優れた解像度で紫外線画像をキャプチャしました。これは、のディスクの最初の従来の望遠鏡画像（またはNASAの用語では「直接画像」）です。別の星。紫外線は地球の大気に吸収されるため、これらの波長での観測は宇宙望遠鏡で行うのが最適です。以前の写真と同様に、この画像には南西象限の領域を示す明るいパッチが含まれていました2，000 Kの恒星の表面よりも熱いです。ゴダード高分解能分光器で撮影されたその後の紫外線スペクトルは、ホットスポットがベテルギウスの回転極の1つであることを示唆しました。これにより、自転軸は地球の方向に対して約20度の傾きを持ち、天体の北からの位置角は約55度になります。

2000年代の研究
2000年12月に発表された研究では、星の直径が中赤外線波長で赤外線空間干渉計（ISI）を使用して測定され、周縁減光の推定値が得られました。55.2 ± 0.5 MAS – 80年前にマイケルソンの調査結果と完全に一致フィギュア。その出版の時点で、ヒッパルコスミッションから推定された視差は7.63 ± 1.64mas、ベテルギウスの推定半径3.6AU。しかし、2009年に発表された赤外線干渉法の研究では、星の大きさが大幅に減少することなく、1993年以降15％の割合で縮小したことが発表されました。その後の観測は、見かけの収縮が星の拡張された大気中の殻の活動に起因するかもしれないことを示唆している。
星の直径に加えて、ベテルギウスの拡張された大気の複雑なダイナミクスについて疑問が生じています。銀河を構成する質量は、星が形成され破壊されるときにリサイクルされ、赤色超巨星が主要な要因ですが、質量が失われるプロセスは謎のままです。干渉法の進歩により、天文学者はこの難問の解決に近づいている可能性が2009年7月、ヨーロッパ南天天文台によって公開された、地上の超大型望遠鏡干渉計（VLTI）によって撮影された画像は、ガスの巨大なプルームが広がっていることを示しました。星から周囲の大気への30AU。この大量放出は、太陽と海王星の間の距離に等しく、ベテルギウスの周囲の大気で発生する複数のイベントの1つです。天文学者は、ベテルギウスを取り巻く少なくとも6つの殻を特定しました。星の進化の後期段階での質量損失の謎を解くことは、これらの恒星の巨人の爆発的な死を引き起こす要因を明らかにするかもしれません。

2019–20フェード

AAVSO Vバンドの大きさは2018年9月と2021年2月の間ベテルギウスの、

2019年1月と2019年12月に撮影されたベテルギウスのSPHERE画像の比較
、明るさと形の変化を示しています
脈動する半規則型変光星であるベテルギウスは、そのサイズと温度の変化により、明るさの増減が複数回繰り返されます。ベテルギウスの調光に最初に気付いた天文学者、ヴィラノーバ大学の天文学者リチャード・ワサトニックとエドワード・ギナン、そしてアマチュアのトーマス・カルダーウッドは、通常の5。9年の光サイクルの最小値と通常より深い425日の期間の一致を理論化しています推進要因です。 2019年後半までに仮定された他の考えられる原因は、ガスや塵の噴火、または星の表面輝度の変動でした。
2020年8月までに、主にハッブル宇宙望遠鏡による紫外線観測を使用したベテルギウスの長期的かつ広範な研究は、予期しない調光がおそらく宇宙に放出された膨大な量の超高温物質によって引き起こされたことを示唆しています。物質は冷却され、ベテルギウスの表面の約4分の1から来る星の光を遮る塵の雲を形成しました。ハッブルは、9月、10月、11月に星の大気中を移動する高密度の加熱された物質の兆候を捉えた後、複数の望遠鏡が12月と2020年の最初の数か月でより顕著な減光を観測しました。
2020年1月までに、ベテルギウスはマグニチュード0.5から1.5まで約2.5倍に暗くなり、2月のアストロノマーズテレグラムでは記録的な最小値+1.614でまだ暗いと報告されており、この星は現在「最も明るくて涼しい」と述べています。彼らの研究の25年間で、半径の減少も計算しています。天文学雑誌はそれを「奇妙な調光」と説明し、これが差し迫った超新星を示しているかもしれないと一般的な推測が推測した。これにより、ベテルギウスは空で最も明るい星のトップ10の1つから、トップ20の外側に落下し、近くのアルデバランよりも著しく暗くなった。主流のメディアの報道は、ベテルギウスが超新星として爆発しようとしているのではないかという憶測を論じたが、天文学者は超新星は今後約10万年以内に発生すると予想されていると述べている。差し迫っている可能性は低いです。
2020年2月17日までに、ベテルギウスの明るさは約10日間一定であり、星は再び明るくなる兆候を示しました。 2020年2月22日、ベテルギウスは調光を完全に停止した可能性があり、現在の調光エピソードは終了しました。 2020年2月24日、過去50年間の赤外線の有意な変化は検出されませんでした。これは最近の視覚的な退色とは無関係のようであり、差し迫ったコアの崩壊は起こりそうにないことを示唆しました。また、2020年2月24日に、さらなる研究は、「大粒の星周塵」を閉塞することが、星の減光の最も可能性の高い説明であるかもしれないことを示唆しました。研究用途のその観測にsubmillimetreダスト吸収から大きく貢献外波長ルール。代わりに、大きな星黒点が減光の原因であるように見えます。 2020年3月31日にアストロノマーズテレグラムで報告された追跡調査では、ベテルギウスの明るさが急速に上昇していることがわかりました。
ベテルギウスは太陽に近すぎるため、5月から8月の間に地上からはほとんど観測できません。2020年に太陽と結合する前に、ベテルギウスは+0.4の明るさに達していました。2020年6月と7月に行われたSTEREO-A宇宙船での観測は、4月の最後の地上観測以来、星が0.5減光したことを示しました。2020年8月から9月に最大値が予想され、次の最小値は2021年4月頃に発生するため、これは驚くべきことです。ただし、ベテルギウスの明るさは不規則に変化することが知られており、予測が困難です。フェージングは、別の調光イベントが予想よりもはるかに早く発生する可能性があることを示している可能性が 2020年8月30日、天文学者は、ベテルギウスから放出された2番目の塵雲の検出を報告し、星の光度の最近の大幅な減光（8月3日の2次最小値）に関連しました。 2021年6月に、塵はその光球の冷たいパッチによって引き起こされた可能性があると説明され、8月に2番目の独立したグループがこれらの結果を確認した。塵は、星から放出されたガスの冷却に起因すると考えられています。

観察

ベテルギウス（左上）とオリオン座分子雲複合体（ロジェリオベルナルアンドレオ）
の密な星雲を示す画像
独特のオレンジレッドの色とオリオン座内の位置の結果として、ベテルギウスは夜空で肉眼で簡単に見つけることができます。冬の大三角のアステリズムを構成する3つの星の1つであり、冬の大六角形の中心を示しています。毎年1月上旬、日没直後に東に昇る様子が見られます。9月中旬から3月中旬（12月中旬が最適）の間に、南極大陸の南緯82度を除いて、地球のほぼすべての居住地域に表示されます。5月（中程度の北緯）または6月（南緯）には、日没後の西の地平線に赤色超巨星が短時間見られ、数か月後に日の出前の東の地平線に再び現れます。中期（6月〜7月）は、南緯70度から80度の南極地域の正午頃（極夜、太陽が地平線の下）。
ベテルギウスは、見かけの等級が0.0から+1.6の範囲にある変光星です。リゲルを超えて6番目に明るい星になる時期があり、カペラよりもさらに明るくなることも最悪の場合、ベテルギウスはデネブとベータクルシスに遅れをとることがあり、どちらもわずかに変動し、20番目に明るい星になります。
ベテルギウスのB–Vカラーインデックスは1.85です。これは、その顕著な「赤み」を示す数値です。光球は大気が広がっており、吸収ではなく強い輝線を示します。これは、星が（イオン化ではなく）厚いガス状のエンベロープに囲まれている場合に発生する現象です。この拡張されたガス状大気は、光球の変動に応じて、ベテルギウスに近づいたり離れたりするのが観察されています。ベテルギウスは、空で最も明るい近赤外線源であり、Jバンドの大きさは-2.99です。星の放射エネルギーの約13％だけが可視光として放出されます。人間の目がすべての波長の放射線に敏感である場合、ベテルギウスは夜空で最も明るい星として表示されます。
さまざまなカタログに、ベテルギウスの最大9つのかすかな視覚的コンパニオンがリストされています。それらは約1から4分角の距離にあり、すべてが10等より暗いです。
2019年12月、天文学者は、星の明るさが大幅に低下したため、進化の最終段階にある可能性があると報告しました。 2020年2月22日に報告された研究によると、ベテルギウスは調光を停止し、現在再び明るくなり始めている可能性がありますが、現在の調光エピソードは終了しています。 2020年2月24日に報告された星のさらなる研究では、過去50年間に赤外線に有意な変化は見られず、最近の視覚的退色とは無関係のようであり、差し迫ったコア崩壊は起こりそうにないことを示唆している。また、2020年2月24日、さらなる研究は、「大粒の星周塵」を遮ることが星の減光の最も可能性の高い説明であるかもしれないことを示唆している。 2020年2月26日、天文学者は、スペクトル研究で、星の塵の前駆体の1つである酸化チタン（II）（TiO）を大量に報告し、星が冷えている可能性があることを示唆しました。

星系
ベテルギウスは一般に、単一の孤立した星と逃走星であると考えられており、その発祥の地は不明ですが、現在、クラスターや星形成領域に関連付けられ
赤色超巨星には、2つの分光学的コンパニオンが提案されています。1968年から1983年までの偏光データの分析は、約2。1年の周期軌道を持つ密接なコンパニオンを示し、スペックル干渉法を使用することにより、チームは2つのコンパニオンの近い方が位置角273°の主星から0.06 “” ± 0.01″”（≈9AU）、星の彩層内に配置される可能性のある軌道。より遠い仲間は0.51インチ± 0.01インチ（約77 AU）、位置角278°。さらなる研究では、これらの仲間の証拠は発見されていないか、積極的にその存在に反論しているが、全体的な流動に寄与する親しい仲間の可能性が完全に排除されたことはない。 1980年代と1990年代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では、コンパニオンは検出され

距離測定

ベテルギウスの2008年の距離推定値を導出するために使用される NRAOの超大型アレイ
視差は、オブジェクトの観測者の位置の変化によって引き起こされる、アークの秒数で測定されるオブジェクトの位置の見かけの変化です。地球が太陽を周回するとき、すべての星は1秒角の分数だけシフトするように見えます。これは、地球の軌道によって提供されるベースラインと組み合わされて、その星までの距離を示します。1838年にフリードリヒベッセルによって最初に視差測定が成功して以来、天文学者はベテルギウスの見かけの距離に戸惑っています。星の距離を知ることで、光度などの他の恒星パラメータの精度が向上します。光度は、角直径と組み合わせると、物理的な半径と有効温度を計算するために使用できます。光度と同位体の存在量を使用して、恒星の年齢と質量を推定することもできます。
1920年に、星の直径について最初の干渉法の研究が行われたとき、想定された視差は次のとおりでした。 0.0180 “”。これは、56 個またはおおよそ180 ly、星の不正確な半径だけでなく、他のすべての星の特性を生成します。それ以来、ベテルギウスの距離を測定するための作業が進行中であり、提案された距離は400個程度1，300ly。
ヒッパルコスカタログ（1997）が発行される前は、ベテルギウスの視差測定値が2つ矛盾していました。最初の、1991年に、視差を与えた9.8 ± 4.7 MAS、おおよその距離を得102個または330ly。第二だったヒッパルコス入力カタログの三角視差と（1993）5 ± 4mas、距離200個または650ly。この不確実性を考慮して、研究者は広範囲の距離推定を採用しており、星の属性の計算に大きなばらつきが生じていました。
ヒッパルコスミッションの結果は1997年に発表されました。ベテルギウスの測定された視差は 7.63 ± 1.64mas、これはおよその距離に相当します131個または427 lyであり、以前の測定よりも報告されたエラーが小さかった。しかしながら、ベテルギウスのような変光星のヒッパルコス視差測定のその後の評価は、これらの測定の不確実性が過小評価されていたことを発見しました。 2007年には、6.55 ± 0.83が計算されたため、はるかに厳密なエラーファクターにより、およその距離が得られます。152 ± 20個または500 ± 65ly。
2008年に、使用して非常に大きな配列（VLA）を製造無線の溶液を5.07 ± 1.10 MASの距離に等しいです、197 ± 45個または643 ± 146ly。研究者のハーパーは、次のように指摘している。「改訂されたヒッパルコス視差は、より大きな距離につながる（オリジナルより152 ± 20pc）; ただし、位置天文ソリューションでは、2.4masの大きな宇宙ノイズが必要です。これらの結果を考えると、ヒッパルコスのデータがまだ原因不明の系統的な誤差が含まれていることは明らかである。」ラジオ・データも系統誤差がありますが、ハーパー・ソリューションは、このようなエラーを軽減するのを期待してデータセットを組み合わせたものです。さらにから更新された結果ALMAとe-Merlinでの観測は、4.51 ± 0.8 MASとの距離222+34 −48 pcまたは 724111 -156ly。
2020年に、コリオリ衛星に搭載された宇宙ベースの太陽質量放出イメージャからの新しい観測データと3つの異なるモデリング手法により、5.95+0.58 −0.85 mas、太陽半径 764+116 −62 R ☉、との距離168.1+27.5 -14.4 pcまたは 548+90 −49ly、これは、正確であれば、ベテルギウスが以前に考えられていたよりもほぼ25％小さく、地球に25％近いことを意味します。
が、欧州宇宙機関の現在のガイアミッションは、ミッションの楽器のおよそV = 6飽和限界より明るい星のために良い結果をもたらすことが期待されていなかった実際の動作は、大きさが3程度にオブジェクト上で良好なパフォーマンスを示しています。より明るい星の強制観測は、すべての明るい星について最終結果が利用可能であるべきであることを意味し、ベテルギウスの視差は現在利用可能なものよりも桁違いに正確に公開されます。ガイアデータリリース2にはベテルギウスに関するデータはありません。

変動性

AAVSO Vバンド
光度曲線2002年8月から1988年12月からベテルギウスの（アルファOrionis）。

オリオン座、ベテルギウスは通常の
大きさ（左）で、2020年初頭の異常に深い最小値の間（右）
ベテルギウスは半規則型変光星に分類され、明るさの変化に周期性が見られることを示していますが、振幅は変化し、周期は長さが異なり、停止または不規則な期間がある可能性がサブグループSRcに配置されます。これらは脈動する赤色超巨星で、振幅は約1マグニチュードで、周期は数十日から数百日です。
ベテルギウスは通常、光度+0.5に近いわずかな明るさの変化しか示しませんが、極端な場合は、光度0.0まで明るくなることも、光度+1.6まで弱くなることもベテルギウスは変光星総合カタログに2、335日の可能性のある期間でリストされています。より詳細な分析では、メイン期間は400日近く、短い期間は185日、セカンダリ期間は約2 、100日であることが示されています。 2020年2月に、確実に記録された最低のVバンドの大きさ+1.614が報告された。
赤色超巨星の放射状の脈動はよくモデル化されており、数百日の期間は通常、基本的な最初の倍音の脈動によるものであることを示しています。ベテルギウスのスペクトルの線は、明るさの変化に非常に大まかに対応する視線速度の変化を示すドップラーシフトを示しています。これは、サイズの脈動の性質を示していますが、対応する温度とスペクトルの変動は明確には見られません。ベテルギウスの直径の変動も直接測定されています。 185日の最初の倍音脈動が観測されており、基本周期と倍音周期の比率は、星の内部構造とその年齢に関する貴重な情報を提供します。
長い二次周期の原因は不明ですが、放射状の脈動では説明できません。ベテルギウスの干渉観測は、巨大な対流セルによって作成されたと考えられているホットスポットを示しました。これは、星の直径のかなりの部分であり、それぞれが星の全光の5〜10％を放出します。長い二次周期を説明する一つの理論は、それらが星の回転と組み合わされたそのような細胞の進化によって引き起こされるということです。他の理論には、密接な連星相互作用、質量損失に影響を与える彩層磁気活動、またはgモードなどの非放射状脈動が含まれます。
離散的な支配的な期間に加えて、小振幅の確率的変動が見られます。これは、太陽への同じ影響と同様ですが、はるかに大規模な造粒によるものであると提案されています。

直径
参照：
最大の星のリスト
1920年12月13日、ベテルギウスは太陽系外で最初に光球の角サイズを測定した星になりました。干渉法はまだ揺籃期にあったが、実験は成功を証明した。研究者たちは、均一なディスクモデルを使用して、ベテルギウスの直径が0.047インチ、ただし、周縁減光のために恒星円盤は17％大きくなる可能性があり、その結果、視直徑は約0.055インチと推定されました。それ以来、他の研究で0.042インチの視直徑が生成されました。に0.069インチ。これらのデータを180からの過去の距離推定値と組み合わせる815 lyは、1.2からの任意の場所の恒星円盤の投影半径を生成します8.9AU。比較のために太陽系を使用すると、火星の軌道は約1.5 AU、セレスにある小惑星帯 2.7 AU、木星 5.5 AU —したがって、ベテルギウスが太陽の場所を占めていると仮定すると、その光球は木星の軌道を超えて広がり、サターンに完全には到達しない可能性が9.5AU。

ベテルギウスの光球（円）のサイズと星の大気に対する対流の影響を示す1998年のラジオ画像
正確な直径は、いくつかの理由で定義するのが困難でした。
ベテルギウスは脈動変光星であるため、その直径は時間とともに変化します。
周縁減光により発光の色が変化し、中心から離れるほど発光が減少するため、星には明確な「エッジ」がありません。
ベテルギウスは、星から放出された物質（光を吸収および放出する物質）で構成される星周エンベロープに囲まれているため、星の光球を定義することは困難です。
電磁スペクトル内のさまざまな波長で測定を行うことができ、報告された直径の差は30〜35％にもなる可能性がありますが、使用する波長によって星の見かけのサイズが異なるため、1つの結果を別の結果と比較することは困難です。研究によると、測定された角直径は紫外線波長でかなり大きく、近赤外線では可視光線で最小に減少し、中赤外線スペクトルでは再び増加します。
乱気流は角度分解能を低下させるため、大気のきらめきは地上望遠鏡から得られる分解能を制限します。
一般的に報告されている大きな冷たい星の半径はロッセランド半径であり、3分の2の特定の光学的厚さでの光球の半径として定義されます。これは、有効温度とボロメータの光度から計算された半径に対応します。ロッセランドの半径は、直接測定された半径とは異なり、周縁減光と観測波長が補正されています。たとえば、測定された55.6 masの角直径は、56.2 masのロッセランド平均直径に対応しますが、周囲の塵やガスの殻の存在をさらに補正すると、41.9mas。
これらの課題を克服するために、研究者はさまざまなソリューションを採用してきました。1868年にHippolyteFizeauによって最初に考案された天文干渉計は、現代の望遠鏡の大幅な改善を可能にし、1880年代にマイケルソン干渉計を作成し、ベテルギウスの最初の測定に成功した独創的な概念でした。人間の奥行き知覚が、1つではなく2つの目で物体を知覚すると増加するのと同じように、フィゾーは、星の空間強度分布に関する情報を提供する干渉を得るために、1つではなく2つの開口部から星を観察することを提案しました。科学は急速に進化し、現在では複数の開口部の干渉計を使用してスペックル画像をキャプチャしています。スペックル画像はフーリエ解析を使用して合成され、高解像度のポートレートを生成します。 1990年代にベテルギウスのホットスポットを特定したのは、この方法論でした。他の技術革新は、適応光学、空間観測ヒッパルコス、等ハッブルとスピッツァー、と天文マルチビーム再結合器（AMBER）研究を可能にする、同時に3つの望遠鏡のビームを組み合わせ、ミリ秒の空間分解能を達成するため。
電磁スペクトルのさまざまな領域（可視、近赤外線（NIR）、中赤外線（MIR）、または無線）での観測では、非常に異なる角度測定値が生成されます。1996年に、ベテルギウスは均一なディスクを持っていることが示されました56.6 ± 1.0mas。2000年に、カリフォルニア大学バークレー校のチームは直径を測定しました54.7 ± 0.3mas、中赤外線ではあまり目立たないホットスポットからの寄与の可能性を無視します。周縁減光の理論的許容値も含まれており、直径は55.2 ± 0.5mas。以前の見積もりは、おおよその半径に相当します5.6 AUまたは1200 R ☉ 2008ハーパー距離を仮定し、197.0 ± 45 PC、の木星軌道のおおよそのサイズ図5.5AU。
2004年に、近赤外線で働く天文学者のチームは、より正確な光球測定が 43.33 ± 0.04 MAS。この研究はまた、可視から中赤外線までのさまざまな波長が異なる直径を生成する理由についての説明を示しました。星は、厚くて暖かい拡張された大気を通して見られます。短波長（可視スペクトル）では、大気が光を散乱させるため、星の直径がわずかに大きくなります。近赤外波長（KおよびLバンド）では、散乱はごくわずかであるため、古典的な光球を直接見ることができます。中赤外線では、散乱が再び増加し、暖かい大気の熱放射によって見かけの直径が増加します。

ベテルギウス、メイサ、
ベラトリックスと周囲の
星雲の赤外線画像
2009年に発表されたIOTAとVLTIを使用した研究は、ベテルギウス周辺のダストシェルと分子シェル（MOLsphere）のアイデアを強力に支持し、42.57から42.57の範囲の直径をもたらしました。44.28 masで、許容誤差は比較的わずかです。 2011年、2009年の数値を裏付ける近赤外線の3番目の推定値で、今回は周縁減光のディスク直径が42.49 ± 0.06mas。の近赤外光球直径ヒッパルコスの距離で43.33mas152 ± 20個は約に相当します3.4 AUまたは730 R ☉。 2014年の論文は、42.28 mas（41.01 masユニフォームディスク）VLTIAMBER機器で行われたHおよびKバンド観測を使用。
2009年に、ベテルギウスの半径が1993年から2009年にかけて15％縮小したことが発表され、2008年の角度測定値は次のようになりました。 47.0mas。以前のほとんどの論文とは異なり、この研究では15年間にわたる特定の波長での測定を使用しました。ベテルギウスの見かけのサイズの減少は、1993年に見られた56.0 ± 0.1mas2008年に見られた47.0 ± 0.1mas-ほぼの収縮0.9 AUで15年。観測された収縮は、一般に、ベテルギウス周辺の拡張された大気のほんの一部の変動であると考えられており、他の波長での観測は、同様の期間にわたって直径の増加を示しています。
ベテルギウスの最新モデルは、約の光球角直径を採用しています 43マス、50までの複数のシェル付き-60マス。の距離を仮定すると197 pc、これは星の直径が887 ± 203 R ☉。
かつて太陽の後の空の星の中で最大の角直径を持っていると考えられていたベテルギウスは、1997年に天文学者のグループがかじき座R星を直径で測定したときにその区別を失いました。57.0 ± 0.5 MAS、R Doradusが、約はるかに近い地球にあります200 lyは、ベテルギウスの約3分の1の線径を持っています。

体格的特徴

（2008年7月、古くなっています）。太陽系の惑星とベテルギウスを含むいくつかの星の相対的なサイズ：水星<火星<金星<地球地球<海王星<天王星<土星<木星木星<オオカミ359 <太陽<シリウスシリウス<ポルックス<アークトゥルス<アルデバランアルデバラン<リゲル<アンタレス<ベテルギウス Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris

Emily Levesqueによる
と、Betelgeuse、Mu Cephei、 KY Cygni、および
V354Cepheiのサイズ比較ベテルギウスは非常に大きく、明るいがクールな星で、M1-2Ia-ab赤色超巨星に分類されます。この指定の文字「M」は、それがMスペクトルクラスに属する赤い星であり、したがって比較的低い光球温度を持っていることを意味します。「Ia-ab」接尾辞の光度クラスは、それが中間光度の超巨星であり、通常の超巨星と発光超巨星の中間の特性を持つことを示します。1943年以来、ベテルギウスのスペクトルは、他の星が分類される安定したアンカーポイントの1つとして機能してきました。
星の表面温度の不確実性、直径、および距離が困難ベテルギウスの明るさの正確な測定を実現するために作るが、2012の引用符の周り126，000の明るさから研究 L ☉の距離を想定し、200 PC。の研究以来、3，250から3690の範囲の2001年報告有効な温度K。この範囲外の値は以前に報告されており、大気の脈動のために、変動の多くは実際のものであると考えられています。星も遅い回転子であり、記録された最新の速度は5.45キロ/ S -muchより遅いアンタレスの回転速度を有します20 km / s。自転周期は、ベテルギウスのサイズと地球に対する向きに依存しますが、その軸を回転させるために36年、周りの角度で傾いています地球に対して60°。
2004年、コンピューターシミュレーションを使用した天文学者は、ベテルギウスが回転していなくても、その拡張された大気中で大規模な磁気活動を示す可能性があると推測しました。プロパティ。 2010年にピクデュミディ天文台のベルナールリヨ望遠鏡で得られた一連の分光偏光観測は、ベテルギウスの表面に弱い磁場の存在を明らかにし、超巨大星の巨大な対流運動が開始を引き起こすことができることを示唆している小規模ダイナモ効果の。

質量
ベテルギウスには既知の軌道コンパニオンがないため、その質量をその直接法で計算することはできません。理論モデリングから現代の質量推定値が9.5から21の値を生成した M ☉、 5の値を有する M ☉ -30 M ☉古い研究から。ベテルギウスは15-20のスターとしての生活を始めたことを計算された M ☉ 90，000-150，000の太陽輝度に基づいて、。超巨星の質量を決定するための新規な方法は、11.6の現在の星の質量を主張、2011年に提案された M ☉ 16.6の上限とし、7.7のより低い M ☉、狭いHから星の強度プロファイルの観察に基づきます-バンド干渉法とおおよその光球測定の使用4.3AUまたは955 ± 217 R ☉。進化トラックが19.4から19.7の現在の質量与えるためにモデルフィッティング Mを☉ 20の初期質量から、 M ☉。

モーション

オリオンOB1アソシエーション
ベテルギウスの運動学は複雑です。20の最初の質量を持つクラスM超巨星の年齢 M ☉は約10万年です。現在の位置と動きから始めて、時間を遡る投影はベテルギウスを周りに配置します銀河面から遠く離れた290パーセク—そこには星形成領域がないため、信じられない場所です。さらに、ベテルギウスの投影経路は、25オリオン座またははるかに若いオリオン大星雲クラスター（ONC、オリOB1dとしても知られています）と交差していないようです。特に、ベリーロングベースラインアレイの位置天文学では、ベテルギウスからONCまでの距離が389の間であるためです。と414パーセク。その結果、ベテルギウスは常に現在の宇宙の動きをしているわけではなく、おそらく近くの恒星の爆発の結果として、いつか別の方向に進路を変えた可能性が 2013年1月のハーシェル宇宙天文台による観測は、星の風が周囲の星間物質に衝突していることを明らかにしました。
ベテルギウスの最も可能性の高い星形成シナリオは、それがオリオンOB1アソシエーションからの逃走星であるというものです。もともとはOriOB1a内の高質量多重システムのメンバーでしたが、ベテルギウスはおそらく約1，000万〜1，200万年前に形成されましたが、その高質量のために急速に進化しました。 2015年、H。BouyとJ. Alvesは、代わりにBetelgeuseが新しく発見されたTaurionOB協会のメンバーである可能性があることを示唆しました。

星周円盤のダイナミクス

ESOの超大型望遠鏡からの画像は
、恒星の円盤と、これまで知られていなかった周囲のガスのプルームを伴う拡張された
大気を示しています。
後期では星の進化、ベテルギウスのような大質量星は、高い金利発揮質量損失を、おそらく1限り、 M ☉ごと10、000年、絶えず流動している複雑な星周環境をもたらします。2009年の論文では、「初期の宇宙時代から現在の時代までの宇宙の進化、および惑星の形成と生命自体の形成を理解するための鍵」として、恒星の質量損失が引用されました。しかしながら、物理的なメカニズムはよく理解されマーティン・シュヴァルツシルトが最初に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高いと主張した。最近の研究はこの仮説を裏付けているが、それらの対流の構造、それらの質量損失のメカニズム、それらの拡張された大気中での塵の形成方法、およびタイプIIとしての劇的なフィナーレを促進する条件についてはまだ不確実である超新星。 2001年に、グラハムハーパーは0.03で恒星風を推定 M ☉毎10、000年ですが、2009年以降の研究では、一時的な質量減少の証拠が提供されており、ベテルギウスの合計値は不確実です。現在の観測によると、ベテルギウスのような星は、その寿命の一部を赤色超巨星として過ごしますが、HRダイアグラムを横切って、もう一度短い黄色超巨星相を通過し、青色超巨星またはウルフとして爆発する可能性が-レイエットスター。

ESOからのアーティストのレンダリングでは、
ベテルギウスの表面で巨大な泡が沸騰し、放射状のガスが6つの光球半径またはほぼ海王星の軌道に放出されています。
天文学者はこの謎を解くのに近いかもしれません。彼らは、その恒星の半径の少なくとも6倍に広がる大きなガスの噴煙に気づきました。これは、ベテルギウスがすべての方向に均一に物質を放出していないことを示しています。プルームの存在は、しばしば赤外線で観察される星の光球の球対称性が、その近接した環境では保存されていないことを意味します。恒星円盤上の非対称性は、さまざまな波長で報告されていました。ただし、VLT上のNACO補償光学の洗練された機能により、これらの非対称性に焦点が当てられています。このような非対称の質量損失を引き起こす可能性のある2つのメカニズムは、おそらく回転による大規模な対流セルまたは極質量損失でした。 ESOの琥珀でより深く調査すると、超巨星の拡張大気中のガスが激しく上下に移動し、超巨星自体と同じ大きさの気泡を生成することが観察され、彼のチームは、そのような恒星の激変がによって観測された大規模なプルーム放出の背後にあると結論付けました。ケルベラ。

非対称シェル
光球に加えて、ベテルギウスの大気の他の6つの要素が現在特定されています。それらは、MOLsphere、ガスエンベロープ、彩層、ダスト環境、および一酸化炭素（CO）で構成される2つの外殻（S1およびS2）としても知られる分子環境です。これらの要素のいくつかは非対称であることが知られていますが、他の要素は重複しています。

チリのパラナルにあるESOの超大型望遠鏡（VLT）
の外観
約0.45の恒星半径（〜2–3 AU）光球の上に、MOLsphereまたは分子環境として知られる分子層が存在する場合が研究によると、それ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 ± 500K。水蒸気は、1960年代に2つのストラトスコーププロジェクトで超巨星のスペクトルで最初に検出されましたが、何十年もの間無視されていました。MOLsphereも含有することができるのSiOとのAl 2 O 3ダスト粒子の形成を説明できる-moleculesを。

ESOのVLTにある4つの8.2メートルユニット望遠鏡のうちの1つの内部ビュー
もう1つのより低温の領域である非対称ガスエンベロープは、いくつかの半径（〜10–光球から40AU）。それは、炭素に比べて酸素、特に窒素に富んでいます。これらの組成異常は、ベテルギウスの内部からのCNO処理された材料による汚染によって引き起こされる可能性が
電波望遠鏡の画像は、ベテルギウスは非常に複雑な雰囲気を持っていることを確認1998、取り込まの温度で3，450 ± 850 K、星の表面に記録されたものと似ているが、同じ領域内のガスを周囲よりもはるかに低いです。 VLA画像は、この低温ガスが外側に伸びるにつれて徐々に冷却されることも示しています。予想外でしたが、それはベテルギウスの雰囲気の中で最も豊富な構成要素であることが判明しました。「これにより、赤色超巨星の星の雰囲気に関する基本的な理解が変わります」と、チームのリーダーであるジェレミー・リムは説明しました。「星の表面近くで高温に加熱されたガスによって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星の表面からその大気にガスを推進しているように見えます。」これは、おそらく炭素と窒素を含み、星の南西方向に少なくとも6つの光球半径を拡張する明るいプルームのKervellaの2009年の発見が存在すると考えられているのと同じ領域です。
彩は、直接紫外線の波長にハッブル宇宙望遠鏡ボード上のかすかなオブジェクトのカメラで画像化しました。画像はまた、ディスクの南西象限の明るい領域を明らかにしました。 1996年の彩層の平均半径は光ディスクの約2.2倍でした（〜10 AU）、温度が以下であると報告されました5，500K。しかし、2004年にハッブルの高精度分光計であるSTISを使った観測では、星から少なくとも1秒角離れたところに暖かい彩層プラズマが存在することが指摘されました。の距離で197 pc、彩層のサイズは最大である可能性があります200AU。観測は、暖かい彩層プラズマが空間的に重なり合い、ベテルギウスのガスエンベロープ内の冷たいガスや星周塵の殻内の塵と共存することを決定的に示しています。

ESOの VLTからの赤外線画像は、
ベテルギウスの周りのガスと塵の複雑な殻を示しています
。中央の小さな赤い円は光球のサイズです。
ベテルギウスを取り巻くダストシェルの最初の主張は、成熟した星の周りのダストシェルがしばしば光球の寄与を超える大量の放射線を放出することが指摘された1977年に提起されました。ヘテロダイン干渉法を使用して、赤色超巨星は、12の恒星半径を超える位置、または想定される恒星半径に応じて50〜60 AUのカイパーベルトの距離から、その過剰な放射のほとんどを放出すると結論付けられました。それ以来、さまざまな波長でこのダストエンベロープについて行われた研究が行われ、明らかに異なる結果が得られました。1990年代の研究では、ダストシェルの内径は0.5から1.0 秒角、または100〜200AU。これらの研究は、ベテルギウスを取り巻く塵の環境が静的ではないことを指摘しています。1994年に、ベテルギウスは散発的に数十年に渡る粉塵の生成を経験し、その後活動がないことが報告されました。1997年には、1年間でダストシェルの形態に大きな変化が見られ、光球のホットスポットの存在によって強く影響を受ける恒星の放射場によってシェルが非対称に照らされていることが示唆されました。巨大な非対称ダストシェルの1984年の報告1個（206，265 AU）は最近の研究では裏付けられていませんが、同じ年に発表された別の出版物は、崩壊する星の片側から4光年伸びる3つの塵の殻が見つかったと述べており、ベテルギウスが移動するにつれてその外層を脱落させることを示唆しています。
2つの外側のCOシェルの正確なサイズはわかりにくいままですが、予備的な見積もりでは、一方のシェルが約1.5〜4.0秒角に拡張し、もう一方のシェルが7.0秒角まで拡張することが示唆されています。木星の軌道を仮定すると5.5 AUスター半径としては、インナーシェルは〜300（約50〜150恒星の半径を延長します800 AU）、外側の半径は250恒星の半径（〜1，400 AU）。太陽のヘリオポーズは約100AUと推定されているため、この外殻のサイズは太陽系のサイズのほぼ14倍になります。

超音速バウショック
ベテルギウスは、星間物質を超音速で移動しています。 30 km / s（つまり、〜6.3 AU / a）バウショックの発生。衝撃は星によって引き起こされるのではなく、星間物質に大量のガスを次の速度で放出する強力な恒星風によって引き起こされます。17 km / sで、星の周囲の物質を加熱し、それによって赤外線で見えるようにします。ベテルギウスは非常に明るいため、バウショックが最初に画像化されたのは1997年のことでした。彗星構造は、643光年の距離を仮定し、少なくとも一つパーセク幅広であると推定されます。
2012年に行われたバウショックの流体力学的シミュレーションは、それが非常に若く、3万年未満であることを示しており、2つの可能性を示唆しています。変化した恒星風。 2012年の論文は、この現象は、ベテルギウスが青色超巨星（BSG）から赤色超巨星（RSG）に移行することによって引き起こされたと提案しました。ベテルギウスのような星の進化後期段階では、そのような星は「ヘルツシュプルング・ラッセル図で赤から青へ、またはその逆に急速に遷移し、恒星風とバウショックが急速に変化する可能性がある」という証拠がさらに、将来の研究でこの仮説が裏付けられた場合、ベテルギウスは赤色超巨星の散乱として200，000AU近くを移動したことが証明される可能性が3 M ☉その軌跡に沿って。

ライフフェーズ
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す。そのコアは最終的に崩壊し、超新星爆発を引き起こし、コンパクトな残骸を残します。詳細は、その主系列星の正確な初期質量と他の物理的特性に依存します。

メインシーケンス

主系列星から離れたベテルギウスのような超巨星を特定する
ヘルツシュプルング・ラッセル図
ベテルギウスの初期質量は、現在観測されている特性と一致するようにさまざまな恒星進化モデルをテストすることによってのみ推定できます。モデルと現在の特性の両方の未知数がベテルギウスの初期の外観にはかなりの不確実性があるが、その質量は、通常は10〜25の範囲であったと推定されていることを意味 M ☉現代のモデルは15〜20の値を見つけることで、 Mを☉。その化学的構成は、約70％の水素、28％のヘリウム、および2.4％の重元素であり、太陽よりもわずかに金属が豊富ですが、それ以外は同様であると合理的に推測できます。初期回転速度はより不確実ですが、初期回転速度が遅いから中程度のモデルは、ベテルギウスの現在の特性に最もよく一致します。ベテルギウスの主系列星は、O9Vなどのスペクトル型を持つ高温の発光星でした。
15 M ☉スターは最長を取ってより急速に回転する星で、赤色超巨星の段階に到達するために万人の11.5〜15年はかかるだろう。 20急速に回転 M ☉ 20ながら星は、赤色超巨星段階に到達9.3万年取る M ☉遅い回転に星が唯一810万年かかります。これらは、その以降の時間として、ベテルギウスの現在の年齢の最良の推定値であるゼロ年齢主系列段階を20として8.0から8500000年と推定されている M ☉回転なしでスター。

コア水素枯渇後

ベテルギウスが超新星として爆発したときに地球から現れるかもしれないオリオン座のセレスティア描写
。これは1006年に爆発した超新星よりも明るい可能性が
赤色超巨星として費やされたベテルギウスの時間は、質量損失率を観測された星周物質と比較することによって、また表面の重い元素の存在量と比較することによって推定することができます。推定値は20、000年から最大140、000年の範囲です。ベテルギウスは短期間に大量の質量損失を経験しているように見え、宇宙を急速に移動する逃走星であるため、現在の質量損失を総損失質量と比較することは困難です。ベテルギウスショー窒素の向上、炭素の比較的低いレベル、および高い割合の表面13のCに対する12 C、経験している星の全てを示す最初の浚渫アップ。ただし、最初のドレッジアップは、星が赤色超巨星相に達した直後に発生するため、これは、ベテルギウスが少なくとも数千年の間赤色超巨星であったことを意味します。最良の予測は、ベテルギウスがすでに赤色超巨星として約40、000年を過ごしており、おそらく100万年前に主系列星を離れたということです。
現在の質量は、初期質量とこれまでに失われたと予想される質量からの進化モデルから推定できます。ベテルギウスのために、総質量の紛失はもはや約1未満であると予測されていない M ☉、19.4から19.7の現在の質量与え Mを☉、かなりより高いようpulsational特性または周辺減光モデルのような他の手段によって推定されました。
約10以上の大規模なすべての星 Mは☉そのコアの崩壊は、一般的に超新星爆発を製造する際に自分たちの生活を終了すると予想されています。約15までの M ☉は、タイプII-P超新星は常に赤色超巨星段階から製造されます。より質量の大きい星は、特に回転する星や質量損失率が特に高いモデルの場合、コアが崩壊する前に高温に向かって進化するのに十分な速さで質量を失う可能性がこれらの星は、黄色または青色超巨星からタイプII-LまたはタイプIIbの超新星を生成するか、ウォルフ・ライエ星からタイプIb / cの超新星を生成することができます。 20回転のモデル M ☉星と同様特有タイプII超新星予測SN 1987Aから青色超巨星の前駆細胞を。一方、非回転20 M ☉モデルは、赤色超巨星前駆からタイプII-Pの超新星を予測します。
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時間の見積もりに依存します。コア崩壊の赤色超巨星フェーズの開始からの総寿命は、回転25年間約300，000で変化 M ☉回転2055万年、スター M ☉非回転15のために万年まで星、および M ☉星。ベテルギウスは赤色超巨星となりましたので、推定時間を考えると、非回転20 100，000歳未満の「最良の推測」からの残りの寿命の範囲の推定値 M ☉はるかに長いモデルや低質量星を回転させるためにモデル。オリオンOB1アソシエーションにおけるベテルギウスの出生地の疑いは、以前のいくつかの超新星の場所です。暴走星は超新星によって引き起こされると考えられている、とOBの星という強力な証拠があるμColumbae、AE Aurigaeと53 Arietisすべてが2.2、2.7と490万年前の博多織OB1に、このような爆発由来は。
典型的なタイプII-P超新星は放出します 2 × 10 46 Jのニュートリノの運動エネルギーと爆発を発生2 × 10 44 J。地球から見ると、IIP型超新星としてのベテルギウスは、-8から-12の範囲のどこかに見かけの等級のピークがこれは日光の下で簡単に見ることができ、満月のかなりの部分までの明るさの可能性がありますが、それを超えることはないでしょう。このタイプの超新星は、急速に暗くなる前に2〜3か月間ほぼ一定の明るさを保ちます。可視光は主にコバルトの放射性崩壊によって生成され、超新星から放出される冷却水素の透明度が増すため、その明るさを維持します。
明らかにその外気の星の15％収縮の2009年の出版によって引き起こされた誤解のために、ベテルギウスはしばしば怖い話や噂の対象であり、1年以内に爆発し、誇張されることを示唆しているそのような出来事の結果についての主張。これらのうわさのタイミングと蔓延は、天文学のより広範な誤解、特にマヤ暦に関連する終末の予測に関連している。ベテルギウスはガンマ線バーストを生成する可能性が低く、そのX線、紫外線、または放出された物質が地球に重大な影響を与えるのに十分な距離ではありません。 2019年12月のベテルギウスの調光に続いて、の報告が科学および主流メディアに登場し、超新星という科学的研究に直面しても、星が超新星になりそうだという憶測が再び含まれていました。おそらく10万年は期待されいくつかの店は次のように、珍しいと興味深い現象として1.3とかすかとして大きさを報告した天文学、雑誌ナショナルジオグラフィック、とスミソニアン。のようないくつかの主流メディア、ザ・ワシントンポスト、 ABCニュースオーストラリアでは、とポピュラーサイエンス、は、他のコンセントが現実的な可能性として超新星を演じながら超新星は、可能ですが、そうであったことを報告しました。たとえば、CNNは「巨大な赤色巨星が奇妙な行動をしており、科学者はそれが爆発しそうだと考えている」という見出しを選んだ一方で、ニューヨークポストはベテルギウスを「爆発的な超新星による」と宣言した。 Phil Plaitは、彼が「悪い天文学」と呼んでいるものを修正するために再び書いた。ベテルギウスの最近の行動は「珍しいことではないが…前例のないことではない。長い時間。”” ニューヨークタイムズのデニス・オヴェルビエは、「ベテルギウスは吹き飛ばそうとしているのだろうか？おそらくそうではないが、天文学者はそれについて考えるのを楽しんでいる」と書くことに同意しているようだ。
最終的な超新星に続いて、中性子星またはブラックホールのいずれかの小さな高密度の残骸が残されます。残りは約1.5の中性子星であると予測されるので、ベテルギウスは、ブラックホールのためのコア大規模な十分なを持っていない M ☉。
民族学的属性編集

綴りと発音
BetelgeuseはBetelgeux と綴られており、ドイツ語ではBeteigeuze （Bodeによる）と綴られています。 BetelgeuxとBetelgeuzeは、綴りのBetelgeuseが普遍的になる20世紀初頭まで使用されていました。発音に関するコンセンサスは弱く、つづりと同じくらい多様です。
/ B ɛトンəl dʒ Uのz / BET -əl-jooz -オックスフォード英語辞典とカナダの王立天文学会
/ B I T əl dʒ U Z、 – dʒ ɜː Z / BEET -əl-jooz、-⁠jurz -オックスフォード英語辞典
/ B I T əl dʒ U S / BEET -əl-ヨース – （カナダオックスフォード辞書、ウェブスター・カレッジ英英辞典）
/ B ɛ T əl ɡ ɜːrのz / ベットəl- GURZ – （マーサエバンスマーティン、可スター） -urz発音はフランス語レンダリングしようとする試みですEUの音を、それらはrドロップアクセントでのみ機能します。

語源

アル・スーフィーの『星座の書』
にあるオリオン座（水平方向に反転）のイラスト
。Betelgeuzeは次のように注釈されている
ヤド・アル・Jauzāとしても（「オリオンの手」）、その現代的な名前の提案語源起源の一つであり、 MankibアルJauzā」（『オリオンの肩』）。
ベテルギウスはしばしば「中央の脇の下」と誤解されます。彼の1899年の作品でスターの名前とその意味、アメリカのアマチュア博物学者リチャード・ヒンクリー・アレンが派生からだっ述べابطالجوزاء IBTアルJauzah彼はを含むフォームの数に縮退主張、ベッドElgueze、ベイトAlgueze、ベットエル・gueze、Beteigeuzeフォームへとより、ベテルギウス、Betelguese、BetelguezeとBetelgeux。星はアルフォンシンテーブルでベルデンゲウゼと名付けられ、イタリアのイエズス会の司祭で天文学者のジョヴァンニバッティスタリッチョーリはそれをベクテルグーゼまたはベダルグーゼと呼んでいた。
ポール・Kunitzsch、ミュンヘンの大学でアラビア語研究の教授は、アレンの導出を反駁し、代わりに完全な名前はアラビア語の破損であることを提案しيدالجوزاء 「ヤド・アル・Jauzā「のハンド意味アルJauzā」」を、すなわち、オリオン。中世ラテン語へのヨーロッパの誤訳により、最初の文字y（ﻴ、下に2つのドット）がb（ﺒ、下に1つのドットのみ）と誤読されました。中にルネッサンス、星の名前は次のように書かれていたبيتالجوزاءベイト・アル・Jauzā「（『オリオンの家』）またはبطالجوزاءバットアル・Jauzā」（間違って『オリオンの脇の下』を意味すると考えられ、『脇の下』の真の翻訳をだろうابطとして訳さ、IBT）。これは、ベテルギウスとしての現代的なレンダリングにつながりました。それ以来、他の作家はクニッチの説明を受け入れている。
名前の最後の部分である「-elgeuse」は、アラビア語のالجوزاء al-Jauzā ‘に由来します。これは、オリオン座の歴史的なアラビア語の名前であり、古いアラビアの伝説の女性の名前であり、意味が不確かです。jauzā ‘のルートであるجوز j-wzは「中間」を意味するため、al-Jauzā’は大まかに「中央のもの」を意味します。オリオン座の現代アラビア語の名前はالجبار al-Jabbār（「巨人」）ですが、星の名前でのالجوزاء al-Jauzā ‘の使用は続いています。 17世紀の英語翻訳エドモンド・チルミードは、名前与えたIED Algeuzeから（「オリオンの手」）、Christmannusを。記録されている他のアラビア語の名前には、アル・ヤド・アル・ヤムナ（「右手」）、アル・ディラ（「腕」）、アル・マンキブ（「肩」）があり、すべて「巨人の」に付け加えられているとしてمنكبالجوزاءMankibalJauzā ‘。

敦煌星図、
西暦700年頃、
参宿四
Shēnxiùsì（ベテルギウス）、参宿の4番目の星を示す

他の名前
ベテルギウスの他の名称は、ペルシャ含まBašn「腕」、およびコプト Klaria「腕輪」を。バフは、ランニングアンテロープまたはクワガタとしての星座のヒンドゥー教の理解の一部として、そのサンスクリット語の名前でした。伝統的に中国の天文学、名前ベテルギウスのためには、ある参宿四（Shēnxiùsì、の星座の第四スタースリースター）として中国の星座宿参もともとにおける3つ星と呼ばオリオンのガードル。この星座は最終的に10個の星に拡大されましたが、以前の名前は固執しました。は、日本、平、または平家は、一族は星呼び出し、そのシンボルとしてベテルギウス、その赤色を採用平家-母子、（平家星を）しながら源氏、又は源氏、一族はリゲル、その白色を選択しました。2つの強力な家族は、日本の歴史の中で伝説的な戦争を戦いました。星は互いに向かい合っているように見え、ベルトによってのみ隔てられていました。
タヒチの伝承では、ベテルギウスは空を支える柱の1つであり、そばに座る柱であるアナヴァルとして知られています。Ta’urua-nui-o-Mere「親の憧れの大祭」とも呼ばれていました。それのハワイ語はカウルアココ「鮮やかな赤い星」でした。中央アメリカのラカンドンの人々はそれをchäktulix「赤い蝶」として知っていた。
天文学作家のロバート・バーナム・ジュニアは、インドで珍しいオレンジサファイアを意味するパパラダシャという用語を星に提案しました。

神話
科学革命以前の神話や占星術と密接に関連した天文学の歴史により、ローマの戦争の神にちなんで名付けられた火星のような赤い星は、何千年にもわたる征服の武道の原型と密接に関連してきました。、死と再生のモチーフ。他の文化は異なる神話を生み出しました。スティーブン・R・ウィルクは、オリオン座がギリシャ神話の人物ペロプスを代表している可能性があると提案しました。ペロプスは、ベテルギウスを肩として、赤みがかった黄色の象牙の光沢を連想させる色で、彼のために人工の象牙の肩を作りました。
南オーストラリア州のグレートビクトリア砂漠の先住民は、ベテルギウスを、火の魔法で満たされ、戻ってくる前に消散するニエルナ（オリオン）のクラブとして、口承の伝統に取り入れました。これは、初期のアボリジニの観測者がベテルギウスの明るさの変化に気付いていたことを示していると解釈されています。オーストラリア北部のワルダマンの人々は、この星をヤジュンギンの「フクロウの目フリック」として知っていました。その可変光は、アカカンガルーのリーダーであるリゲルが率いる儀式を断続的に見ていることを示しています。南アフリカの神話では、ベテルギウスは、オリオン座の三つ子に代表される3つのシマウマに略奪的な視線を向けるライオンとして認識されていました。
南北アメリカでは、ベテルギウスは人間像（オリオン座）の切断された手足を意味します。ブラジルのタウリパンは、星座をジリルカワイとして知っています。ジリルカワイは、ベテルギウスのさまざまな光が手足。同様に、北米のラコタの人々は、それを腕が切断された首長と見なしています。
ベテルギウスのためのAサンスクリット名はの名を冠したARDRA「しっとり1」、であるARDRA 月の大邸宅でヒンドゥー教の占星術。嵐のリグヴェーダの神ルドラが星を主宰した。この協会は、19世紀のスター愛好家リチャードヒンクリーアレンによってオリオンの嵐の性質にリンクされていました。マケドニアの民間伝承の星座は、村の生活様式を反映して、農産物や動物を表していた。彼らにとって、ベテルギウスだっOrach牛と鋤を描かオリオンの残りの部分と一緒に、「プロウマン」。夏の終わりと秋の午前3時頃のベテルギウスの上昇は、村の男性が畑に行って耕す時期を意味していました。イヌイットにとって、日没後の南の空の高いベテルギウスとベラトリックスの出現は、春の始まりと2月下旬と3月上旬の日が長くなることを示した。2つの星は、主に北バフィン島とメルヴィル半島の人々を中心に、それらの間の距離を指し、「遠くに配置されたもの」としてAkuttujuukとして知られていました。
オリオンとさそり座の反対の場所は、対応する真っ赤な変光星であるベテルギウスとアンタレスとともに、世界中の古代文化によって注目されていました。オリオン座の設定とさそり座の上昇は、さそり座によるオリオン座の死を意味します。中国では、彼らは兄弟でありライバルのシェンとシャンを意味します。スマトラのバタク人は、オリオン座の三つ子が地平線の下に沈んだ後、最初の新月で新年を迎えました。その時点で、ベテルギウスは「オンドリの尻尾のように」残っていました。天空の両端にあるベテルギウスとアンタレスの位置は重要であると見なされ、それらの星座はサソリのペアと見なされていました。両方の星座を見ることができる夜としてマークされたスコーピオンの日。

大衆文化の中で
参照：
フィクションのベテルギウス
最も明るく最も有名なスターの1つとして、ベテルギウスは多くのフィクション作品に登場しています。スターの変わった名前は、1988年の映画「ビートルジュース」のタイトルに影響を与え、その名目上の敵対者に言及しました。脚本家のマイケルマクダウェルは、多くの人々がつながりを持っていることに感銘を受けました。ダグラス・アダムズによる人気のサイエンスフィクションシリーズ「銀河ヒッチハイカーのガイド」では、フォードプリーフェクトは「ベテルギウスの近くの小さな惑星」からのものでした。
2隻のアメリカ海軍の船は星にちなんで名付けられました。どちらも第二次世界大戦の船で、1939年に発売されたUSS ベテルギウス（AKA-11）と1944年に発売されたUSS ベテルギウス（AK-260）です。1979年、ベテルギウスという名前のフランスのスーパータンカーはウィディ島が爆発したときに石油を排出して停泊し、アイルランド史上最悪の災害の1つで50人が死亡した。
デイヴ・マシューズ・バンドの歌「黒と青い鳥」の言及スター。 1994年のアルバムParklifeのブラー曲「FarOut」は、歌詞の中でベテルギウスに言及している。
フィリップ・ラーキンので見つかった詩「北の船」、同じ名前のコレクション、読み込む「80°Nの上に」というタイトルのセクションで言及スター：
「『女性には10本の爪がある』 /
酔ったボースンを歌った。/ベテルギウスよりも遠く/オリオンよりも輝かしい/または惑星金星と火星//星は海に燃えています。/「女性には10本の爪があります」/
酔ったボースンを歌った。」
ハンバート・ウルフは、グスターヴ・ホルストによって音楽に設定されたベテルギウスについての詩を書きました。

角直径推定値の表
この表は、1920年以降に実施された角度測定の非網羅的なリストを提供します。また、ベテルギウスの最新の距離推定値（Harper et al。）に基づいた各研究の現在の半径範囲を提供する列も含まれています。197 ± 45 PC。
論文年
望遠鏡＃スペクトラム λ（μm）
∅（マス）
半径 @197 ± 45 個ノート
マイケルソン
1920年ウィルソン山 1 見える 0.575 47.0 ± 4.7 3.2–6.3 AU 周縁減光+ 17％= 55.0
ボノー
1972年パロマー 8 見える 0.422〜0.719 52.0〜69.0 3.6–9.2 AU ∅とλの強い相関
バレガ
1978年 ESO 3 見える 0.405〜0.715 45.0〜67.0 3.1–8.6 AU ∅とλの相関関係なし
1979年 SAO 4 見える 0.575〜0.773 50.0〜62.0 3.5–8.0 AU
ブッシャー
1989年 WHT 4 見える 0.633〜0.710 54.0〜61.0 4.0–7.9 AU 発見された非対称性/ホットスポット
ウィルソン
1991 WHT 4 見える 0.546〜0.710 49.0〜57.0 3.5–7.1 AU ホットスポットの確認
タットヒル
1993年 WHT 8 見える 0.633〜0.710 43.5〜54.2 3.2–7.0 AU 3つ星のホットスポットの研究
1992年 WHT 1 NIR 0.902 42.6 ± 3.0 3.0–5.6 AU
ギリランド
1995年 HST
UV 0.24〜0.27 104〜112 10.3–11.1 FWHMの直径
0.265〜0.295 92〜100 9.1〜9.8
ワイナー
1999年 ISI 2 MIR（Nバンド）
11.150 54.7 ± 0.3 4.1–6.7 AU 周縁減光= 55.2 ± 0.5
ペリン
1997年 IOTA 7 NIR（Kバンド）
2.200 43.33 ± 0.04 3.3–5.2 AU KおよびLバンド、11.5μmのデータコントラスト
ハウボワ
2005年 IOTA 6 NIR（Hバンド）
1.650 44.28 ± 0.15 3.4–5.4 AU ロッセランドの直径 45.03 ± 0.12
ヘルナンデス
2006年 VLTI 2 NIR（Kバンド） 2.099〜2.198 42.57 ± 0.02 3.2–5.2 AU 高精度の琥珀色の結果。
大中
2008年 VLTI 3 NIR（Kバンド） 2.280〜2.310 43.19 ± 0.03 3.3–5.2 AU 周縁減光 43.56 ± 0.06
タウンズ
1993年 ISI 17 MIR（Nバンド）
11.150 56.00 ± 1.00 4.2–6.8 AU 1993年から2009年までの同じ波長での17回の測定を含む体系的な研究
2008年 ISI MIR（Nバンド） 11.150 47.00 ± 2.00 3.6–5.7 AU
2009年 ISI MIR（Nバンド） 11.150 48.00 ± 1.00 3.6–5.8 AU
大中
2011 VLTI 3 NIR（Kバンド） 2.280〜2.310 42.05 ± 0.05 3.2–5.2 AU 周縁減光 42.49 ± 0.06
ハーパー
2008年 VLA
また注目に値する、ハーパー等。彼らの論文の結論では、以下の発言を作る：「ある意味では、派生の距離を200個は131個（425 ly）ヒッパルコスの距離と250個（815 ly） “”—したがって、±を確立します。星の外側の距離として815ly。

も参照してください
オリオン座の星のリスト

脚注
^ 特に断りのない限り、観察の最終年 ^ 特に記載がない限り、均一なディスク測定 ^ 半径の計算では、以下の注2に概説されているのと同じ方法を使用します。 ‡周縁減光の測定

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外部リンク
コモンズには、ベテルギウスに関連するメディアが
COASTによるベテルギウスの表面イメージングと異なる波長で撮影されたWHT干渉画像。
近赤外線、中赤外線、遠赤外線が 2020年4月29日にWayback Machine Infrared Processing and Analysis Center（IPAC）のWebページにアーカイブされ、さまざまな波長の写真が表示されています。
APODの写真：
火星とオリオンがモニュメントバレーの空に浮かび、ベテルギウスとリゲルの相対的な明るさを示しています。
オリオン座：ロジェリオベルナルアンドレオのオリオン座分子雲群の息を呑むような景色をご覧
ベテルギウスのむらのある表面2つのホットスポット、おそらく対流セルを示す再構成された画像。
ベテルギウスの「モンスター顆粒」の性質を示す、シミュレートされた超巨星スターフライタークの「スターインボックス」。
望遠鏡で大気のきらめきの効果を示すベテルギウスの星がきらめく画像。
赤色超巨星映画ベテルギウスのような赤色超巨星の数値シミュレーション。”