베텔게우스 - 초신성의 폭발

베텔게우스(Betelgeuse)는 오리온자리에 있는 별이며, 전천  21개의 1 등성 중 하나입니다. 개자리의 시리우스, 개자리의 프로키온과 함께 겨울의 대삼각형을 이루고 있습니다. 바이엘 부호로 명명된 명칭은 오리온자리 ∝성이다.

개요

오리온 자리에서 광고 극대기를 제외하면 리겔에 이어 두 번째로 밝습니다. 적색을 띠는 반규칙형 변광성(SRC)으로 겉보기 밝기는 0.0-1.3등급 사이에서 변화합니다. 근적외선 파장에서는 전천에서 가장 밝은 별입니다.

스펙트럼 분류 M1-2형 적색 초거성으로 분류되는 베텔게우스는 육안으로 관측할 수 있는 항성 중 가장 큰 지름을 가진 항성 중 하나입니다. 만약 베텔게우스를 태양계 중심에 놓는다면 그 크기는 소행성대를 넘어 수성, 금성, 지구, 화성의 궤도를 넘어 목성 궤도까지 도달할 수 있습니다. 그러나 우리 은하계에는 베텔게우스 외에도 케페우스자리 jj성, 개자리 VY성 등 적색 초거성이 여러 개 존재하는 것으로 알려져 있습니다. 질량은 태양의 10배 미만에서 20배 이상의 범위로 계산되며, 2021년 기준으로 지구에서 약 550광년 떨어져 있는 것으로 계산되며, 이 경우 절대등급은 -5.7등급이 됩니다. 베텔게우스는 1,000만 년이 채 지나지 않아 빠르게 진화하고 있으며, 아마도 10만 년 이내에 세 개의 별이 속해 있는 오리온자리 OB1 협회에 기원을 두고 있는 것으로 알려져 있는데, 이 시나리오에 따르면 베텔게우스는 거기서 튕겨져 나온 도주성입니다. 초속 약 30㎞의 속도로 성간 공간을 이동하고 있어 4광년이 넘는 크기의 바우쇼크를 형성학 있습니다.

베텔게우스는 1920년에 광구의 각 지름이 측정되었으며, 태양이 아닌 다른 곳에서 각 지름이 측정된 최초의 항성입니다. 이후 연구에서 비구면성과 주변 감광, 별의 맥동, 그리고 다른 파장에서의 외형 변화로 인해 보고된 베텔게우스의 각 지름은 0.042 - 0.056 초각의 범위로 보고 되었습니다. 베텔게우스보다 큰 각 지름을 가진 것으로 알려진 항성은 태양과 까치자리 R성뿐입니다. 또한 항성 자체의 질량 방출로 인해 베텔게우스보다 250배나 더 큰 복잡하고 비대칭적인 성운 외곽층에 둘러싸여 있습니다.

 

관측의 역사

베텔게우스의 그 붉은 색은 고대부터 주목받아 왔습니다. 고대 로마의 천문학자 크라우디오스 프로톨레마이오스는 그 색을 붉은색 또는 '뺨이 붉다'라는 뜻으로 쓰였습니다. 현재의 별 분류 체계가 형성되기 전인 19세기 이탈리아 천문학자 안젤로 세키는 베텔게우스를 '클래스 3' 별의 프로토타입 중 하나로 분류했습니다. 반면, 프톨레마이오스가 베텔게우스를 관측하기 3세기 전에 중국의 천문학자들은 노란 베텔게우스를 관측했다고 합니다. 이것이 사실이라면 서기전 초기에 베텔게우스가 황색 초거성 단계에 있었다는 것을 의미할 수 있으며, 현재 연구에 기반한 황색 초거성 주변의 복잡한 성운 환경을 고려할 때 실제로 그랬을 가능성이 있다고 합니다.

 

초기 발견

베텔게우스의 밝기는 1836년 존 허셜에 의해 발견되었고, 1849년 그가 출판한 저서 [천문학 개요]에 발표되었습니다. 1836년에서 1840년 사이에 관찰한 결과, 그는 1837년 10월과 1839년 11월에 베텔게우스의 밝기가 리겔을 넘어섰을 때 그 밝기의 큰 변화를 알아차렸습니다. 그 후 10년간 관측을 중단했다가 1849년, 3년 후인 1852년에 변광의 정점에 도달한 또 다른 짧은 변광 주기에 주목했습니다. 이후 관측에서 몇 년 간격으로 비정상적인 밝은 시등급의 극대치를 기록했지만, 1957년부터 1967년까지는 약간의 변동만 보였습니다. 미국 변광성 관측자 협회(AAVSO)의 기록에는 1933년부터 1942년에 최대 극대시 등급 0.2 등, 1927년과 1941년에 최소 극소시 등급 1.2등이 관측되었습니다. 이러한 밝기 변동은 요한 바이엘이 1603년 출판한 [우라노메트리아]에서 베텔게우스를 ∝성으로 지정한 이유일 수 있습니다. 북극권에서 본 베텔게우스의 붉은 색과 리겔보다 높은 친구상의 위치로 인해 이누이트족은 베텔게우스를 더 밝은 별이라고 여겼으며, 현지에서 불린 이름 중 하나는 '큰 별'을 의미하는 'Ulluriajjuaq'이었습니다.

1920년 앨버트 마이클슨과 프랜시스 피즈는 읠슨산 천문대에 있는 구경 2.5m의 후커 망원경 전면에 직경 6m짜리 간섭계를 설치했습니다. 존 오거스트 앤더슨의 도움을 받아 세 사람은 이 간섭계로 베텔게우스의 각 지름을 0.047 초각으로 측정했습니다. 당시 측정된 시차 0.018밀리 초를 기준으로 하면, 베텔게우스의 지름은 3억 8,400㎞(2.56au)가 됩니다. 그러나 주변 감광과 측정 오류로 인해 이 측정의 정확도에 불확실성이 생겼습니다.

1950년대와 1960낸에는 적색 초거성의 항성 대류 이론에 영향을 미치는 두 가지 발전이 있었는데, 스트라토스코프 계획과 1958년 프린스턴 대학교의 마틴 슈바르츠실트와 리처드 햄의 저서 "Structure and Evolution of the Stars" 출판이 그것입니다. 이 책은 컴퓨터 기술을 응용하여 항성 모델을 만드는 방법에 대한 아이디어를 확산시켰고, 한편 스트라토스코프는 난기류 위의 망원경 탑재 풍선에서 촬영하여 이전에는 볼 수 없었던 태양의 입상 반점과 흑점의 고화질 이미지를 만들어냈습니다. 이를 통해 태양 표면의 존재를 확인할 수 있었습니다.

 

촬영 기술의 도약

1970년대 천문학자 앙투안 라베이리가 시잉으로 인한 흐림 효과를 크게 줄이니 스페클 간섭법을 고안한 것을 시작으로 인류의 천체 영상 촬영 기술은 큰 진화를 이루었습니다. 지상 망원경의 광학 해상도가 향상되면서 베텔게우스의 광구를 보다 정확하게 측정할 수 있게 되었습니다. 윌슨산 천문대, 맥도널드 천문대, 하와이 마우나케아 천문대에 있는 적외선 망원경이 개선되면서 천체물리학자들은 초거성을 둘러싼 복잡한 성운을 관측하고, 대류에 의한 거대한 기포의 존재를 의심하게 되었으나 1980년대 후반부터 1990년 초에 걸쳐 베텔게우스의 개구부 마스킹 간섭의 일반적인 관측 대상이 되면서 가시광선 및 적외선 영상 측면에서 큰 진전이 있었습니다. 이 새로운 기술은 망원경의 동공면에 여러 개의 구멍이 뚫린 작은 마스크를 부착하여 개구부를 특수한 간섭계 어레이로 변환하는 것입니다. 이 기술은 광구에서 밝은 반점의 존재를 밝혀내면서 일부 베텔게우스의 가장 정확한 측정을 하는데 기여했습니다. 이는 태양을 제외하고 처음으로 얻은 항성권의 광학 및 적외선 이미지로, 처음에는 지상의 간섭계로 촬영했지만, 나중에 영국 케임브리지에 있는 COAST 망원경으로 고해상도 이미지를 촬영했습니다. 이 장비로 관측된 '밝은 패치' 또는 '핫스팟'이라 불리는 영역은 1975년 마틴 슈바르츠실트가 제안한 항성 표면을 지배하는 대규모 대류 셀에 대한 이론을 뒷받침하게 되었습니다. 

1995년 허블우주망원경의 FOC(Faint Object Camera)는 지상의 간섭계보다 더 나은 해상도로 베텔게우스의 자외선 이미지를 촬영했습니다. 이는 기존 망원경으로 태양이 아닌 별의 원반 이미지를 촬영한 최초의 이미지였습니다. 자외선은 지구 대기에 흡수되기 때문에 자외선 관측은 우주 망원경으로 관측하는 것이 가장 적합하다고 알려져 있습니다. 이전에 촬영되 이미지와 마찬가지로 허블의 이미지에서도 베텔게우스를 4등분했을 때 남서쪽 영역에 주변보다 2,000K 이상 높은 온도를 나타내는 핫스팟이 확인되었습니다. 이후 허블 우주 망원경의 고다드 고해상도 분광기로 얻은 베텔게우스의 자외선 스펙트럼을 통해 그 핫스팟이 베텔게우스의 자전축 중 하나라는 사실이 밝혀졌습니다. 이를 통해 베텔게우스의 자전축의 지구에 대한 경사각은 약 20도, 하늘의 북극으로부터의 위치각은 약 55도로 추정되었습니다.

 

2,000년대 연구

2000년 12월에 발표된 연구에서 베텔게우스의 각 지름이 적외선 공간 간섭계(ISI)를 이용한 중적외선 파장의 관측으로 측정되었고, 그 결과 베텔게우스의 각 지름은 80년 전 마이클슨의 측정 결과와 대체로 일치하는 55.2±0.5밀리초로 추정되었습니다. 이 연구 결과 발표 다시에는 히파르코스 위성 관측을 통해 추정된 베텔게우스의 연주기 시차 7.63 ± 1.64 밀리초를 기준으로 베텔게우스의 추정 반경은 5억 3,856㎞(3.6au)로 추정되었습니다. 그러나 2009년에 발표된 적외선 간섭 연구 결과, 1993년 이후 베텔게우스는 눈에 띄는 감광 없이 크기가 15% 축소되었으며, 더구나 가속적으로 축소되고 있다고 발표되었습니다. 이후 관측 결과, 베텔게우스의 겉보기 수축은 광범위하게 퍼져있는 항성 대기의 쉘 활동에 기인할 수 있음을 시사하고 있습니다.

 

2019~2020년 감광도 감소로 인한 초신성 폭발

베텔게우스는 맥동하는 반정규형 변광성이기 때문에 크기와 온도 변화에 따라 여러 주기로 밝기가 변하는데, 2019년 말경부터 베텔게우스는 크게 감광하기 시작하여 2020년 1월까지 베텔게우스의 시등급은 0.5등급에서 1.5등급으로 약 2.5배 밝아졌습니다. 약 2.5배나 어두워졌고, 1월 30일에는 광전측광과 육안 관측 결과 베텔게우스가 2등성까지 어두워진 것이 확실시되었습니다.

베텔게우스는 최근 25년간의 연구에서 '가장 어둡고 저온'인 상태이며, 또한 반경이 수축하고 있는 것으로 계산되고 있습니다. 천문학 잡지 아스트로노미는 이 베텔게우스의 감광을 '이상한 감광'이라고 표현했으며, 이는 베텔게우스의 초신성 폭발이 임박했음을 예고하는 것이 아니냐는 추측이 지배적입니다. 천문학자들은 향후 약 10만 년 이내에 발생할 것으로 예상했던 베텔게우스 초신성 폭발이 현재 임박했다고 보기 어렵다는 견해를 보이고 있지만, 주요 언론의 보도에서는 베텔게우스의 초신성 폭발이 곧 일어날 것이라는 추론이 논의되고 있습니다.