Бетельгейзе

Бетельгейзе

Положення у сузір'ї Оріона
Дані спостереження Епоха J2000.0
Сузір’я	Оріон
Пряме піднесення	05h 55m 10,3s
Схилення	+07° 24′ 25″
Видима зоряна величина (V)	от +0,2 до +1,2
Характеристики
Спектральний клас	M2Iab
Показник кольору (B−V)	1,86
Показник кольору (U−B)	2,06
Тип змінності	SR c (Напівправильна)
Астрометрія
Променева швидкість (Rv)	+21,0 км/c
Власний рух (μ)	Пр.сх.: 27,33 мас/р Схил.: 10,86 мас/р
Паралакс (π)	7,63 ± 1,64 мас
Відстань	≈ 642 св. р. (≈ 197[1] пк)
Абсолютна зоряна величина (MV)	−5,14
Фізичні характеристики
Маса	17 M☉
Радіус	650 R☉
Світність	40 000—100 000 (болометрична) L☉
Ефективна температура	3600 K
Вік	≈0.01 млрд. років
Інші позначення
Alpha Orionis, 58 Ori, HR 2061, BD+7°1055, HD 39801, SAO 113271, FK5 224, HIP 27989.
Посилання
SIMBAD	дані для HD39801

Бетельге́йзе^[2] (Alpha Orionis, α Ori) — червоний надгігант у екваторіальному сузір'ї Оріон. Звичайно вона є десятою за яскравістю зоря нічного неба і, після Рігеля, другою за яскравістю у своєму сузір'ї. Її позначення Баєра — Альфа Оріона або α Orionis, скорочено α Ori. Це помітно червонувата напівправильна змінна зоря, чия видима зоряна величина коливається від +0,0 до +1,6 з головним періодом близько 400 днів — це найбільший діапазон для будь-якої зорі першої величини. У ближньому інфрачервоному діапазоні Бетельгейзе є найяскравішою зорею нічного неба. Разом із Сіріусом і Проціоном вона утворює астеризм Зимовий Трикутник в екваторіальній частині неба і є центром астеризму Зимове Коло.

Зоря має радіус 640—764 радіусів Сонця^[3][4] — більше за розмір поясу астероїдів у Сонячній системі. Маса Бетельгейзе оцінюється в 10—12 мас Сонця. З різних причин відстань до неї складно виміряти; найкращі сучасні оцінки дають значення порядку 400—600 світлових років від Сонця, що є досить великою невизначеністю для відносно близької зорі. Її абсолютна зоряна величина становить приблизно −6. Бетельгейзе має вік менш ніж 10 мільйонів років, але через велику масу вона швидко еволюціонувала і, має завершити своє життя вибухом наднової, найімовірніше протягом наступних 100 000 років. Під час вибуху Бетельгейзе протягом близько трьох місяців матиме яскравість, співмірну з яскравістю півмісяця; життя на Землі при цьому не постраждає. Бетельгейзе була викинута зі свого місця народження в асоціації Оріон OB1, до якої входять зорі Пояса Оріона, і тепер рухається крізь міжзоряне середовище зі швидкістю 30 км/с, утворюючи дугоподібну ударну хвилю завширшки понад чотири світлові роки.

У 1920 році Бетельгейзе стала першою зорею за межами Сонячної системи, для якої виміряли кутовий розмір фотосфери. Подальші дослідження дали значення кутового розміру в межах від 0,042 до 0,056 кутових секунд. Такий розкид пов'язаний із несферичністю зорі, потемнінням до краю, пульсаціями й різним виглядом на різних довжинах хвиль. Бетельгейзе оточена складною асиметричною навколозоряною оболонкою, приблизно у 250 разів більшою за саму зорю, що виникла внаслідок втрати маси з її поверхні. За видимим кутовим розміром Бетельгейзе поступається лише R Золотої Риби і Сонцю.

Починаючи з жовтня 2019 року Бетельгейзе помітно потьмянішала, а до середини лютого 2020 року її яскравість зменшилася приблизно втричі — від зоряної величини 0,5 до 1,7. Згодом зоря повернулася до свого типового рівня яскравості, досягши піку 0,0 у видимому світлі та 0,1 у V-смузі у квітні 2023 року. Інфрачервоні спостереження не виявили істотних змін болометричної світності за останні 50 років, що вказує на те, що потьмарення спричинили зміни поглинання навколо зорі, а не глибші фізичні процеси. Дослідження за допомогою космічного телескопа Габбла свідчить, що зорю тимчасово затьмарив пил, утворений унаслідок викиду маси з її поверхні.

Хоча це ще не підтверджено остаточно, існують указівки на те, що Бетельгейзе може бути подвійною зорею. Її можливий компаньйон, названий Бетельгейзе B або Сіварха, був би значно менший і тьмяніший від червоного надгіганта і, можливо, обертався б на відстані, лише в кілька разів більшій від розміру самого Бетельгейзе.

Позначення Баєра цієї зорі — α Orionis (Альфа Оріона^[2]), яке надав їй Йоганн Баєр у 1603 році.

Традиційна назва Бетельгейзе походить від арабського يد الجوزاء (яд аль-Джавза) — «рука аль-Джавза [тобто Оріона]»^[5][6]. Європейська форма назви пов'язана з помилкою читання XIII століття, коли арабську початкову літеру «я» (يـ) сприйняли як «ба» (بـ — відмінність у системі іджам)^[6][7].

У 2016 році Міжнародний астрономічний союз створив робочу групу з назв зір^[8] для каталогізації та стандартизації власних назв зір. У першому бюлетені цієї групи, оприлюдненому в липні 2016 року^[9], навели таблицю перших затверджених назв, серед яких для цієї зорі фігурувала назва Бетельгейзе (англ. Betelgeuse). Нині її внесено до «Каталогу назв зір МАС»^[10].

Відкривачі кандидата в супутники Бетельгейзе B запропонували назву Сіварга (англ. Siwarha), що арабською означає «її браслет»^[11]. Назву Сіварга робоча група з назв зір офіційно затвердила 22 вересня 2025 року^[12].

Бетельгейзе та її червоне забарвлення відомі ще з античних часів; класичний астроном Птолемей описував її колір як «помаранчево-рудуватий» (ὑπόκιρρος) — термін, який пізніший перекладач «Гурганського зіджу» Улугбека передав як rubedo, латинське слово зі значенням «рум'яність»^[13][a]. У XIX столітті, ще до появи сучасних систем зоряної класифікації, Анджело Секкі зарахував Бетельгейзе до прототипів своїх зір класу III (помаранчеві та червоні зорі)^[14]. Втім за три століття до Птолемея китайські астрономи описували Бетельгейзе як жовту зорю; якщо це спостереження точне, воно може свідчити, що в той період зоря перебувала у фазі жовтого надгіганта^[15][16]. З огляду на сучасні дослідження навколозоряного середовища навколо Бетельгейзе, така можливість виглядає правдоподібною^[17].

Ще аборигенні спільноти Південної Австралії мають усні перекази про зміни яскравості Бетельгейзе^[18][19]. Втім першим сучасним науковцем, який дослідив змінність яскравості Бетельгейзе, був Джон Гершель, який описав це явище у своїй праці 1836 року «Нариси з астрономії» (англ. Outlines of Astronomy). Упродовж 1836—1840 років він зафіксував значні коливання зоряної величини: у жовтні 1837 року Бетельгейзе перевершила за яскравістю Рігель, а в листопаді 1839 року це повторилося^[20]. Після цього настала приблизно десятирічна фаза спокою; згодом, у 1849 році, Гершель відзначив новий короткий цикл змінності, максимум якого припав на 1852 рік. Пізніші спостерігачі реєстрували незвично високі максимуми з інтервалами в кілька років, але в період 1957—1967 років коливання були незначними. Дані Американської асоціації спостерігачів змінних зір свідчать про максимальну яскравість 0,2 у 1933 та 1942 роках і мінімальну 1,2, зафіксовану у 1927 та 1941 роках^[21][22]. Саме ця змінність яскравості може пояснювати, чому Йоганн Баєр, опублікувавши у 1603 році свою «Уранометрію», позначив зорю літерою «альфа»: ймовірно, на той час вона не поступалася за яскравістю зазвичай світлішому Рігелю («бета»)^[23]. На арктичних широтах червоніший колір Бетельгейзе та її вище положення на небі у порівнянні з Рігелем змушували інуїтів вважати її яскравішою; однією з місцевих назв була Ulluriajjuaq («велика зоря»)^[24].

У 1920 році Альберт Майкельсон і Френсіс Піз за участі Джона Андерсона встановили шестиметровий інтерферометр на 2,5-метровому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон. Ця група виміряла кутовий діаметр Бетельгейзе як 0,047″, що за значення паралакса 0,018″ відповідало діаметру 3,84×10⁸ км (2,58 а. о.)^[25]. Водночас потемніння до краю зоряного диска та похибки вимірювань зумовили суттєву невизначеність у точності цих оцінок.

У 1950—1960-х роках відбулися два важливі зрушення, що вплинули на теорію конвекції в червоних надгігантах: проєкти «Стратоскоп» та публікація 1958 року книги «Структура й еволюція зір» (англ. Structure and Evolution of the Stars), головним чином авторства Мартіна Шварцшильда та його колеги з Принстонського університету Річарда Герма^[26][27]. Ця книга поширила ідеї застосування комп'ютерних технологій для побудови моделей зір, а «Стратоскопи», підіймаючи телескопи на повітряних кулях над земною атмосферною, дали одні з найчіткіших на той час зображень сонячних гранул і сонячних плям. Це переконливо підтвердило існування конвекції в атмосфері Сонця^[26].

У 1970-х роках астрономи досягли суттєвого прогресу в технологіях отримання й обробки астрономічних зображень. Відправною точкою стало винайдення Антуаном Лабейрі методу спекл-інтерферометрії — підходу, що значно зменшив розмиття зображень, спричинене атмосферним баченням. Це дало змогу підвищити оптичну роздільну здатність наземних телескопів і виконувати точніші вимірювання фотосфери Бетельгейзе^[28][29]. Завдяки вдосконаленню інфрачервоних спостережень в обсерваторіях Маунт-Вілсон, Маунт-Лок і Мауна-Кеа на Гаваях астрофізики почали докладно досліджувати складні оболонки навколозоряного газу, що оточують надгігант^[30][31][32]. Ці результати наштовхнули дослідників на припущення про існування гігантських конвективних комірок^[33].

Втім, справжні прориви у видимій та інфрачервоній візуалізації сталися лише наприкінці 1980-х — на початку 1990-х років, коли Бетельгейзе перетворилася на регулярний об'єкт спостережень методом інтерферометрії з маскуванням апертури. Нову методику, розроблену Джоном Болдвіном та його колегами з Кавендішської астрофізичної групи, реалізували за допомогою невеликої маски з кількома отворами в апертурі телескопа, що фактично перетворювало апертуру на імпровізований інтерферометричний масив^[34]. Цей підхід забезпечив одні з найточніших вимірювань параметрів Бетельгейзе та водночас виявив яскраві ділянки на її фотосфері^[35][36][37]. Це були перші оптичні та інфрачервоні зображення зоряного диска, отримані для зорі, відмінної від Сонця: спочатку з використанням наземних інтерферометрів, а згодом — за допомогою спостережень із вищою роздільною здатністю на телескопі COAST. Виявлені цими інструментами «яскраві плями» або «гарячі точки» узгоджувалися з теорією, яку Мартін Шварцшильд висунув кількома десятиліттями раніше, — про домінування на поверхні зорі масивних осередків конвекції^[38][39].

У 1995 році космічний телескоп Габбла за допомогою Камери тьмяних об'єктів отримав ультрафіолетове зображення з роздільною здатністю, вищою за ту, яку забезпечували наземні інтерферометри. Це стало першим зображенням диска іншої зорі, здобутим звичайним телескопом (у термінології НАСА — «прямим зображенням»)^[40]. Оскільки ультрафіолетове випромінювання поглинається атмосферою Землі, спостереження в цьому діапазоні найкраще виконувати за допомогою космічних телескопів^[41]. Це зображення, як і попередні, містило яскраву ділянку, що вказувала на область у південно-західному квадранті, приблизно на 2000 К гарячішу за середню температуру зорі^[42]. Подальші ультрафіолетові спектри, отримані за допомогою Спектрографа високої роздільної здатності Ґоддарда, дали підстави вважати, що ця гаряча пляма відповідає одному з полюсів обертання Бетельгейзе. За такої інтерпретації вісь обертання має нахил близько 20° до напряму на Землю, а позиційний кут від небесного північного полюса становить приблизно 55°^[43].

У дослідженні, опублікованому в грудні 2000 року, діаметр зорі виміряли за допомогою Infrared Spatial Interferometer у середньому інфрачервоному діапазоні. Отримане значення з урахуванням потемніння краю становило 55,2±0,5 мс — показник, що повністю узгоджується з результатами Майкельсона, отриманими вісімдесятьма роками раніше^[25][44]. На момент публікації цього результату оцінка паралакса за даними місії Hipparcos становила 7,63±1,64 мс, що давало оцінку радіуса Бетельгейзе близько 3,6 а. о. Водночас інфрачервоне інтерферометричне дослідження, оприлюднене у 2009 році, повідомило, що з 1993 року зоря зменшилася в розмірах на 15 % без помітного зниження видимої зоряної величини^[45][46]. Подальші спостереження свідчать, що це видиме скорочення може бути наслідком активності оболонок у протяжній атмосфері зорі^[47].

Окрім визначення діаметра, дослідників зацікавила складна динаміка протяжної атмосфери Бетельгейзе. Міжзоряна речовина в галактиках постійно переробляється в процесі народження й загибелі зір, і червоні надгіганти відіграють у цьому ключову роль. Водночас механізм втрати маси в таких зір і досі залишається нез'ясованим^[48]. З розвитком інтерферометричних методів астрономи, ймовірно, наблизилися до розв'язання цієї проблеми. Зображення, отримані інтерферометром Дуже великого телескопа й оприлюднені в липні 2009 року, показали величезний шлейф газу, що простягається на 30 а. о. від зорі в навколишній простір^[49]. Довжина цього викиду маси дорівнює відстані між Сонцем і Нептуном, і це лише одним із кількох подібних епізодів у навколозоряному середовищі Бетельгейзе. Астрономи ідентифікували щонайменше шість оболонок, що оточують зорю. Розгадка механізму втрати маси на пізніх етапах еволюції зір може пролити світло на чинники, які призводять до вибухів цих зір^[45].

Бетельгейзе — пульсуюча напівправильна змінна зоря, яскравість якої змінюється внаслідок кількох циклів збільшення та зменшення розмірів і температури^[50]–14^[16]. Астрономи, які першими зафіксували її потьмарення, — Річард Васатонік та Едвард Гайнен з Університету Вілланова, а також астроном-аматор Томас Калдервуд — припустили, що головну роль відіграло накладання звичайного мінімуму світності з періодом 5,9 року та глибшого, ніж зазвичай, циклу тривалістю 425 днів^[51]. Наприкінці 2019 року також висували гіпотези про викид газу або пилу чи про коливання яскравості поверхні зорі^[52].

До серпня 2020 року тривалі та масштабні дослідження Бетельгейзе, зокрема ультрафіолетові спостереження за допомогою космічного телескопа «Габбл», показали, що несподіване потьмарення, ймовірно, спричинив викид маси з атмосфери зорі. Згодом цей викид охолонув та утворив хмару пилу, яка закрила зоряне світло приблизно з чверті поверхні Бетельгейзе. «Габбл» зафіксував ознаки руху щільної нагрітої речовини крізь атмосферу зорі у вересні, жовтні та листопаді, ще до того, як у грудні та на початку 2020 року кілька телескопів зареєстрували різке зменшення яскравості^[53][54][55].

До січня 2020 року яскравість Бетельгейзе зменшилася приблизно у 2,5 раза — із зоряної величини 0,5 до 1,5, а в лютому, за повідомленням «The Astronomer's Telegram», вона досягла рекордного мінімуму +1,614. Дослідники зазначили, що за останні 25 років спостережень зоря стала найменш яскравою й найхолоднішою, а також зафіксували зменшення її радіуса^[56]. Журнал «Astronomy» назвав це «химерним потьмаренням»^[57], а в популярних медіа з'явилися припущення, що це може свідчити про близький вибух наднової^[58][59]. Унаслідок цього Бетельгейзе вибула з першої десятки найяскравіших зір неба й навіть опинилася поза першою двадцяткою^[51], ставши помітно тьмянішою за свого близького сусіда — Альдебаран^[52]. ЗМІ активно обговорювали можливість швидкого вибуху наднової^{[60][61][62][63]}. Однак астрономи наголошували, що вибух наднової очікується лише протягом наступних приблизно 100 000 років, тож він навряд чи є близьким у часі^[60][62].

Станом на 17 лютого 2020 року яскравість Бетельгейзе залишалася сталою приблизно протягом 10 днів, а сама зоря демонструвала ознаки повторного зростання яскравості^[64]. 22 лютого 2020 року потьмарення, ймовірно, повністю припинилося, фактично завершивши цей епізод^[65]. 24 лютого 2020 року спостереження не виявили суттєвих змін в інфрачервоному діапазоні за останні 50 років; це вказувало на відсутність зв'язку з нещодавнім візуальним потьмаренням і робило малоймовірним близький колапс ядра зорі^[66]. Того ж дня подальші дослідження показали, що найімовірнішою причиною зменшення яскравості є екранування зорі «крупнозернистим навколозоряним пилом»^[67][68]. Дослідження, що використовувало спостереження у субміліметровому діапазоні, відкинуло можливість значного внеску поглинання світла пилом. Натомість основною причиною потьмарення, імовірно, стали великі зоряні плями^[69]. Подальші дослідження, про які повідомили 31 березня 2020 року в «The Astronomer's Telegram», зафіксували швидке зростання яскравості Бетельгейзе^[70].

Бетельгейзе майже неможливо спостерігати з поверхні Землі в період із травня по серпень, оскільки вона перебуває надто близько до Сонця. Перед входженням у сполучення із Сонцем у 2020 році Бетельгейзе досягла яскравості +0,4 m. Спостереження, виконані космічним апаратом STEREO-A у червні та липні 2020 року, показали, що зоря потьмянішала на 0,5 зоряної величини порівняно з останніми наземними спостереженнями у квітні. Це стало несподіванкою, адже максимум яскравості очікували у серпні — вересні 2020 року, а наступний мінімум — приблизно у квітні 2021-го. Водночас відомо, що яскравість Бетельгейзе змінюється нерегулярно, тому точні прогнози є складними. Таке зменшення світності могло свідчити про можливість нового епізоду потьмарення значно раніше, ніж очікувалося^[71]. 30 серпня 2020 року астрономи повідомили про виявлення другої пилової хмари, викинутої Бетельгейзе, яку пов'язали з черговим істотним зменшенням світності зорі (вторинний мінімум 3 серпня)^[72].

У червні 2021 року дослідники пояснили походження пилу ймовірною появою холодної ділянки на фотосфері зорі^{[73][74][75][76]}, а в серпні незалежна дослідницька група підтвердила ці результати^[77][78]. Вважають, що пил утворився внаслідок охолодження газу, викинутого із зорі. Дослідження серпня 2022 року^[79][80][81], у якому використали спостереження космічного телескопа «Габбл», підтвердило попередні результати й припустило, що пил міг утворитися внаслідок поверхневого викиду маси. Автори також висунули гіпотезу, що потьмарення могло бути наслідком збігу короткочасного та довготривалого мінімумів світності, які разом сформували «великий мінімум» — відповідно циклів тривалістю 416 і 2010 днів. Такий механізм уперше запропонував астроном Лео Голдберг^[82]. У квітні 2023 року астрономи повідомили, що зоря досягла пікової яскравості 0,0 у видимому діапазоні та 0,1 у V-фільтрі^[83].

Цей епізод іноді називають «Великим потьмаренням»^[11].

На початку 2023 року Бетельгейзе знову почала поводитися дивно. Вона вже привертала увагу астрономів у 2019—2020 роках, коли сталася подія, відома як «велике потьмяніння», і тепер Бетельгейзе знову стала незвичайно яскравою. Зараз її яскравість складає 142 % звичайної, хоч і дещо коливається. У квітні 2023 року Бетельгейзе досягла піку яскравості у 156 % звичайної, і вчені вважають, що в майбутньому її яскравість лише зростатиме. Зараз вона стала сьомою за яскравістю зорею в нічному небі, хоча зазвичай займає 10-те місце. Дослідники вважають, що поведінка Бетельгейзе пов'язана з нестабільністю, що почалася після потьмяніння 2019 року. У науковому дослідженні група вчених під керівництвом Моргана Маклауда з Гарвард-Смітсонівського центру астрофізики з'ясувала, що 400-денний цикл зміни яскравості Бетельгейзе скоротився вдвічі. Цей цикл пульсації обумовлений розширенням і стисненням усередині зорі. Згідно з моделюванням, проведеним Маклаудом і його колегами, всередині Бетельгейзе міг виникнути конвективний шлейф, який перетворився на матеріал, що відривається від зорі; цей процес зруйнував 400-денний цикл зорі, створивши натомість 200-денний^[84][85].

24 жовтня 2023 року на сервері препринтів arXiv опубліковано чергову гіпотезу, яка пояснює незвичайні зміни яскравості зірки. Згідно з нею, цілком можливо, що надгігант Бетельгейзе поглинув іншу зірку. Моделювання показало, що злиття зорі з масою, в 16 разів більшою за масу Сонця (прим. — приблизна маса Бетельгейзе), із зорею з масою, учетверо більшою від маси Сонця, призводить до повного поглинання меншої. Це супроводжується сильним викидом енергії й випромінюванням; крім того, злиття двох зір не припиняє еволюції червоного надгіганта і може супроводжуватися викидами газу зі швидкістю 200—300 км/с, — повідомили вчені^[86].

Відповідно до повідомлення LiveScience, Бетельгейзе ненадовго зникне 12 грудня 2023 року о 3:17 (за київським часом), коли астероїд 319 Леона закриє собою зірку. Подія, що триватиме лише 12 секунд, стане цінною можливістю для астрономів створити карту поверхні гігантської зірки, яку вчені пов'язують з її нещодавньою дивною поведінкою. Спостерігати унікальне явище можна буде лише з обмеженого регіону нашої планети, а саме від Азії до південної Європи, Флориди (США) і східної Мексики. Спеціалісти Virtual Telescope Project транслюватимуть затемнення в онлайн-режимі^[87].

Восени 2024 року, як повідомило видання The Astrophysical Journal Letters, команда астрономів обсерваторії «Gemini North» на Гаваях виявила, що червоний надгігант Бетельгейзе, ймовірно, має зоряного супутника. У липні 2025 року це відкриття офіційно підтверджено. Дослідникам удалося розгледіти слабке блакитне світло, ймовірно, від молодої зорі, що обертається навколо Бетельгейзе. Нововідкрита зоря має масу, приблизно в 1,5 раза більшу за Сонце, але її яскравість — усього 0,4 % від яскравості Бетельгейзе. До того ж вона розташована дуже близько — лише в чотири рази далі від Бетельгейзе, ніж Земля від Сонця^[88]. Зоря-компаньйон отримала назву Сіварха^[89].

Завдяки характерному помаранчево-червоному кольору та розташуванню в сузір'ї Оріона Бетельгейзе легко знайти неозброєним оком. Вона входить до трійки зір, що утворюють Зимовий трикутник, а також позначає центр Зимового Кола. Щороку на початку січня зоря сходить на сході одразу після заходу Сонця. Від середини вересня до середини березня (найкраще — у середині грудня) її видно майже з усіх регіонів Землі, за винятком Антарктиди на широтах південніше 82°. У травні (для помірних широт Північної півкулі) або в червні (для Південної півкулі) цей червоний надгігант ненадовго з'являється над західним горизонтом після заходу Сонця, а за кілька місяців знову стає видимим над східним горизонтом перед світанком. У проміжний період (червень — липень, з максимумом близько середини червня) Бетельгейзе не видно неозброєним оком (її можна спостерігати лише телескопом удень), за винятком районів Антарктиди між 70° і 80° пд. ш., де опівдні вона низько перебуває над північним горизонтом під час сутінок у період полярної ночі, коли Сонце не піднімається над горизонтом.

Бетельгейзе — змінна зоря, чия зоряна величина у видимому світлі змінюється в межах від 0,0 до +1,6^[90]. У деякі періоди вона перевершує за яскравістю Рігель і стає шостою найяскравішою зорею неба, а інколи навіть сяє яскравіше за Капеллу. У мінімумі яскравості Бетельгейзе може поступатися Денебу та Беті Південного Хреста, які також є слабко змінними, опускаючись приблизно до двадцятого місця за яскравістю^[22].

Показник кольору B–V для Бетельгейзе дорівнює 1,85, що вказує на її виразну «червоність». Зоря має розвинену атмосферу, у спектрі якої домінують лінії випромінювання, а не поглинання — таке явище виникає, коли зорю оточує товста газова оболонка (а не іонізована). Спостереження показують, що ця розширена газова атмосфера то наближається до Бетельгейзе, то віддаляється від неї залежно від коливань фотосфери. У ближньому інфрачервоному діапазоні Бетельгейзе є найяскравішим джерелом на небі з зоряною величиною у J-діапазоні −2,99^[91]; лише близько 13 % її випромінювання припадає на видиме світло. Якби людське око було чутливе до випромінювання на всіх довжинах хвиль, Бетельгейзе виглядала б найяскравішою зорею нічного неба^[22].

Каталоги наводять до дев'яти слабких видимих супутників Бетельгейзе. Вони розташовані на відстанях приблизно від однієї до чотирьох кутових мінут і всі мають яскравість слабшу за 10-ту зоряну величину^[92][93].

Паралакс — це видима зміна положення об'єкта, вимірювана в кутових секундах, спричинена зміною положення спостерігача. В астрономії паралакс застосовують для оцінювання відстаней до найближчих зір. Під час руху Землі навколо Сонця положення кожної зорі зміщується на частку кутової секунди, що дає змогу визначити відстань до зорі. Від часу першого успішного вимірювання паралакса, яке здійснив Фрідріх Бессель у 1838 році, астрономів непокоїла невизначеність щодо відстані до Бетельгейзе. Точніше знання відстані підвищує точність інших параметрів зорі, зокрема світності, яку разом із кутовим діаметром використовують для обчислення фізичного радіуса та ефективної температури; за світністю та ізотопними співвідношеннями також оцінюють вік і масу зорі^[94].

Під час перших інтерферометричних досліджень діаметра зорі у 1920 році припускали паралакс 0,0180″, що відповідало відстані 56 пк або приблизно 180 св. р. Це призвело не лише до неточного визначення радіуса, а й до значних похибок в інших характеристиках зорі. Відтоді тривають спроби уточнити відстань до Бетельгейзе; запропоновані значення сягали 400 пк або близько 1300 св. р.^[94]

До публікації каталогу «Гіппаркоса» у 1997 році існували два дещо суперечливі вимірювання паралакса Бетельгейзе. Перше, виконане в 1991 році, дало паралакс 9,8±4,7 мілісекунд, що відповідало відстані приблизно 102 пк або 330 св. р.^[95] Друге — з вхідного каталогу «Гіппаркоса» (1993) — дало тригонометричний паралакс 5±4 мілісекунд, що відповідало відстані 200 пк або 650 св. р.^[96] Через таку невизначеність дослідники користувалися дуже широким діапазоном оцінок відстані, що спричиняло значні розбіжності в обчисленні параметрів зорі^[94].

Результати місії «Гіппаркос» оприлюднили в 1997 році. Для Бетельгейзе виміряли паралакс 7,63±1,64 мілісекунд, що відповідало відстані приблизно 131 пк або 427 св. р., — з меншою заявленою похибкою, ніж у попередніх вимірюваннях^[97]. Однак пізніший аналіз показав, що для змінних зір, зокрема Бетельгейзе, невизначеність вимірювань паралаксів «Гіппаркос» була занижена^[98]. У 2007 році отримали уточнене значення паралакса 6,55±0,83, що дало значно меншу похибку і відстань приблизно 152±20 пк або 500±65 св. р.^[99]

У 2008 році вимірювання в радіодіапазоні за допомогою Дуже великого масиву дали паралакс 5,07±1,10 мілісекунд, що відповідало відстані 197±45 пк або 643±146 св. р.^[94] Оновлений результат на основі подальших спостережень із використанням ALMA та e-MERLIN дав паралакс 4,51±0,8 мілісекунд і відстань 222+34
−48 пк або 724+111
−156 св. р.^[100]

У 2020 році нові спостережні дані з космічного приладу «Solar Mass Ejection Imager» на борту супутника «Коріоліс» та три різні методи моделювання дали уточнений паралакс 5,95+0,58
−0,8 мс, радіус 764+116
−62 R_☉ і відстань 168,1+27,5
−14,4 пк або 548+90
−49 св. р. Це означає, що Бетельгейзе майже на 25 % менша за розміром і приблизно на 25 % ближча до Землі, ніж вважали раніше^[4].

Поточна місія Європейського космічного агентства — «Gaia» — не здатна отримати надійні паралакси для таких яскравих зір, як Бетельгейзе, оскільки вони перевищують поріг насичення інструментів місії приблизно на рівні V≈6^[101][102]. Через це дані про Бетельгейзе відсутні як у другому випуску даних 2018 року^[103], так і в третьому випуску даних 2022 року^[104].

Бетельгейзе класифікують як напівправильну змінну зорю, що означає наявність певної періодичності у змінах яскравості, хоча амплітуди можуть варіюватися, цикли — мати різну тривалість, а також трапляються плато або періоди нерегулярних змін яскравості. Вона належить до підгрупи SRc — це пульсуючі червоні надгіганти з амплітудами близько однієї зоряної величини та періодами від десятків до сотень діб^[105].

Зазвичай Бетельгейзе демонструє лише невеликі зміни яскравості поблизу зоряної величини +0,5, однак у крайніх станах може світити з яскравістю до 0,0 або тьмяніти до +1,6. У Загальному каталозі змінних зір для неї наведено можливий період 2335 діб^[105]. Детальніший аналіз виявив основний період близько 400 діб, коротший період 185 діб^[4] та довший вторинний період близько 2100 діб^[106][107]. Найменшу надійно зафіксовану зоряну величину V-фільтрі +1,614 зареєстрували в лютому 2020 року.

Радіальні пульсації червоних надгігантів добре моделюються і показують, що періоди тривалістю кілька сотень діб зазвичай зумовлені пульсаціями в основному та першому обертонах^[108]. Лінії у спектрі Бетельгейзе демонструють доплерівські зсуви, які вказують на зміни радіальної швидкості і приблизно відповідають змінам яскравості. Це підтверджує, що пульсації супроводжуються змінами розміру зорі, хоча відповідні варіації температури та спектра простежуються невиразно^[109]. Зміни діаметра Бетельгейзе також виміряні безпосередньо^[47]. Спостерігали пульсації першого обертону з періодом 185 діб, а співвідношення періодів основного тону та обертону дає цінну інформацію про внутрішню будову зорі та її вік^[4].

Джерело довгих вторинних періодів залишається невідомим, і їх не вдається пояснити радіальними пульсаціями^[107]. Інтерферометричні спостереження Бетельгейзе виявили гарячі плями, які, ймовірно, створюють великі конвективні комірки. Вони займають значну частку діаметра зорі, і кожна випромінює 5—10 % загального світла^[110][106]. Одна з гіпотез пояснює довгі вторинні періоди еволюцією таких комірок у поєднанні з обертанням зорі^[107]. Інші припущення включають взаємодію в тісній подвійній системі, хромосферну магнітну активність, що впливає на втрату маси, або нерадіальні пульсації, зокрема g-моди^[111].

Окрім чітко виражених головних періодів, спостерігають також малі за амплітудою стохастичні варіації. Їх пов'язують із грануляцією, аналогічною до сонячної, але в набагато більшому масштабі^[107].

13 грудня 1920 року Бетельгейзе стала першою зорею за межами Сонячної системи, для якої виміряли кутовий розмір фотосфери^[25]. Хоча інтерферометрія тоді лише зароджувалася, експеримент виявився успішним. Використавши модель рівномірного диска, дослідники оцінили діаметр Бетельгейзе в 0,047″. Водночас через потемніння до краю зоряний диск, імовірно, був приблизно на 17 % більшим, що дає оцінку кутового діаметра близько 0,055"^[25][46]. Надалі інші дослідження отримали значення кутового діаметра в діапазоні від 0,042 до 0,069″^{[29][44][113]}.

Поєднання цих даних з історичними оцінками відстані від 180 до 815 св. р. дає радіус зоряного диска в межах від 1,2 до 8,9 а. о. Для порівняння з Сонячною системою: орбіта Марса становить близько 1,5 а. о., Церери — 2,7 а. о., Юпітера — 5,5 а. о.

Точно визначити діаметр Бетельгейзе складно з кількох причин:

1. Бетельгейзе є пульсуючою зорею, тому її діаметр змінюється з часом;
2. зоря не має чітко окресленого «краю», оскільки потемніння до краю спричиняє зміну кольору та зменшення інтенсивності випромінювання зі зростанням відстані від центра;
3. Бетельгейзе оточена навколозоряною оболонкою з викинутої речовини, яка поглинає й перевипромінює світло, ускладнюючи визначення фотосфери^[45];
4. вимірювання проводять на різних довжинах хвиль електромагнітного спектра, і різниця в отриманих діаметрах може сягати 30—35 %. Порівнювати такі результати складно, адже видимий розмір зорі істотно залежить від використаної довжини хвилі^[45]. Дослідження показали, що виміряний кутовий діаметр значно більший в ультрафіолеті, зменшується у видимому діапазоні, сягає мінімуму в ближньому інфрачервоному та знову зростає в середньому інфрачервоному^{[40][114][115]};
5. Атмосферне мерехтіння обмежує роздільну здатність наземних телескопів, оскільки турбулентність погіршує кутову роздільну здатність^[35].

Зазвичай для великих холодних зір наводять так звані радіуси Росселана, які визначають як радіус фотосфери за оптичної глибини 2/3. Цей радіус відповідає значенню, обчисленому з ефективної температури та болометричної світності. Він відрізняється від безпосередньо виміряних радіусів і потребує поправок на потемніння краю та довжину хвилі спостережень^[116]. Наприклад, виміряний кутовий діаметр 55,6 мілісекунди відповідає середньому росселанівському діаметру 56,2 мс, а додаткові поправки на наявність пилових і газових оболонок дають діаметр 41,9 мс^[50].

Щоб подолати ці труднощі, дослідники застосували різні підходи. Астрономічна інтерферометрія, яку вперше запропонував Іполіт Фізо у 1868 році, стала ключовою ідеєю, що привела до значного прогресу сучасної телескопії, створення інтерферометра Майкельсона у 1880-х роках і першого успішного вимірювання Бетельгейзе^[117]. Подібно до того, як сприйняття глибини у людини зростає при використанні двох очей замість одного, Фізо запропонував спостерігати зорі через дві апертури, щоб отримати інтерференційні картини, які несуть інформацію про просторовий розподіл інтенсивності випромінювання зорі. Ця галузь швидко розвивалася, і нині багатоапертурні інтерферометри використовують для отримання спекл-зображень, які синтезують за допомогою Фур'є-аналізу для створення портретів із високою роздільною здатністю^[118]. Саме цей підхід у 1990-х роках дозволив виявити гарячі плями на Бетельгейзе^[119].

Інші технологічні прориви включають адаптивну оптику^[120], космічні обсерваторії на кшталт Hipparcos, «Габбла» та «Спітцера»^[40][121], а також інструменту AMBER на Дуже великому телескопі, який одночасно поєднує промені трьох телескопів і дозволяє досягати роздільної здатності порядку мілісекунд^[122][123].

Спостереження в різних ділянках електромагнітного спектра — у видимому світлі, ближньому інфрачервоному, середньому інфрачервоному чи радіодіапазоні — дають істотно різні кутові розміри. У 1996 році для Бетельгейзе отримали рівномірний диск діаметром 56,6±1,0 мс. У 2000 році група з Space Sciences Laboratory виміряла діаметр 54,7±0,3 мс, знехтувавши можливим внеском гарячих плям, які менш помітні в середньому інфрачервоному діапазоні^[44]. До цього також додали теоретичну поправку на потемніння краю, що дало діаметр 55,2±0,5 мс. Попередня оцінка відповідає радіусу приблизно 5,6 а. о. або 1,200 R_☉, якщо прийняти відстань Гарпера 2008 року 197,0±45 пк^[124], що приблизно відповідає розміру орбіти Юпітера 5,5 а. о.^[125][126].

У 2004 році група астрономів, що працювала в ближньому інфрачервоному діапазоні, повідомила, що точніше значення діаметра фотосфери становить 43,33±0,04 мс. Дослідження також пояснило, чому різні довжини хвиль від видимого до середнього інфрачервоного дають різні діаметри: зорю спостерігають крізь товсту теплу атмосферу. На коротких хвилях (видимий спектр) атмосфера розсіює світло, трохи збільшуючи видимий діаметр. У ближньому інфрачервоному (K та L-смуги) розсіяння незначне, тож класичну фотосферу видно безпосередньо; у середньому інфрачервоному діапазоні розсіювання знову зростає, і теплове випромінювання атмосфери збільшує видимий діаметр^[114].

Дослідження з використанням Infrared Optical Telescope Array та Дуже великого телескопа, опубліковані у 2009 році, переконливо підтвердили наявність пилових оболонок і молекулярної оболонки навколо Бетельгейзе та дали діаметри в межах від 42,57 до 44,28 мс із відносно малими похибками^[110][127]. У 2011 році третя оцінка в ближньому інфрачервоному діапазоні підтвердила результати 2009 року й дала діаметр диска з урахуванням потемніння до краю 42,49±0,06 мс^[128][b]. Діаметр фотосфери в ближньому інфрачервоному діапазоні 43,33 мс на відстані Hipparcos 152±20 пк відповідає приблизно 3,4 а. о. або 730 R_☉^[129]. У статті 2014 року отримано кутовий діаметр 42,28 мс (еквівалент 41,01 мс для рівномірного диска) за спостереженнями в H- і K-смугах інструмента AMBER^[130].

У 2009 році оголосили, що радіус Бетельгейзе зменшився на 15 % у період з 1993 до 2009 року, причому значення 2008 року становило 47,0 мс^[46][131][c]. На відміну від більшості попередніх робіт, у цьому дослідженні використали вимірювання на одній конкретній довжині хвилі протягом 15 років. Зменшення кутового розміру Бетельгейзе відповідає зміні від 56,0±0,1 мс у 1993 році до 47,0±0,1 мс у 2008 році — тобто стисканню майже на 0,9 а. о. за 15 років^[46]. Загалом вважають, що це скорочення стосується лише частини розширеної атмосфери навколо Бетельгейзе, адже спостереження на інших довжинах хвиль за той самий період показали збільшення діаметра^[130].

Найновіші моделі Бетельгейзе приймають кутовий діаметр фотосфери близько 43 мс із кількома оболонками, що простягаються до 50–60 мс^[132]. За умови відстані 197 пк це відповідає діаметру зорі 887±203 R_☉^[50].

Колись Бетельгейзе вважали зорею з найбільшим кутовим діаметром на небі після Сонця, однак у 1997 році вона втратила цей статус, коли група астрономів виміряла для R Золотої Риби діаметр 57,0±0,5 мс. Водночас R Золотої Риби, перебуваючи значно ближче до Землі (приблизно 200 св. р.), має лінійний діаметр лише близько третини діаметра Бетельгейзе^[133].

Бетельгейзе розташована занадто далеко від екліптики, щоб її могли покривати великі планети, однак регулярно відбуваються покриття астероїдами, які більш численні й відходять далі від екліптики. Часткове покриття астероїдом 19-ї зоряної величини (147857) 2005 UW₃₈₁ сталося 2 січня 2012 року. Воно було частковим, оскільки кутовий діаметр зорі перевищував кутовий діаметр астероїда; яскравість Бетельгейзе зменшилася лише приблизно на 0,01 зоряної величини^[134][135].

Покриття астероїдом 14-ї зоряної величини 319 Леона прогнозували на 12 грудня 2023 року о 01:12 UTC^[136]. Спочатку повна фаза залишалася під питанням, а саме покриття, за прогнозами, мало тривати лише близько дванадцяти секунд. Воно було видиме у вузькій смузі на поверхні Землі, точну ширину й розташування якої спершу визначити було складно через недостатньо точні дані про розміри й орбіту астероїда^[137]. Згодом прогнози уточнили після аналізу додаткових даних^[138]: очікувалася повна фаза («вогняне кільце») тривалістю близько п'яти секунд і смуга видимості завширшки приблизно 60 км, що простягалася від Таджикистану, Вірменії, Туреччини, Греції, Італії та Іспанії через Атлантичний океан, Маямі, штат Флорида і Флорида-Кіс до окремих районів Мексики^[139]. Ця подія також дала змогу детальніше дослідити сам астероїд 319 Леона^[140]. Серед інших програм до спостережень залучили, зокрема, 80 астрономів-аматорів лише в Європі; їхню роботу координував астрофізик Мігель Монтарже та його колеги з Паризької обсерваторії^[141].

Бетельгейзе — надзвичайно велика, яскрава, але відносно холодна зоря, яку класифікують як червоний надгігант спектрального класу M1–2 Ia-ab. Літера «M» у цій класифікації означає, що це червона зоря, яка належить до спектрального класу M і має порівняно низьку температуру фотосфери; суфікс «Ia-ab» у єркській системі класів світності вказує, що це надгігант проміжної світності з властивостями між звичайним і надзвичайно яскравим надгігантом. Від 1943 року спектр Бетельгейзе слугує одним зі стабільних еталонів, за якими класифікують інші зорі^[142].

Невизначеність температури поверхні зорі, її діаметра та відстані ускладнює точне визначення світності Бетельгейзе. Водночас дослідження 2012 року наводить значення світності близько 126000 L_☉ за умови відстані 200 пк^[143]. Дослідження, опубліковані після 2001 року, оцінюють ефективну температуру Бетельгейзе в межах від 3250 до 3690 К. Раніше повідомляли й значення поза цим діапазоном; значну частину розбіжностей вважають реальною і пов'язують із пульсаціями атмосфери зорі^[50]. Зоря обертається повільно: найновіше виміряне значення швидкості обертання становить 5,45 км/с^[132] — значно менше, ніж у Антареса, швидкість обертання якого сягає 20 км/с^[144]. Період обертання залежить від розмірів Бетельгейзе та орієнтації її осі відносно Землі; розрахунки показують, що зоря робить повний оберт за 36 років, а вісь нахилена приблизно на 60° до напряму на Землю^[132].

У 2004 році астрономи, використовуючи комп'ютерне моделювання, припустили, що навіть за відсутності помітного обертання Бетельгейзе може проявляти масштабну магнітну активність у своїй протяжній атмосфері. Навіть помірно сильні магнітні поля, за цими оцінками, здатні істотно впливати на пил, зоряний вітер і втрату маси зорі^[145]. Серія спектрополяриметричних спостережень 2010 року виявила на поверхні Бетельгейзе слабке магнітне поле. Це свідчить, що гігантські конвективні рухи в надгігантах можуть запускати формування дрібномасштабного динамо-ефекту^[146].

Сучасні оцінки маси, отримані за результатами теоретичного моделювання, дають значення 9,5—21 M_☉^[147], тоді як у старіших дослідженнях наводили ширший діапазон — 5—30 M_☉^[148]. Розрахунки показують, що Бетельгейзе сформувалася як зоря з початковою масою 15—20 M_☉^[124]. У 2011 році запропонували новий підхід до визначення маси цього надгіганта: автори дійшли висновку, що поточна маса зорі становить близько 11,6 M_☉, з верхньою межею 16,6 і нижньою 7,7 M_☉. Оцінку базували на спостереженнях профілю яскравості зорі за допомогою вузькосмугової інтерферометрії в H-діапазоні та на фотосферному радіусі близько 4,3 а. о. або 955±217 R_☉^[147]. Імовірнісний аналіз з урахуванням апріорних даних про вік дає поточну масу 16,5—19 M_☉ та початкову масу 18—21 M_☉^[4].

Масу Бетельгейзе також можна оцінити за її положенням на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Згідно з оглядом історичних джерел 2022 року, за останні кілька тисяч років колір Бетельгейзе міг змінитися з жовтого або помаранчевого на червоний. Поєднання цієї зміни кольору з положенням на діаграмі Герцшпрунга — Рассела вказує на масу близько 14 M_☉, вік приблизно 14 млн років і відстань 125—150 парсеків (близько 400 – 500 світлових років)^[16].

Кінематика Бетельгейзе має складний характер. Вік надгігантів спектрального класу M із початковою масою 20 M_☉ становить приблизно 10 млн років^[94][149]. Якщо простежити її рух у минуле від сучасного положення, проєкція в минуле розміщує Бетельгейзе приблизно на 290 пк далі від галактичної площини — у малоймовірній області, де відсутні регіони зореутворення. Крім того, спроєційоана траєкторія Бетельгейзе не перетинається з підасоціацією 25 Оріона у складі асоціації Оріон OB1 або зі значно молодшим Скупченням Туманності Оріона (також відомим як Ori OB1d). Зокрема, астрометрія Very Long Baseline Array дає відстань між Бетельгейзе та Скупченням Туманності Оріона у межах 389–414 пк. Отже, Бетельгейзе, ймовірно, не завжди рухалася в просторі так, як нині, а в певний момент змінила траєкторію — можливо, внаслідок близького вибуху наднової^[94][150].

Найімовірніший сценарій зореутворення Бетельгейзе полягає в тому, що вона вилетіла з асоціації Оріон OB1. Бетельгейзе, ймовірно, утворилася близько 10—12 млн років тому і входила до кратної системи масивних зір в Оріоні OB1a^[151], але через велику масу швидко еволюціонувала^[94]. У 2015 році Буй та Алвеш припустили, що Бетельгейзе може натомість належати до нещодавно відкритої OB-асоціації Тавріон^[152].

На пізніх стадіях зоряної еволюції масивні зорі, зокрема Бетельгейзе, зазнають інтенсивної втрати маси — можливо, до 1 M_☉ на 10 тисяч років. Унаслідок цього формується складне й динамічне навколозоряне середовище^[153]. Втім, фізичний механізм цього процесу досі залишається недостатньо з'ясованим^[129]. Коли Мартін Шварцшильд уперше запропонував теорію гігантських конвективних комірок, він вважав їх імовірною причиною втрати маси надгігантами на пізніх стадіях еволюції, як-от Бетельгейзе^[39]. Подальші дослідження загалом підтвердили цю гіпотезу, однак і досі існує невизначеність щодо структури конвекції, механізмів втрати маси, процесів утворення пилу у верхній атмосфері та умов, що призводять до вибуху зорі як наднової типу II^[129]. У 2001 році Ґрем Гарпер оцінив зоряний вітер від Бетельгейзе на рівні 0,03 M_☉ на 10 тисяч років^[154], але дослідження після 2009 року виявили епізодичний характер втрати маси, що унеможливлює точну оцінку її сумарного значення для Бетельгейзе^[155]. Сучасні спостереження також свідчать, що зоря на кшталт Бетельгейзе може частину свого життя перебувати на стадії червоного надгіганта, згодом знову перетнути діаграму Герцшпрунга — Рассела, швидко пройти стадію жовтого надгіганта і зрештою вибухнути як блакитний надгігант або зоря Вольфа — Рає^[17].

Астрономи, ймовірно, наблизилися до розв'язання цієї проблеми. Вони виявили великий газовий шлейф, що простягається щонайменше на шість зоряних радіусів. Він свідчить, що Бетельгейзе втрачає речовину нерівномірно в різних напрямках^[49]. На різних довжинах хвиль також спостерігали асиметрію диска зорі, а завдяки вдосконаленим можливостям адаптивної оптики інструмента NACO на Дуже великому телескопі вони стали особливо чітко помітними. Асиметричну втрату маси могли спричинити або великомасштабні конвективні комірки, або полярна втрата маси, можливо пов'язана з обертанням зорі^[49]. Подальші спостереження за допомогою інструмента AMBER на Дуже великому телескопі показали, що газ у розширеній атмосфері надгіганта інтенсивно рухається вгору й вниз, утворюючи комірки, співмірні за розміром із самою зорею. На підставі цього команда дійшла висновку, що саме такі зоряні збурення спричиняють утворення асиметричного викиду маси^[155].

Окрім фотосфери, в атмосфері Бетельгейзе нині виокремлюють ще шість компонентів. До них належать молекулярний шар, газова оболонка, хромосфера, пилове середовище та дві зовнішні оболонки (S1 і S2), складені з монооксиду вуглецю (CO). Деякі з цих компонентів мають асиметричну будову, тоді як інші частково перекриваються^[110].

На відстані приблизно 0,45 радіуса зорі (близько 2—3 а. о.) над фотосферою, ймовірно, розташовується молекулярний шар. Дослідження показують, що він складається з водяної пари та монооксиду вуглецю й має ефективну температуру близько 1500 ± 500 К^[110][156]. Водяну пару вперше виявили у спектрі надгіганта ще у 1960-х роках у межах двох проєктів Stratoscope, проте на десятиліття ці спостереження залишилися поза увагою. Молекулярний шар також може містити SiO та Al₂O₃ — молекули, які здатні пояснити утворення пилових частинок.

Інша, холодніша область — асиметрична газова оболонка — простягається на кілька зоряних радіусів (близько 10—40 а. о.) від фотосфери. Вона збагачена киснем і, особливо, азотом порівняно з вуглецем. Ці аномалії хімічного складу, ймовірно, зумовлені домішуванням речовини, переробленої в CNO-циклі, з внутрішніх шарів Бетельгейзе^[110][157].

Радіотелескопні зображення, отримані в 1998 році, підтвердили, що Бетельгейзе має надзвичайно складну атмосферу^[158], з температурою 3450 ± 850 К, близькою до температури поверхні зорі, але значно нижчою за температуру навколишнього газу в тому самому регіоні^[158][159]. Знімки Дуже великого телескопа також показують, що цей холодніший газ поступово охолоджується в міру віддалення від зорі. Стало несподіванкою, що атмосфера зорі не рівномірно розширювалася внаслідок нагрівання газу поблизу поверхні, а натомість кілька гігантських конвективних комірок виштовхують газ із поверхні зорі в її атмосферу^[158]. Саме в цьому регіоні, як вважають, існує яскравий струмінь, виявлений Кервеллою 2009 року, який, ймовірно, містить вуглець і азот та простягається щонайменше на шість радіусів фотосфери у південно-західному напрямку від зорі^[110].

Хромосфера була безпосередньо знята в ультрафіолетовому діапазоні за допомогою камери Faint Object Camera на борту космічного телескопа «Габбл». Зображення також виявили яскраву ділянку в південно-західному квадранті диска^[160]. Середній радіус хромосфери у 1996 році становив близько 2,2 оптичного диска (приблизно 10 а. о.), а її температура, за оцінками, не перевищувала 5500 К^{[110][161][d]}. Однак спостереження 2004 року з використанням високоточного спектрометра STIS телескопа «Габбл» вказали на існування теплої хромосферної плазми на відстані щонайменше однієї кутової секунди від зорі. За відстані 197 пк розмір хромосфери міг сягати до 200 а. о.^[160][e] Спостереження переконливо показали, що тепла хромосферна плазма просторово перекривається й співіснує як із холодним газом у газовій оболонці Бетельгейзе, так і з пилом у її навколозоряних пилових оболонках^[110][160].

Першу гіпотезу про існування пилової оболонки навколо Бетельгейзе висунули в 1977 році, коли зауважили, що пилові оболонки навколо зір на пізніх стадіях еволюції часто випромінюють значну кількість енергії понад внесок фотосфери. Використовуючи гетеродинну інтерферометрію, дослідники дійшли висновку, що червоний надгігант випромінює більшу частину надлишкового випромінювання з областей за межами 12 зоряних радіусів, або приблизно на відстані поясу Койпера у Сонячній системі (50—60 а. о., залежно від прийнятого значення радіуса зорі)^[30][110]. Відтоді пилову оболонку досліджували на різних довжинах хвиль, що дало помітно відмінні результати. Роботи 1990-х років оцінювали внутрішній радіус пилової оболонки в межах від 0,5 до 1,0 мілісекунд, або від 100 до 200 а. о.^[162][163] Ці дослідження свідчать, що пилове середовище навколо Бетельгейзе не є статичним. У 1994 році повідомили, що Бетельгейзе зазнає епізодів пилоутворення, які тривають десятиліттями, після чого настають періоди неактивності. У 1997 році зафіксували істотні зміни морфології пилової оболонки протягом одного року, що вказує на її асиметричне освітлення зоряним випромінюванням, значною мірою зумовленим існуванням гарячих плям на фотосфері^[162]. Повідомлення 1984 року про гігантську асиметричну пилову оболонку розміром 1 пк не підтвердили пізніші дослідження, хоча інша публікація того ж року стверджувала, що було виявлено три пилові оболонки, які простягаються на чотири світлові роки з одного боку від зорі, що згасає, припускаючи, що Бетельгейзе скидає зовнішні шари під час свого руху^[164][165].

Хоча точні розміри двох зовнішніх оболонок із молекулами CO залишаються невизначеними, попередні оцінки свідчать, що одна оболонка простягається приблизно від 1,5 до 4,0 кутових секунд, а інша — до 7,0 кутових секунд^[166]. Якщо прийняти радіус зорі рівним радіусу орбіти Юпітера — 5,5 а. о., внутрішня оболонка простягалася б приблизно на 50—150 зоряних радіусів (близько 300—800 а. о.), тоді як зовнішня — до 250 зоряних радіусів (приблизно 1400 а. о.). Геліопауза Сонця, за оцінками, розташована на відстані близько 100 а. о., тож розмір цієї зовнішньої оболонки Бетельгейзе був би майже у 14 разів більшим за розміри Сонячної системи.

Бетельгейзе рухається крізь міжзоряне середовище зі швидкістю близько 30 км/с (тобто приблизно 6,3 а. о./рік), утворюючи дугоподібну ударну хвилю^[167][168]. Цю ударну хвилю створює не сама зоря, а її потужний зоряний вітер, який викидає у міжзоряне середовище великі маси газу зі швидкістю близько 17 км/с. Унаслідок цього навколишня речовина нагрівається, і вона стає видимою в інфрачервоному діапазоні^[169]. Через надзвичайну яскравість Бетельгейзе цю дугоподібну ударну хвилю вперше вдалося безпосередньо зафіксувати лише в 1997 році. Ця структура має, за оцінками, щонайменше один парсек у поперечнику за умови відстані 643 світлові роки^[170][f].

Гідродинамічні моделювання дугоподібної ударної хвилі, виконані у 2012 році, показують, що вона є дуже молодою — її вік становить менш ніж 30 000 років. Це дає підстави припускати одне з двох: або Бетельгейзе лише нещодавно увійшла в область міжзоряного середовища з іншими фізичними властивостями, або ж зоря зазнала суттєвих еволюційних змін, які призвели до перебудови її зоряного вітру^[171]. У статті 2012 року висунуто гіпотезу, що це явище пов'язане з переходом Бетельгейзе зі стадії блакитного надгіганта на стадію червоного надгіганта. Існують свідчення того, що на пізніх етапах еволюції зорі на кшталт Бетельгейзе можуть зазнавати швидких переходів від червоного до блакитного гіганта і навпаки на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, що супроводжується різкими змінами зоряних вітрів і дугоподібних ударних хвиль^[167][172]. Якщо подальші дослідження підтвердять цю гіпотезу, Бетельгейзе могла пройти шлях майже 200 000 астрономічних одиниць у фазі червоного надгіганта, розсіявши вздовж траєкторії до 3 M_☉ речовини.

Бетельгейзе — червоний надгігант, що еволюціонував із зорі головної послідовності спектрального класу O. Після вичерпання водню в ядрі Бетельгейзе перейшла у фазу блакитного надгіганта, а згодом — у свою теперішню фазу червоного надгіганта^[173]. Зрештою її ядро сколапсує, що спричинить вибух наднової та утворення компактного залишку. Конкретні деталі цього процесу залежать від точної початкової маси зорі та інших її фізичних характеристик на стадії головної послідовності.

Початкову масу Бетельгейзе можна оцінити лише шляхом порівняння різних моделей зоряної еволюції з її сучасними спостережуваними властивостями. Невизначеність як у теоретичних моделях, так і в поточних параметрах зорі зумовлює значний розкид оцінок її первісного стану. Зазвичай початкову масу Бетельгейзе оцінюють у межах 15—20 M_☉. Хімічний склад зорі, ймовірно, становив близько 70 % водню, 28 % гелію та 2,4 % важчих елементів — дещо вища металічність, ніж у Сонця, але загалом близька до сонячної. Початкова швидкість обертання залишається менш визначеною, однак моделі з повільним або помірним початковим обертанням найкраще узгоджуються з сучасними властивостями Бетельгейзе^{[50][173][174]}. На стадії головної послідовності Бетельгейзе мала бути гарячою яскравою зорею спектрального класу O9V^[143].

Зоря масою 15 M_☉ досягає стадії червоного надгіганта за 11,5—15 млн років, причому зорі зі швидшим обертанням еволюціонують повільніше^[174]. Зорі масою 20 M_☉ зі швидким обертанням досягають цієї стадії за 9,3 млн років, тоді як зорі такої ж маси з повільним обертанням — лише за 8,1 млн років^[173]. Ці значення вважають найкращими оцінками сучасного віку Бетельгейзе, оскільки час від стадії головної послідовності нульового віку для зорі масою 20 M_☉ без обертання оцінюють у 8,0—8,5 млн років^[50].

Час, який Бетельгейзе провела у фазі червоного надгіганта, можна оцінити, порівнюючи швидкість втрати маси зі спостережуваною навколозоряною речовиною, а також за вмістом важких елементів в атмосфері зорі. Оцінки коливаються від 10 000 років до максимуму близько 140 000 років. Бетельгейзе, ймовірно, переживає короткі епізоди інтенсивної втрати маси та швидко рухається у просторі, тому зіставити її поточну швидкість втрати маси із загальною втраченою масою складно^[50][173].

На поверхні Бетельгейзе спостерігають підвищений вміст азоту, відносно низьку концентрацію вуглецю та високу частку ¹³C порівняно з ¹²C, що вказує на зорю, яка зазнала першого зачерпування. Однак перше зачерпування відбувається невдовзі після переходу зорі у фазу червоного надгіганта, тож це свідчить лише про те, що Бетельгейзе перебуває в цій фазі щонайменше кілька тисяч років. Найімовірніше, Бетельгейзе вже провела близько 40 000 років як червоний надгігант^[50], залишивши головну послідовність, імовірно, близько одного мільйона років тому^[174].

Поточну масу можна оцінити за еволюційними моделями, виходячи з початкової маси та очікуваної втрати маси на цей момент. Для Бетельгейзе прогнозована загальна втрата маси не перевищує приблизно 1 M_☉, що дає сучасну масу 19,4—19,7 M_☉, істотно більшу, ніж оцінки, отримані іншими методами, зокрема за пульсаційними властивостями або моделями потемніння краю диска^[50].

Очікується, що всі зорі з масою понад 10 M_☉ завершують еволюцію колапсом ядра, зазвичай із вибухом наднової. Для зір масою до приблизно 15 M_☉ з фази червоного надгіганта завжди виникає наднова типу II-P^[174].

Більш масивні зорі можуть втрачати масу настільки швидко, що еволюціонують у бік вищих температур ще до колапсу ядра, особливо у разі обертання або в моделях із надзвичайно високими темпами втрати маси. Такі зорі можуть породжувати наднові типів II-L або IIb із жовтих чи блакитних надгігантів, або наднові типу I b/c із зір Вольфа — Рає^[175]. Моделі обертових зір масою 20 M_☉ передбачають своєрідну наднову типу II, подібну до SN 1987A, із батьківського блакитного надгіганта^[174]. Натомість моделі не обертових зір масою 20 M_☉ передбачають наднову типу II-P із батьківського червоного надгіганта^[50].

Час до вибуху Бетельгейзе залежить від передбачуваних початкових умов та оцінки періоду, уже проведеного у фазі червоного надгіганта. Загальна тривалість від початку цієї фази до колапсу ядра становить приблизно 300 000 років для обертової зорі масою 25 M_☉, близько 550 000 років для обертової зорі масою 20 M_☉ та до одного мільйона років для не обертової зорі масою 15 M_☉. З урахуванням оціненого часу, що минув із моменту переходу Бетельгейзе у фазу червоного надгіганта, його залишкову тривалість життя оцінюють від «найімовірнішого» значення менш ніж 100 000 років для не обертової моделі з масою 20 M_☉ до значно більших значень для обертових моделей або зір меншої маси^[50][174]. Ймовірне місце народження Бетельгейзе в асоціації Оріон OB1 є місцем кількох попередніх вибухів наднових. Вважають, що втікаючі зорі можуть виникати внаслідок таких вибухів, і існують переконливі докази, що гарячі зорі μ Голуба, AE Візничого та 53 Овна походять саме з подібних подій в Оріоні OB1 приблизно 2,2, 2,7 та 4,9 млн років тому відповідно^[150].

Типова наднова типу II-P випромінює близько 2×10⁴⁶ Дж у вигляді нейтрино та створює вибух із кінетичною енергією 2×10⁴⁴ Дж. Для спостерігача на Землі Бетельгейзе як наднова типу II-P досягла б максимальної видимої зоряної величини в діапазоні від −8 до −12^[176]. Такий вибух був би добре видимий удень, із можливою яскравістю до значної частки яскравості повного Місяця, хоча, ймовірно, не перевищив би її. Наднова цього типу зберігала б майже сталу яскравість протягом 2—3 місяців, після чого б швидко потьмяніла. Видиме випромінювання переважно зумовлює радіоактивний розпад кобальту-56, а підтримання яскравості відбувається завдяки зростанню прозорості охолоджуваного водню, викинутого під час вибуху наднової^[177].

Через непорозуміння, спричинені публікацією 2009 року про нібито 15-відсоткове стиснення зорі, імовірно її зовнішньої атмосфери^[45][125], Бетельгейзе часто ставала об'єктом панічних публікацій і чуток, у яких стверджували, що вона вибухне протягом року, а також з'являлися перебільшені заяви щодо наслідків такої події^[178][179]. Час появи та поширеність цих чуток пов'язували з ширшими хибними уявленнями про астрономію, зокрема з апокаліптичними прогнозами, що стосувалися «кінця світу» за календарем мая^[180][181]. Бетельгейзе з великою ймовірністю не спричинить гамма-спалаху й розташована недостатньо близько, щоб її рентгенівське випромінювання, ультрафіолетове випромінювання або викинута речовина могли суттєво вплинути на Землю^[50][182]. Після потьмарення Бетельгейзе в грудні 2019 року^[183][51] в наукових і масових медіа знову з'явилися повідомлення зі спекуляціями про те, що зоря може невдовзі вибухнути як наднова — навіть попри наявні наукові дослідження, згідно з якими вибух не очікується щонайменше протягом найближчих 100 000 років^[184]. Деякі видання, зокрема журнал «Astronomy»^[57], «National Geographic»^[60] і журнал «Smithsonian»^[185], повідомляли про зоряну величину до +1,3 як про незвичне та цікаве явище. Деякі ЗМІ^[62][186], зокрема «Вашингтон пост»^[61] та «Popular Science»^[187], писали, що вибух наднової можливий, але малоймовірний, тоді як інші ресурси помилково зображали наднову як неминучу та цілком реалістичну подію. Наприклад, CNN виніс у заголовок фразу «Гігантська червона зоря поводиться дивно, і вчені вважають, що вона може вибухнути»^[188], тоді як «Нью-Йорк пост» заявив, що Бетельгейзе «на порозі вибухової наднової»^[63]. Філ Плейт у своєму блозі «Погана астрономія», звертаючи увагу на нещодавню поведінку Бетельгейзе («хоча вона й незвична, але не безпрецедентна»), стверджував, що зоря навряд чи вибухне «ще дуже й дуже довго»^[189]. Денніс Овербай із «Нью-Йорк таймс» погодився, що вибух не є неминучим, але додав, що «астрономам просто цікаво про це поміркувати»^[190].

Після майбутнього вибуху наднової залишиться невеликий щільний залишок — або нейтронна зоря, або чорна діра. Ядро Бетельгейзе, імовірно, недостатньо масивне для утворення чорної діри, тому залишком, найвірогідніше, стане нейтронна зоря масою приблизно 1.5 M_☉^[50].

Тривалий час Бетельгейзе вважали одиничною зорею. Проте в дослідженнях, опублікованих у 1985 і 1986 роках, група під керівництвом Маргарити Каровської проаналізувала дані поляризації за 1968—1983 роки, які вказували на існування двох зір-компаньйонів. Ближчий із них мав орбітальний період близько 2,1 року. Застосувавши спекл-інтерферометрію, дослідники дійшли висновку, що цей об'єкт розташований на відстані 0,06″±0,01″ (9 а. о.) від головної зорі під позиційним кутом 273°, що потенційно ставить його всередину хромосфери Бетельгейзе. Дальнішого компаньйона виявили на відстані 0,51″±0,01″ (77 а. о.) під позиційним кутом 278°^[191][192]. Подальші дослідження не знайшли підтверджень існування цих компаньйонів або ж прямо їх спростували^[193], однак можливість того, що близький компаньйон певною мірою впливає на сумарний потік випромінювання, остаточно не виключили^[110]. У 2000-х і 2010-х роках стало можливим виконувати високороздільну інтерферометрію Бетельгейзе та її околиць, проте ці спостереження також не виявили жодних компаньйонів^[49][106].

У 2024 році два незалежні дослідження надали докази на користь існування зорі-компаньйона. Одне з них показало, що найімовірнішим поясненням вторинної періодичності Бетельгейзе тривалістю 2170 днів (5,94 року), коливань радіальної швидкості, помірного радіуса та малої змінності ефективної температури є невидима безпосередньо зоря або компактний об'єкт масою 1,17±0,07 M_☉ на відстані 8,60±0,33 а. о., що впливає на пил^[194]. Друге дослідження, виконане іншою групою на основі спостережних даних за столітній період, також припустило наявність близького зоряного компаньйона — ймовірно, менш масивного й менш яскравого за Сонце — з орбітальним періодом 5,78 року. За оцінками, Бетельгейзе поглине цей об'єкт протягом приблизно 10 000 років^[195].

У травні 2025 року дослідження на основі спостережень в ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах виключили можливість того, що компаньйон є компактною зорею, і вказали, що найімовірніше це маломасивний молодий зоряний об'єкт^[196][197]. Такі об'єкти мають рентгенівську світність, порівнянну зі спостережуваною у Бетельгейзе^[197]. З огляду на ці результати, маса компаньйона має бути меншою за 1,5 M_☉ і, найімовірніше, меншою за 1 M_☉^[196].

Про можливе пряме виявлення за допомогою Обсерваторії Джеміні-Північ оголосили в липні 2025 року на основі спостережень 2020 і 2024 років. Спостереження 2020 року виконали під час Великого затемнення, коли за прогнозами компаньйон мав бути невидимим через розташування на одній прямій із Бетельгейзе. Спостереження 2024 року провели через три дні після прогнозованого моменту найбільшого видимого віддалення від Бетельгейзе. Порівняння даних показало відсутність компаньйона у 2020 році (як і очікувалося) та ймовірне його виявлення у 2024 році. Передбачуваний компаньйон перебував на кутовій відстані 52 мілісекунди, що добре узгоджується з динамічними передбаченнями. Виявлений об'єкт приблизно на 6 зоряних величин тьмяніший за Бетельгейзе на довжині хвилі 466 нм. Спостереження вказують на масу компаньйона 1,6 M_☉, що більше за очікуване значення, і свідчать, що це, ймовірно, молода зоря спектрального класу F на стадії до головної послідовності^[11]:10. У видимому діапазоні вона приблизно на 6 зоряних величин тьмяніша за Бетельгейзе^[198]. За статистичної значущості лише 1,5 σ це виявлення не є остаточно підтвердженим, однак загалом узгоджується з попередніми передбаченнями^[11]. Оскільки назва Бетельгейзе походить від «руки аль-Джаузи», автори запропонували для ймовірного компаньйона назву Сіварха (Siwarha) — «її браслет» арабською мовою^[11]. 22 вересня 2025 року Робоча група МАС з назв зір офіційно визнала назву Сіварха^[12].

Додаткові докази на користь існування компаньйона надали спектроскопічні спостереження, опубліковані у січні 2026 року. Вони показали, що як поглинання навколозоряним пилом, так і хромосферний відтік демонструють варіації, узгоджені з прогнозованим проходженням Сівархи під час проходження перед диском Бетельгейзе. Гравітаційний вплив компаньйона концентрує навколишній зоряний вітер Бетельгейзе, утворюючи слід, що пояснює спостережувану змінність^[199].

Назву «Бетельгейзе» часто помилково перекладають як «пахва центрального»^[200]. У своїй праці 1899 року «Назви зір: Легенди та значення» американський натураліст-аматор Річард Гінклі Аллен стверджував, що назва походить від ابط الجوزاء — Ibṭ al-Jauzah, яка, за його припущенням, з часом набула різних форм, зокрема Bed Elgueze, Beit Algueze, Bet El-gueze та Beteigeuze, а згодом — Betelgeuse, Betelguese, Betelgueze і Betelgeux. У «Альфонсових таблицях» зорю названо Beldengeuze^[201], а італійський єзуїтський священник і астроном Джованні Баттіста Річчолі уживав форми Bectelgeuze або Bedalgeuze^[13].

Пауль Куніцш, професор арабістики Мюнхенського університету, спростував етимологію Аллена й запропонував інше пояснення: повна назва є спотворенням арабського يد الجوزاء — Яд аль-Джавза, що означає «Рука аль-Джавза», тобто Оріона^[202]. Під час транслітерації на середньовічну латину початкову літеру «й» (يـ, із двома крапками знизу, — права літера, оскільки арабський текст читається справа наліво) помилково прочитали як «б» (بـ, з однією крапкою). У добу Відродження назву зорі записували як بيت الجوزاء — Байт аль-Джавза («дім Оріона») або як بط الجوزاء — Бат аль-Джавза, що помилково тлумачили як «пахва Оріона» (справжній арабський відповідник слова «пахва» — ابط, транслітерація «ібт»). Унаслідок цього закріпилася сучасна форма назви — Betelgeuse^[203]. Згодом це пояснення Куніцша прийняли й інші автори^[23].

Остання частина назви — «-етельгейзе» — походить від арабського الجوزاء — аль-Джавза, історичної арабської назви сузір'я Оріон, жіночого імені з давніх арабських легенд із неясним значенням. Оскільки جوز (дж-в-з), корінь слова «Джавза», означає «середина», аль-Джавза приблизно перекладають як «центральний». Сучасна арабська назва Оріона — الجبار аль-Джаббар («велетень»), однак уживання الجوزاء аль-Джавза у назві зорі збереглося^[203]. Серед інших зафіксованих арабських назв — اليد اليمنى оль-Яд аль-Ямна («права рука»), الذراع аль-Дхіра («рука») та المنكب аль-Манкіб («плече») — усі вони стосуються аль-Джавза, тобто Оріона^[13].

Серед інших назв Бетельгейзе фіксують перську Башн («рука») та коптську Кларіа («браслет»)^[13]. Її санскритська назва Баху походить від індуїстського уявлення про це сузір'я як про антилопу або оленя, що біжить^[13]. У сучасній індійській астрономії зорю називають Ардра (आर्द्रा). У традиційній китайській астрономії назва Бетельгейзе — Шенсюсі (参宿四, Shēnxiùsì, «четверта зоря сузір'я Трьох зір»)^[204], оскільки китайське сузір'я Оріон (参宿) спочатку охоплювало три зорі Пояса Оріона. Згодом це сузір'я розширили до десяти зір, однак давня назва збереглася^[205]. У Японії клан Тайра обрав Бетельгейзе та її червоне забарвлення своїм символом і називав зорю Хейкебоші (平家星), тоді як клан Мінамото надав перевагу Рігелю та його білому кольору. Ці два могутні роди вели легендарну війну в історії Японії, це асоціювали з протистояння двох зір, розділених лише Поясом Оріона^[206][207].

У таїтянській традиції Бетельгейзе була однією з опор, що підтримують небесне склепіння; її знали під назвою Ана-вару — «стовп, біля якого сидять». Зорю також називали Тауруа-нуй-о-Мере — «велике свято в батьківських прагненнях»^[208]. На Гаваях для неї вживали назву Каулуа-коко (Kaulua-koko, «яскраво-червона зоря»)^[209]. Лакандони в Центральній Америці знав її як Чак Тулікс (chäk tulix, «червоний метелик»)^[210].

До наукової революції астрономія тісно перепліталася з міфологією та астрологією, тому червона зоря — подібно до планети Марс, названої на честь римського бога війни — упродовж тисячоліть асоціювалася з воєнним архетипом завоювання, а відтак і з мотивами смерті та відродження^[13]. В інших культурах сформувалися відмінні міфологічні уявлення. Стівен Вілк висловив припущення, що сузір'я Оріона могло уособлювати грецького міфологічного персонажа Пелопа, який мав штучне плече зі слонової кістки; при цьому Бетельгейзе відповідала б плечу, а її колір нагадував червонувато-жовтий блиск слонової кістки^[20].

Аборигени з Великої пустелі Вікторія в Південній Австралії включили Бетельгейзе до своїх усних традицій як палицю Ньїруни (Оріона), яка наповнюється вогняною магією та згасає, перш ніж знову повернутися. Це тлумачать як свідчення того, що аборигени здавна усвідомлювали змінність блиску Бетельгейзе^[211][212]. Народ вардамани з північної Австралії знав зорю під назвою Я-джангін (Ya-jungin, «кліпаючі очі сови»); яскравості зорі в цій традиції інтерпретували як періодичне «спостереження» за ритуальними церемоніями, які очолював Червоний Кенгуру — Рігель^[213]. У південноафриканській міфології Бетельгейзе сприймали як лева, що хижо дивиться на трьох зебр, уособлених Поясом Оріона^[214].

В Америці Бетельгейзе символізує відрубану кінцівку людини (Оріона). Народ тауліпанги з Бразилії знає це сузір'я як Зілілкаваї — героя, ногу якого відтяла дружина; змінність блиску Бетельгейзе пов'язують саме з цим відтинанням. Подібно до цього, лакота у Північній Америці бачать у ній вождя з відрубаною рукою^[20].

Санскритська назва Бетельгейзе — ārdrā («волога»); вона дала назву Ардрі, одній із місячних стоянок у індуїстській астрології^[215]. У македонському фольклорі сузір'я уособлювали сільськогосподарські знаряддя та тварин, відображаючи спосіб життя населення. Для них Бетельгейзе була «Орачем», а весь Оріон зображував плуг із волами. Схід Бетельгейзе близько 3 години ночі наприкінці літа та восени означав час, коли чоловіки сіл мали виходити в поля орати^[216]. Для інуїтів поява Бетельгейзе та Беллатрікс високо на південному небі після заходу Сонця знаменувала початок весни та подовження днів наприкінці лютого — на початку березня. Ці дві зорі називали Akuttujuuk («ті [двоє], що розміщені далеко одна від одної»), маючи на увазі відстань між ними; така назва була поширена насамперед серед мешканців півночі Баффінової Землі й півострова Мелвілл^[24].

Давні культури в усьому світі звертали увагу на протилежне розташування на небесній сфері Оріона та Скорпіона з відповідними яскравими червоними зорями Бетельгейзе й Антаресом. Захід Оріона та сходження Скорпіона символізують смерть Оріона від укусу скорпіона. У Китаї вони уособлювали братів-суперників Шень і Шан^[20]. Народ батаків на Суматрі відраховував Новий рік від першого молодика після того, як Пояс Оріона зникав за горизонтом; у цей час Бетельгейзе залишалася видимою «наче хвіст півня». Сузір'я Бетельгейзе та Антареса на протилежних кінцях небесної сфери вважали парою скорпіонів, а «днями скорпіонів» називали ночі, коли можна було спостерігати обидва сузір'я одночасно^[217].

Як одна з найяскравіших і найвідоміших зір, Бетельгейзе фігурує в багатьох художніх творах. Англійська назва зорі (англ. Betelgeuse) надихнула назву фільму 1988 року «Бітлджюс» (англ. Beetlejuice) та ім'я антагоніста фільму^[218].

У серії науково-фантастичних книг «Путівник по Галактиці для космотуристів» Дугласа Адамса один із головних героїв Форд Префект походив «з маленької планети десь поблизу Бетельгейзе»^[219].

Бетельгейзе згадана в піснях «Black and Blue Bird» гурту «Dave Matthews Band»^[220] та «Far Out» гурту Blur з альбому 1994 року «Parklife» також згадується Бетельгейзе^[221]. У поемі Філіпа Ларкіна «The North Ship», що входить до однойменної збірки, зорю згадано в розділі «Above 80° N». Гумберт Вулф написав вірш про Бетельгейзе, який Густав Голст поклав на музику^[222].

Ім'я зорі носили два кораблі ВМС США часів Другої світової війни: USS Betelgeuse (AKA-11) (1939) та USS Betelgeuse (AK-260) (1944). У 1979 році французький супертанкер Betelgeuse вибухнув, розвантажуючи нафту біля острова Відді, та убив 50 людей, що стало однією з найтяжчих катастроф в історії Ірландії^[223].

• Бетельгейзе // Універсальний словник-енциклопедія. — 4-те вид. — К. : Теза, 2006.
• Зображення гарячих плям на поверхні Бетельгейзе у видимому та інфрачервоному діапазонах, отримане застосовуючи методи наземної інтерферометрії з високою роздільною здатністю.
• Betelgeuse. SolStation. Архів оригіналу за 24 серпня 2011. Процитовано 8 листопада 2006. (англ.)