베텔게우스, 대기 속을 도는 동반성 시와르하의 리듬에 맞춰 모양이 바뀐다

오리온자리의 어깨를 이루는 적색초거성 베텔게우스는 완벽한 원형이 아니며, 그 찌그러짐의 정도는 두 번째 별의 움직임에 맞춰 변하는 것으로 보인다. 새 전파 지도는 동반성 시와르하가 베텔게우스로부터 가장 멀리 떨어지는 지점까지 이동할 때 이 거성의 외곽 대기가 완만한 타원형으로 늘어났다가, 동반성이 그 앞이나 뒤를 지날 때 다시 원형에 가까워지는 모습을 보여준다.

이 패턴이 눈길을 끄는 이유는 시와르하가 안전한 거리에서 베텔게우스를 공전하는 것이 아니기 때문이다. 시와르하는 중심에서 항성 반지름의 두 배를 조금 넘는 거리, 즉 거성의 확장된 대기권 안을 통과한다. 따라서 이 형태 변화는 수면 아래를 움직이는 무언가의 존재를 드러내는 연못의 물결처럼 작용한다. 이번 연구를 이끈 MIT Haystack Observatory의 린 매슈스(Lynn Matthews)는 “이 동반성은 항성에 너무 가까이 공전하기 때문에 실제로 그 확장된 대기를 통과한다”고 말했다.

같은 관측은 두 번째 결과도 담고 있다. 베텔게우스의 대기는 관측 기록상 100년이 넘는 기간 동안 가장 어두워졌던 ‘대감광’ 사건에서 대체로 회복됐다. 감광 직전에 비정상적으로 차가워졌던 가스는 이제 약 3,500켈빈에서 빛나며, 이는 항성의 가시 표면 온도에 가깝다.

베텔게우스는 두 개의 가장 가까운 적색초거성 가운데 하나다. 적색초거성은 생애 마지막 단계에 있는 질량 큰 별로, 언젠가 초신성으로 폭발하게 된다. 이런 별들이 폭발 전에 외층을 어떻게 방출하는지는 이후 남기는 구름의 형태를 결정하며, 그 층을 가르며 지나가는 동반성은 이 이야기에 새롭게 더해진 요소다.

전파가 천문학자들에게 항성 대기를 해부하게 하는 방식

Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, University of Manchester, European Southern Observatory의 연구자들이 참여한 연구팀은 두 장비를 결합했다. 뉴멕시코의 Very Large Array는 낮은 주파수 대역을, 칠레의 Atacama Large Millimeter/submillimeter Array인 ALMA는 높은 주파수 대역을 담당했다. 두 장비는 2021년부터 2026년까지 진행된 관측 캠페인에서 22~485기가헤르츠의 7개 주파수로 베텔게우스를 관측했다.

각 주파수는 서로 다른 깊이에서 나온다. 높은 주파수는 가시 표면에 더 가까운 가스를, 낮은 주파수는 더 바깥쪽 층을 포착한다. 이에 따라 이 관측 세트는 표면 바로 위에서 항성 반지름의 몇 배 거리까지 대기를 층별로 그려낸다. 베텔게우스는 겉보기 크기 기준으로 하늘에서 가장 큰 별 가운데 하나이므로, 두 배열 모두 이를 점이 아닌 원반으로 분해해 관측할 수 있다. 매슈스는 “NSF VLA와 ALMA가 제공한 놀라운 데이터를 결합했기에 여기서 설득력 있는 결과를 얻을 수 있었다”며 “이 시설들을 이용해 실제로 가까운 별들의 원반을 분해할 수 있다는 사실은 놀랍다”고 말했다.

연구팀은 이미지마다 타원형 원반을 맞추고, 그 크기와 방향, 밝기 온도, 그리고 형태가 원에서 얼마나 벗어났는지를 나타내는 타원율을 기록했다. 이어 공개된 궤도 자료에서 가져온 동반성의 예측 위치와 이 타원율을 대조하고, 다른 전파 연구에서 나온 이전의 측정값 3건도 더했다.

시와르하는 간접적으로 찾을 수밖에 없었다. 반지름이 태양의 약 두 배이고 온도가 약 12,000켈빈인 별이라고 가정하면, 44기가헤르츠에서 이 별 자체의 전파 방출은 약 0.1마이크로얀스키에 불과하다. 이는 가능한 어떤 관측 시간으로도 검출하기에 열 배 이상 너무 약한 수준이다. 더 밝게 보일 수 있는 ALMA의 최고 대역에서도 신호는 이미지의 잡음 아래에 머문다. 해당 ALMA 관측 당시 동반성은 항성 중심에서 약 23밀리초각 떨어진 곳, 거의 항성 정면에 자리하고 있기도 했다.

더 차가운 층, 더 뜨거운 껍질, 그리고 정상으로 돌아온 별

대감광이 일어나기 몇 달 전, 매슈스가 이끈 연구는 44기가헤르츠에서 베텔게우스 대기의 밝기 온도가 30년 만에 최저치에 이르렀음을 확인했다. 이는 항성 깊은 곳의 대류에서 발생한 충격파가 외곽 가스를 교란했다는 신호였다. 이후 이 별은 먼지를 형성한 물질을 방출했고, 그 먼지는 우리의 시야를 일부 가렸다.

새 측정값은 이 온도들이 지난 약 30년간의 전파 관측에서 기록된 범위 안으로 돌아왔음을 보여준다. 22기가헤르츠에서 가스는 항성 반지름의 약 2.7배 거리에서 약 3,500켈빈에 이르며, 3,476~3,650켈빈인 표면 온도와 비슷하다. 이 온도 정점은 이제 2016년 이전 측정 때보다 더 바깥에 자리한다. 저자들은 이를 대기 밀도가 고도에 따라 감소하는 방식이 바뀌었을 가능성으로 해석한다.

더 안쪽에서는, 기존 전파 측정 가운데 어느 것보다 표면 가까이 닿는 최고 주파수 ALMA 데이터가 반지름의 1.2배 지점에서 약 2,200켈빈의 가스를 발견했다. 이는 가시 표면보다 1,000도 이상 낮은 온도로, 표면과 그 위의 더 뜨거운 채층 사이에 오래전부터 추정돼 온 온도 최저점이 있음을 확인한다. 이 차가운 층은 적외선 관측으로 추론된 분자 가스 껍질인 MOLsphere와 일치한다. 모든 주파수에서 전파 온도는 같은 높이에서 자외선으로 추정한 온도보다도 낮게 나왔으며, 이는 뜨거운 채층 물질 사이에 차가운 가스가 섞여 있음을 시사한다.

크기를 가늠하자면, 베텔게우스는 하늘에서 약 44밀리초각을 차지한다. 이를 태양이 있는 자리에 놓는다면 가시 표면은 화성 궤도 너머까지 뻗게 된다.

규명하는 데 수십 년이 걸린 동반성

베텔게우스는 오랫동안 약 400일 주기와, 약 2,100일 즉 거의 6년 주기의 더 느린 리듬으로 밝아졌다 어두워졌다를 반복해 왔다. 느린 주기의 원인은 불분명했다. 서로 독립적인 두 연구는 이 느린 주기가 항성 반지름의 약 2.3배 거리에서 확장된 대기 내부를 공전하는 동반성에서 비롯된다고 결론지었다. 이후 스페클 영상 연구팀은 잠정적인 검출 결과를 보고하고 이 별에 시와르하라는 이름을 붙였다. 이는 아랍어로 ‘그녀의 팔찌’를 뜻하며, 베텔게우스의 이름 자체가 뜻하는 ‘알자우자의 손’을 떠올리게 한다. 이 이름은 이제 국제천문연맹의 공식 명칭이다.

이후 추가 증거도 나왔다. Hubble Space Telescope의 자외선 스펙트럼은 동반성의 궤도를 따라 변화하는 선 형태와 속도를 보여줬고, 연구진은 이를 동반성 뒤를 따라가는 후류로 해석했다. 가장 강력한 확인은 ESO의 Very Large Telescope에 탑재된 SPHERE 장비의 직접 영상 관측에서 나왔다. 이 장비는 예측된 위치에서 동반성을 검출했다. 전파 관측 결과는 또 다른 유형의 신호를 보탠다. 즉, 동반성이 거성 자체의 형태에 미치는 영향이다.

전파 지도가 결론내리지 못한 것들

모든 대역과 모든 관측 시기에서 타원율은 작았으며, 이 경향은 궤도 전반에 흩어진 제한된 수의 관측에 근거한다. 저자들은 이 결과를 동반성에 의한 주기적 교란과 일치하는 것으로 설명할 뿐 증명으로 제시하지는 않았으며, 이를 확인하려면 더 넓은 주파수 범위와 궤도 위상을 포괄하는 추가 관측 시기가 필요하다고 말한다.

데이터에는 또 하나의 수수께끼도 있다. 타원율은 여러 주파수에 걸쳐 동반성을 따라가지만, 가장 잘 맞는 타원의 방향은 주파수별로 일치하지 않는다. 최고 ALMA 대역에서는 장축이 31~47도에 놓이는 반면, 더 낮은 두 ALMA 대역에서는 약 140도, VLA에서는 대략 90~120도로 나타난다. 가능한 설명 중 하나는 각 주파수가 Hubble 데이터에서 제안된 후류와 같은 3차원 교란의 서로 다른 단면을 포착한다는 것이다. 그러나 이는 아직 검증돼야 한다.

연구팀은 또한 이미지에서 동반성의 예측 위치 근처에 밝은 반점이나 비대칭이 있는지 찾았지만, 그것과 명확하게 연결할 수 있는 특징은 발견하지 못했다. 일부 주파수에서 해상도가 제한적이었고, 가장 선명한 관측이 이뤄진 때 동반성의 위치가 관측에 불리했기 때문이다. 시와르하의 질량과 유형을 포함한 정체 역시 여전히 논쟁거리다. 만약 이 별이 젊고 플레어 활동을 하는 별로 밝혀진다면, 이번 관측이 다루지 않은 약 5~10기가헤르츠의 낮은 주파수에서 변동하는 전파 방출을 낼 수 있다.

베텔게우스와 시와르하에 관한 자주 묻는 질문

시와르하는 무엇인가?

시와르하는 베텔게우스의 동반성이다. 이 별은 적색초거성의 확장된 대기 내부, 항성 반지름의 약 2.3배 거리에서 공전하며 약 2,100일마다 한 바퀴를 돈다. 이름은 아랍어로 ‘그녀의 팔찌’를 뜻하며, 현재 IAU의 공식 명칭이다.

베텔게우스는 대감광에서 회복했는가?

전파 파장에서는 대체로 그렇다. 감광 직전에 30년 만의 최저치를 기록했던 22 및 44기가헤르츠의 밝기 온도는 지난 약 30년 동안 측정된 범위 안으로 돌아왔다. 2019년 말과 2020년 초에 일어난 감광으로 베텔게우스는 100년이 넘는 관측 기록상 가장 어두운 상태가 됐다.

베텔게우스는 곧 폭발하는가?

이 연구에서 임박한 초신성을 가리키는 것은 없다. 베텔게우스는 생애 후반 단계에 있는 적색초거성이며 언젠가 폭발할 것으로 예상되지만, 이 관측은 핵의 상태가 아니라 외곽 대기의 거동을 추적한다.

베텔게우스는 얼마나 멀리 있는가?

추정치는 서로 다르다. 이 연구는 약 222파섹, 대략 720광년의 거리를 채택한 반면, 널리 인용되는 다른 수치들은 이 별을 약 650광년으로 더 가깝게 본다. 어느 쪽이든 베텔게우스는 지구에 가장 가까운 두 적색초거성 가운데 하나다.

다음 단계

이 논문은 2026년 9월 The Astronomical Journal에 게재됐고, National Radio Astronomy Observatory는 10월 27일 결과를 발표했다. 연구팀의 궤도 표에서 동반성은 2026년 4월 항성의 먼 쪽을 막 지난 상태였으며, 다음 최대 이격점으로 다시 향하고 있었다. 이는 타원형 효과가 가장 뚜렷하게 나타날 것으로 예상되는 종류의 순간이다. 저자들은 더 많은 주파수와 궤도 위상에 걸친 새로운 관측 시기를 원하며, Square Kilometre Array와 Next Generation Very Large Array가 이러한 측정을 일상적인 작업으로 만들 것으로 기대한다. 그때까지 전파로 시와르하를 지켜볼 수 있는 유일한 방법은 베텔게우스의 형태 변화를 지켜보는 것이다.

참고문헌: Matthews et al., “New Spatially Resolved Observations of Betelgeuse from the VLA and ALMA: Evidence for Atmospheric Perturbations from a Close Companion,” The Astronomical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-3881/ae953d

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