ベテルギウスの見えない相棒が、星の大気を卵形にゆがめている。電波で5年間測り続けた星の「かたち」が、相棒の公転のリズムと合っていた

2026.10.29
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オリオン座の赤い一等星ベテルギウスには、約400日の周期で明るさが変わる癖のほかに、もうひとつ、約2,100日（5.7〜5.9年）というゆっくりした明るさの周期があります。この長い周期の正体は長く謎でしたが、2024年から2025年にかけて、「星のすぐそばを回る小さな伴星がある」という説が相次いで出され、2025年には望遠鏡での直接の検出も報告されました。では、その伴星は主星に何をしているのか。MIT ヘイスタック観測所の L. D. Matthews さんらが、電波でベテルギウスの「かたち」を測り続けたところ、星の外層が伴星の公転に合わせて卵形にゆがんでいる兆しが見つかりました。論文は The Astronomical Journal の2026年9月号に掲載されています。

電波で見る、星の「外側」

ベテルギウスは太陽の14倍ほどの質量を持つ赤色超巨星で、直径は太陽の600倍を超えます。目で見える光は星の表面（光球）から来ますが、その外側には、星の半径の数倍まで広がった薄い大気があります。この広がった大気は、電波の波長で明るく光ります。しかも周波数によって見える深さが違い、周波数が低いほど外側、高いほど内側を見ることになります。

研究チームは2021年から2026年にかけて、アメリカの電波干渉計 VLA（22GHz と44GHz）と、チリの ALMA（107GHz から485GHz まで5つの周波数帯）で、ベテルギウスの広がった大気を空間的に分解して撮りました。波長にして1.36センチメートルから0.62ミリメートルまでの7つの周波数です。星の円盤の大きさ・明るさ温度・かたち（楕円率と長軸の向き）を、周波数ごと、時期ごとに測りました。

大減光のあと、外層は温まっていた

2019年末から2020年初めにかけて、ベテルギウスは「大減光」と呼ばれる記録的な暗さになりました。研究チームの過去の観測では、その直前の2019年に、22GHz と44GHz で測った大気の明るさ温度が歴史的な低さまで下がっていました。今回の観測で、この温度は回復していることが分かりました。

ただし、以前と同じ状態に戻ったわけではないようです。明るさ温度がいちばん高くなる場所は、2016年以前の測定より外側（星の半径の約2.7倍）に移っていました。大気の密度の分布が変わった可能性があります。温度は外側の約2.7倍の位置で約3,500K、内側の約1.2倍の位置で約2,220K と、内側へ向かって下がっていて、光球と彩層のあいだに「温度の谷」があるという以前の報告をあらためて確かめました。紫外線で推定される温度より電波の温度はどの周波数でも低く、温かい彩層のガスに冷たいガスが混じっていることを示しています。

ベテルギウスの見えない相棒が、星の大気を卵形にゆがめている。電波で5年間測り続けた星の「かたち」が、相棒の公転のリズムと合っていた

かたちのゆがみが、伴星の位置と合っていた

この論文の新しいところは、星の「かたち」を伴星の軌道と突き合わせた点です。伴星の説によれば、伴星は星の半径の約2.3倍のところ、つまり広がった大気の中を、約2,100日で回っています。軌道の位相（公転のどの段階にいるか）は、1世紀分の明るさと視線速度のデータから推定できます。

電波で測ったベテルギウスの楕円率は、どの周波数でも10パーセント未満と小さいものでした。それでも、時期の近い観測どうしでは値がそろい、ゼロではない。そこで研究チームは、今回の観測に2017年と2022年の過去の測定を加え、楕円率を伴星の軌道位相に対して並べました。すると、伴星が主星の横に最も離れて見える位相（0.25 と 0.75）の近くで楕円率が大きくなり、伴星が主星の前を通る位相（0）や後ろに隠れる位相（0.5）ではほぼゼロに近づく、という傾向が見えました。伴星が主星の横にいるときに、大気がその方向へ引き伸ばされている、と読める結果です。

研究チームは、伴星が主星の外層の密度・構造・温度に実際に影響を与えているらしい、と書いています。ベテルギウスの長い明るさの周期も、こうした大気のゆがみが見かけの明るさを変えることで説明できるかもしれません。

向きが合わない、という謎

きれいに収まらない点もあります。楕円率は周波数をまたいで軌道位相と対応しているのに、楕円の長軸の「向き」は周波数帯によってばらばらでした。ALMA の高い周波数帯では北から東へ31〜47度、低い周波数帯では約140度、VLA では90〜120度です。周波数が違えば見ている深さが違うので、大気の中の立体的な密度のむらを、周波数ごとに違う断面で切り取っているのかもしれません。研究チームは、伴星が大気の中を進むときに後ろに引く「航跡」のような構造を候補に挙げていますが、確かめるには、もっと多くの時期と周波数で観測を重ねる必要があるとしています。

なお、伴星そのものは今回の電波画像には写っていません。伴星が出す電波は、この周波数帯では主星に比べて弱すぎると見積もられ、観測した時期には伴星が主星の円盤にほぼ重なる位置にいたからです。伴星の正体（質量や種類）にもまだ議論があります。それでも、主星の大気が伴星のリズムで形を変えている証拠がひとつ加わったことで、ベテルギウスの長い周期の謎は、少しずつ輪郭がはっきりしてきました。伴星の直接検出については、以前の記事でも紹介しています。

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