Betelgeuze je červený veleobr spektrální třídy M1-2 IAB, nachází se v tedy poměrně pokročilé fází svého vývoje. Vykazuje polopravidelnou proměnnost s periodou asi 2 300 dní (cca 5,8 let). Vzdálenost od Země byla odhadnuta před několika lety na 427 ly. Nedávno opakovaná měření paralaxy podala vyšší hodnoty v rozmezí přibližně od 600 do 640 ly (některé starší prameny hovoří až o téměř dvojnásobné vzdálenosti), stále je však hvězda naším nejbližším červeným veleobrem.
Pozemní měření úhlového průměru napovídají, že je Betelgeuze se svými enormními rozměry jednou z největších zdokumentovaných hvězd. Odhadovaný poloměr činí cca 800 milionů až 1 miliarda km (v průměru se uvádí 4,6 AU, tj. asi 1 000 slunečních poloměrů). Pokud by byla umístěna do středu sluneční soustavy, vnější okraj by zasahoval téměř až k oběžné dráze Jupitera.
Díky své obrovské sálavé ploše je Betelgeuze až 135 000x svítivější než naše hvězda, což ji činí jednu z nejjasnějších známých hvězd vůbec. Nicméně tato světelnost není způsobena pouze velkou plochou, a proto se astronomové domnívají, že hvězda disponuje vysokou hmotností, přibližně 15 až 20-krát větší než jakou má Slunce. Kvůli tak vysoké hmotnosti je dost dobře možné, že ukončí svůj život v podobě supernovy. Vzhledem ke stáří ostatních hvězd v Orionu je Betelgeuze dost starý objekt (většina z nich je mnohem mladších), v porovnání s ostatními hvězdami ve vesmíru je však velice mladý. S největší pravděpodobností vyčerpala vodík ve svém jádře a v současné době tedy získává energii z termonukleární reakce helia na uhlík a kyslík. V Hertzsprung-Russelově diagramu se posunula z hvězdy hlavní posloupnosti vlivem zvětšení a ochlazení na červeného veleobra. Patří též k jedné z mála hvězd, kterou se podařilo vyfotografovat pozemními i vesmírnými dalekohledy jako disk, ne jen jako jasnou skvrnu. Má také ze souhvězdí největší vlastní pohyb.
Ačkoli je Betelgeuze označena řeckým písmenem „alfa“, které se dává většinou nejjasnější hvězdě souhvězdí, nebývá jím tak patrně vždy. Podle některých zdrojů se sice v maximu své jasnosti někdy stává jasnější jak Rigel, podle jiných zdrojů bylo toto tvrzení založeno na špatném odhadu jasnosti astronomem Johannem Bayerem (1572–1625), který ve svém díle Uranometria označoval řeckými písmeny hvězdy podle jejich hvězdné velikosti. Přestože je to hvězda proměnná, nestává se jasnějším jak Rigel, označení „alfa“ ji však už zůstalo.
Betelgeuze patří mezi první hvězdy, jejichž průměr se měřil pomocí interferometrické techniky, jako je třeba skvrnková interferometrie či aperturní maskovací interferometrie. Ta pomohla určit zdánlivý úhlový průměr ve viditelném spektru na 59,2 mas (milliarcsecond = tisícina úhlové vteřiny) a 54,7 ± 0,3 mas ve spektru infračerveném. Tento rozdíl o téměř pět tisícin obloukové vteřiny je způsoben tím, že infračervené pozorování nebere v úvahu světelný přírůstek způsobený horkými skvrnami, které jsou na těchto vlnových délkách méně patrné a výrazně snižují účinky okrajového ztemnění. Jak je u červených veleobrů obvyklé, hvězda nemá přesně vymezený okraj kvůli optickým emisím, které se od středu směrem ven pozvolna zmenšují a s nimi se mění i jejich barva, což razantně ztěžuje přesné určení velikosti hvězdy. Ve skutečnosti se plyn s rostoucí vzdáleností od fotosféry vytrácí. Z pohledu Země má Betelgeuze díky své velikosti a blízkosti třetí největší úhlový průměr, větší mají již jen hvězdy Slunce a R Doradus. Dále bylo zjištěno, že je tento průměr proměnný.
.jpg)