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参宿四

天球赤道座标：星图 05h 55m 10.3053s, +07° 24′ 25.426″
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参宿四，猎户座α星

在左边的粉红色箭头指示出参宿四在猎户座的位置。
观测资料
历元 J2000.0
星座 猎户座
星官 参宿
赤经 05h 55m 10.3053s[1]
赤纬 +07° 24′ 25.426″[1]
视星等（V） 0.42[1]（0.3 to 1.2）
特性
光谱分类M2Iab（红超巨星）[1]
U−B 色指数2.06[2]
B−V 色指数1.85（橙红）[2]
变星类型SR c （半规则）[1]
天体测定
径向速度 (Rv)+21.91[1] km/s
自行 (μ) 赤经：24.95 ± 0.08[3] mas/yr
赤纬：9.56 ± 0.15[3] mas/yr
视差 (π)5.07 ± 1.10[3] mas
距离643 ± 146 [3] ly
(197 ± 45 [3] pc)
绝对星等 (MV)−6.05[4]
详细资料
质量~18–19[5] M☉
半径~1180[6] R☉
表面重力 (log g)-0.5[7]
亮度~140,000[8] L☉
温度3,500[7][9] K
金属量0.05 Fe/H[10]
自转5 km/s[9]
年龄10010000 年
其他命名
参宿四，α Ori，58 Ori，HR 2061, BD +7° 1055, HD 39801, FK5 224, HIP 27989, SAO 113271, GC 7451, CCDM J05552+0724AP, AAVSO 0549+07
参考数据库
SIMBAD资料

参（shēn）宿（xiù）四（英语：Betelgeuse）是一颗光谱类型M1-2的红超巨星，也是肉眼可见的最大恒星之一。它通常是夜空中第10亮的恒星，也是猎户座的第二亮星，仅次于参宿七。它是一颗明显的红色半规则变星，其视星等在+0.0和+1.6之间变化，是一等星（英语：First-magnitude star）中变光范围最宽的。在近红外波长下，参宿四是夜空中最亮的恒星。它的拜耳名称是“猎户座α”，拉丁化名称为“Alpha Orionis”，缩写为“Alpha Ori”或“α Ori”。

如果它位于我们太阳系的中心，它的表面将位于小行星带之外，水星、金星、地球和火星轨道以内的一切都将被它吞噬。尽管如此，银河系中还有几颗更大的恒星，包括超巨星的造父四（仙王座μ）和奇特的特超巨星大犬座VY。由于各种原因，它的距离一直很难测量，目前的最佳估计值约为500－600光年。这对于相对较近的恒星来说，是一个相对较大的不确定性。因此，计算所得的参宿四质量范围从略低于太阳的十倍到略高于太阳的二十倍不等。它的绝对星等约为-6。参宿四的年龄不到1,000万年，由于其质量大而迅速演化，预计最有可能在10万年内，将以超新星爆炸结束其演化。它被认为是从包含猎户腰带的诞生地，猎户座OB1星协弹射出来的奔逃星。依据观测，它正以30 km/s的速度穿过星际介质，形成了一个超过4光年宽的弓形震波。

在1920年，参宿四成为第一颗量测到光球角大小的太阳系外恒星。随后的研究报告了角直径（即表观尺寸）的范围为0.042至0.056弧秒；该测定范围归因于非球形、周边昏暗、恒星脉动（英语：Stellar pulsation）以及不同波长下的不同外观。它还被一个大约是恒星大小的250倍，复杂、不对称的包络包围着；这是由恒星本身的质量流失造成的。从地球观测到的参宿四角直径仅次于剑鱼座R和太阳的角直径。

从2019年10月开始，参宿四明显开始变暗，到2020年2月中旬，它的亮度从0.5星等下降到1.7星等，下降了约3倍。到 2020年2月22日，参宿四停止变暗，并且亮度开始回升；正如2022年2月25日报导的那样，一直保持在更正常的亮度范围内。红外观测发现，在过去的50年里，亮度没有显著变化，这表明变暗是由于消光或大颗粒星周尘造成的变化，而不是恒星光度的潜在变化。使用哈伯太空望远镜在2020年进行的一项研究表明，遮蔽星光的尘埃是由表面物质抛射产生的。这种表面物质抛射将物质抛射到距离恒星数百万公里的地方，然后冷却形成导致恒星变暗的尘埃。

命名法

约翰·拜耳在1603年将这颗恒星命名为“猎户座α”（拉丁化为Alpha Orionis ）。

固有的名称Betelgeuse源自阿拉伯يد الجوزاء‎ Yad al-Jauzā’，意思就是"猎人的肩膀（al-Jauzā’ [i.e. Orion]"）[11]。公元13世纪的一个错误，将阿拉伯语的"ya"读作"ba"，导致了欧洲的名字[12]。在英语，这个名字有四种常见的发音，这取决于第一个e是短音还是长音，以及"s" 是"s"还是"z"[13][14]：

最后一个的发音因为听起来像"Beetlejuice（英语：Beetlejuice (disambiguation)）"（甲虫汁）而被普及。

在2016年，IAU组织了恒星名称工作组（WGSN）[15]对恒星的专有名称进行编目和标准化。WGSN在2016年7月的第一份公告[16]，包括WGSN批准的前两批名称的表格，其中包括这颗恒星的名称为Betelgeuse（参宿四）；它现在被列入IAU星名目录中[17]。

观测历史

自古以来，参宿四及其红色就已被注意到；古天文学家托勒密将其颜色描述为 ὑπόκιρρος（"hypókirrhos"=或多或少的橙色茶色），这一术语后来在乌鲁伯格的“Zij-i Sultani（英语：Zij-i Sultani）”翻译为“rubdo”，在拉丁语的意思为“红润”[18][19]。在19世纪，现代的恒星光谱分类法创立之前，安吉洛·西奇以其自创的恒星分类法将参宿四作为第三类（橘色至红色恒星）的原型[20]。相较之下，在托勒密之前的三个世纪，中国天文学家观察到参宿四呈“黄色”； 如果准确的话，这样的观测可能表明这颗恒星在当时处于黄超巨星阶段[21]，鉴于现时对这颗恒星复杂星周环境的研究，这是一种可能性[22]。

在中国，《史记·天官书》说：“参为白虎。三星直者，是为衡石。下有三星，兑，曰罚，为斩艾事。其外四星，左右肩股也。小三星隅置，曰觜，为虎首。

新的发现

南澳大利亚的原住民群体一直在分享参宿四亮度的变化，至少已有1,000年的口头讲述[23]。

从北极区的纬度来看，参宿四的红色和天空中比参宿七更高的位置，使因纽特人认为它更亮，当地的一个名字是“Ulluriajjuaq”“大恒星” [24]。

赫歇尔的观测

1846年的约翰·赫歇尔爵士。

1836年，约翰·赫歇尔爵士在《天文学概要》（Outlines of Astronomy）中发表了他的观察结果，描述了参宿四亮度的变化。从1836年到1840年，他注意到参宿四在1837年10月和1839年11月再次超过参宿七时，星等发生了重大变化[25]。随后是10年的静止期；然后在1849年，赫歇尔注意到另一个短暂的变化周期，在1852年达到顶峰，但从1957年到1967年只有很小的变化。美国变星观测者协会（AAVSO）的记录显示，在1933年和1942年观测到的最大亮度为0.2，在1927年和1941年观测到最小值为1.2[26][27]。这种亮度的变化常被人错误的解释为什么约翰·拜耳在1603年发表了他的《测天图》，将这颗恒星命名为“α”，因为它可能与通常更亮的参宿七（“β”）相媲美[28]；其实是因为它在接近头部的肩膀上。

20世纪的观测

在1920年，阿尔伯特·迈克生和法兰西斯·皮斯（英语：Francis G. Pease）在威尔逊山天文台的2.5米望远镜的前面安装了6米干涉仪。在约翰·安德森（英语：John August Anderson）的协助下，三人量测了参宿四的角直径为0.047"，根据其视差值0.018"，得出了直径为3.84×108 km（2.58 AU）[29]。然而，周边昏暗和测量误差导致了这些测量精度的不确定性。

1950年代和1960年代，有两项发展影响红超巨星的恒星对流理论：平流层观测仪（英语：平流層觀測儀）专案和1958年出版的《恒星的结构和演化》，主要是马丁·史瓦西和他在普林斯敦大学的同事，理查·哈姆的工作[30][31]。这本书传播了如何应用电脑技术来创建恒星模型的想法，而平流层观测仪项目则通过使用气球将望远镜携带致地球湍流上方，产生了一些迄今为止所见最精细的米粒组织和太阳黑子影像，从而证实了太阳大气中存在对流[30]。这两项发展都证明，对我们了解像参宿四这种红巨星的结构，有着意味深长的冲击。

成像突破

1998/9 哈伯太空望远镜的参宿四UV图像显示具有相应谱线剖面的不对称脉动。
哈伯太空望远镜使用紫外线拍摄，并经过NASA影像增强处理的参宿四[32]

在1970年代，天文学家看到了天文成像技术的一些重大进步，从安托万·拉贝里（英语：Antoine Émile Henry Labeyrie）发明斑点干涉测量开始，这一过程显著减少了视宁度引起的模糊效应。它增加了地面望远镜的光学分辨率，允许对参宿四的光球进行更精确的测量[33][34]。随着威尔逊山、洛克山和在夏威夷毛纳基山等山顶上红外望远镜的改进，天体物理学家开始窥视围绕超巨星的复杂星周壳[35][36][37]。使他们怀疑存在着由对流产生的巨大气泡[38]。但直到 1980 年代末和 1990 年代初，参宿四成为孔径掩蔽干涉测量（英语：Aperture masking interferometry）的常规目标时，可见光和红外成像（英语：Infrared photography）才取得了突破。这项新技术由卡文迪什天体物理学组（英语：Cavendish Astrophysics Group）的约翰·鲍德温（英语：John E. Baldwin）与同事开创，采用了一个小遮罩，在望远镜瞳孔平面上有几个孔，将孔径转换为一组干涉阵列[39]。该技术为参宿四提供了一些最准确的测量，同时揭示了恒星光球上的亮点[40][41][42]。这是除太阳以外的第一张恒星盘面光学和红外图像，首先来自地面干涉仪，后来来自COAST望远镜的高分辨率观测。用这些仪器观察到的“明亮斑块”或“热点”似乎证实了史瓦西几十年前提出的一个理论，即大质量对流细胞主导恒星表面[43][44]。

在1995年，哈伯太空望远镜的暗天体照相机捕获了紫外线图像，其分辨率优于地面干涉仪获得的分辨率：这是另一颗恒星盘的第一个常规望远镜图像（或NASA术语中的“直接图像”）[32]。因为紫外线会被地球大气层吸收，这些波长的观测最好由太空望远镜进行[45]。像早期的照片一样，这张图像包含一个明亮的斑块，表明西南象限是比恒星表面更热2,000 K的区域[46]。随后用戈达德高解析摄谱仪拍摄的紫外线光谱表明，热点是参宿四的旋转极之一。这使旋转轴与地球方向的倾角约为20°，并且与天北极的方位角约为55°[47]。

2000年的研究

在2000年12月发表的一项研究中，用红外线空间干涉仪（ISI）在中红外波长下测量了这颗恒星的直径，产生了55.2±0.5 mas的周边变暗估计值 - 这个数位与迈克尔逊80年前的发现完全一致[29][48]。出版时，依巴谷任务的估计视差为7.63±1.64 mas，得出参宿四的估计半径为3.6 AU。然而，2009年发表的一项红外干涉研究宣布，自1993年以来，这颗恒星以越来越快的速度缩小了15%，但星等却没有显著减少[49][50]。后续的观测建议，明显的收缩可能是由于恒星扩展大气中的壳层活动[51]。

除了恒星的直径之外，关于参宿四扩展大气层的复杂动力学也出现了问题。构成恒星系统的质量随着恒星的形成和破坏而被回收，红超巨星是主要贡献者，但质量损失的过程仍然是一个谜[52]。随着干涉测量方法的进步，天文学家可能接近解决这个难题。2009年7月，由地面的甚大望远镜干涉仪（VLTI）拍摄，欧洲南方天文台发布的图像显示，大量的气体羽流从恒星延伸30 AU进入周围的大气层[53]。这些物质抛射等于太阳和海王星之间的距离，是参宿四周围大气层中发生的许多个事件之一。天文学家已经确定了参宿四周围至少有六个壳层。解开恒星演化后期质量损失的谜团，可能会揭示导致这些巨大恒星爆炸性死亡的那些因素[49]。

2019–20年的衰落

美国变星观测者协会（AAVSO）在2018年9月至2021年2月之间测得的参宿四V波段星等。
黑色背景上并排的两个橙色斑点，一个标题为"2019年1月"，另一个标题是"2019年12月"
2019年1月份和2019年12月份拍摄的参宿四SPHERE（英语：Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research）影像的对比，显示了亮度和形状的变化。

参宿四是一颗脉动的半规则变星，由于其大小和温度的变化，它会经历多次亮度新增和减少的周期[54]。首先注意到参宿四变暗的天文学家是维拉诺瓦大学天文学家理查德·瓦萨托尼克（Richard Wasatonic）和爱德华·吉南（英语：Edward Guinan）（Edward Guinan），以及业余爱好者托马斯·卡尔德伍德（Thomas Calderwood）。理论上认为，正常的5.9年光周期最小值和比正常的425天周期更深的巧合是其驱动因素[55]。2019年末推测的其它可能原因是气体或尘埃的喷发，或恒星表面亮度的波动[56]。

到2020年8月，主要利用哈伯太空望远镜的紫外观测对参宿四进行的长期和广泛的研究表明，意想不到的变暗可能是由大量超高温物质喷射到太空造成的。这些物质冷却后形成了尘云，阻挡了来自参宿四表面四分之一的星光。哈伯太空望远镜在9月、10月和11月捕捉到了致密、加热的物质在恒星大气层中移动的迹象，随后多架望远镜在12月和2020年前几个月观察到了更明显的变暗[57][58][59]。

到2020年1月，参宿四已经从0.5星等变暗至1.5星等，暗了约2.5倍，并在2月份的"天文学家电报（英语：The Astronomer's Telegram）"中报告说仍然更暗淡，创纪录的最小值为 +1.614，并指出这颗恒星目前是他们研究25年来"最不亮和最冷的"，并且还计算了半径的减小[60]。《天文学》杂志将其描述为“奇异的变暗”[61]，普遍的猜测推断，这可能预示著是即将发生的超新星[62][63]。这使参宿四从 天空中最亮的恒星前10名之一下降到前20名之外[55]，明显比它的近邻毕宿五暗淡[56]。主流媒体报导讨论了关于参宿四可能即将爆发为超新星的猜测[64][65][66][67]。但天文学家指出不太可能马上发生，预计超新星将在大约10万年内发生[64][66]。

到2020年2月17日，参宿四的亮度已经保持了大约10天没有变化，并且显示出重新变亮的迹象[68]。2020年2月22日，参宿四可能已经完全停止变暗，几乎结束了变暗事件[69]。2020年2月24日，在过去50年中没有检测到红外线的显著变化；这似乎与最近的视觉衰退无关，并表明即将发生核心崩溃的可能性不大[70]。同样在2020年2月24日，进一步的研究表明，“大颗粒星周尘”的遮挡可能是恒星变暗的最可能解释[71][72]。一项使用次毫米（英语：Submillimetre astronomy）波长观测的研究排除了灰尘吸收的重要贡献。相反的，大的星斑似乎才是变暗的原因 [73]。2020年3月31日发表在《天文学家电报》上的后续研究发现，参宿四的亮度迅速上升[74]。

在五月到八月之间几乎无法从地面观测到参宿四，只是因为它离太阳太近了。在进入2020年合之前，参宿四的亮度已经达到了+0.4星等。2020年6月和7月使用STEREO-A进行的观测表明，自4月最后一次地面观测以来，这颗恒星已暗了0.5星等。这令人惊讶，因为预计2020年8月/9月会出现最大值，下一个最小值应该出现在2021 4月左右。然而，参宿四的亮度变化不规则是众所周知，这会使得预测变得困难。光度衰减可能表明另一个变暗事件可能比预期的更早发生[75]。2020年8月30日，天文学家报告发现了从参宿四发射的第二个尘云，并与该恒星最近的光度大幅变暗（8月3日的次极小值）有关[76]。

2021 6月，尘埃被解释为可能是由其光球上的一块冷斑引起的[77][78][79][80]，在8月，第二个独立小组证实了这些结果[81][82]。尘埃被认为是恒星喷出的气体冷却的结果。2022年8月[83][84][85]，使用哈伯太空望远镜进行的研究证实了先前的研究，并表明尘埃可能是由表面物质喷发产生的。它还推测，变暗可能来自于短期最小值与长期最小值重合，分别是了416天周期和2,010天周期的最小值，这是天文学家利奥·戈德堡（Leo Goldberg）首次提出的机制[86]。

观察

显示参宿四（左上方）和猎户座分子云团（Rogelio Bernal Andreo（英语：Rogelio Bernal Andreo））。

由于其独特的橙红色和在猎户座中的位置，参宿四很容易用肉眼找到。它是构成冬季大三角星群的三颗恒星之一，它也标志着冬季六边形的中心。在北半球，每年的一月初，可以看见它于日落时从东方升起。在3月中旬，这颗恒星在黄昏时已经在南方的天空中。从9月中旬到次年3月中旬（最好在12月中旬）几乎全球各地的居住者都可以看见，仅仅只有南极洲少数几个位置在南纬82°更南边的偏远研究站才看不见。在南半球的大城市（像是悉尼、布宜诺斯艾利斯、和开普敦），参宿四的高度角几乎可以达到地平线上49°。一旦来到5月，就只能在太阳刚西沉之际在西方地平线上惊鸿一瞥了。但几个月后的日出前，又再次出现在东方地平线上。在年中（6月至7月），除了在南纬70°至80°之间的南极地区（在极夜期间，当太阳低于地平线时）的正午左右，肉眼是看不到它的（在白天只有用望远镜才能看到）。

在SIMBAD的列表中，参宿四的视星等是0.42，使它的平均亮度是天球上的第9亮星，正好就在水委一的前面。但参宿四是一颗变星，其视星等范围在0.0到 +1.6等之间变动着[87]。有时它会超越南河三和参宿七成为第七亮的恒星，有时甚至会比五车二更亮，成为第六亮的恒星。在最黯淡的时候，参宿四可能会落后于本身都略有变化的天津四和十字架三[27]，并与十字架三竞争第20名的位置。

参宿四的色指数（B–V）是1.85，在图形上指出这是颗明显"红色"的恒星。光球有一个扩展的大气层，它显示出强烈的发射线而不是吸收线，这是一种当恒星被厚厚的气体包层（而不是电离）包围时发生的现象。取决于光球层径向速度的波动，这些扩展的气体曾经被观察到远离和朝向参宿四移动的运动。参宿四是天空中最亮的近红外光源，J波段 (红外线)星等为−2.99[88]；只有大约13%的恒星辐射能以可见光发射。如果人眼对所有波长的辐射都敏感，参宿四将成为夜空中最亮的恒星[27]。

目录列出了参宿四多达九颗暗淡的视觉同伴。它们的角距离大约在1〜4弧分之间，而且都比10等星暗[89][90]。

恒星系统

尽管它的诞生地尚不清楚，参宿四通常被认为是一颗孤立的恒星和一颗速逃星，与现时的任何星团或恒星形成区域都没有关联[91]。

已经提出参宿四有两颗光谱伴星。对1968年至1983年偏振数据的分析表明，有一个轨道周期约为2.1年的伴星，并且通过使用散斑干涉法，研究小组得出结论，两颗伴星中较近的位于距离主恒星0.06±0.01"（≈9 AU），位置角为273°，这个轨道可能会将其置于恒星的色球内。较远的伴星位于0.51±0.01"（≈77 AU），位置角为 278°[92][93]。进一步的研究没有发现这些同伴的证据，但也不能积极反驳他们的存在[94]， 但是，从未完全排除过一个亲密的伴星对整体通量做出贡献的可能性[95]。对参宿四及其附近的高分辨率干涉量测科技远远超过了20世纪80年代和90年代的科技，但没有发现任何伴星[53][96]。

距离测量

来自ESO的甚大望远镜所显示的图像，不仅有恒星的盘面，还有以前不知道的被气体围绕着的烟羽伴随着扩展的大气层[97]。
图片显示的是美国国家无线电天文台座落在新墨西哥州索科洛的甚大天线阵（Very Large Array，VLA）。27只天线每只的重量是209公吨（230吨），需要时可以在阵列中的轨道上移动，以使用孔径合成干涉进行详细的研究。曾于2008年估计参宿四的距离。

视差通常以弧秒为单位，是由观测者的位置变化，造成被观测物体位置的视变化。当地球围绕太阳运行时，每一颗恒星都会移动一个几分之一弧秒，结合地球轨道提供的基线，这一测量值可以得出到该恒星的距离。自从白塞尔在1838年成功的测量出天鹅座61的视差，天文学家就对参宿四的视距离极为困惑。恒星距离的知识提高了其它恒星参数的准确性，例如恒星的光度，当与角直径结合时，可以用来计算实际的半径和有效温度；光度和同位素丰度也可以用来估计恒星年龄和质量[3]。

在1920年，当第一次以干涉仪研究恒星的直径时，假设视差是0.18角秒。这等同于距离是56秒差距，或是180光年，这样不仅获得的恒星半径不正确，恒星的特征也不同。在这之后，有些进行的调查将这神秘的实际距离建议为高达400秒差距，或是1,300光年[3]。

在依巴谷星表公布之前（1997），有两份受人尊重的出版物有参宿四最新的视差资料。第一份是耶鲁大学天文台（1991）公布的视差是π = 9.8 ± 4.7 mas，相当于距离大约是102秒差距，或是330光年[98]。第二份是依巴谷输入星表（1993），它的三角视差是π = 5 ± 4 mas，相当于200秒差距或是650光年－几乎是耶鲁估计值的两倍[99]。这种不确定性，使研究人员对距离估计使用宽松的范围，这种现象引燃了许多的争议－不仅仅是在恒星的距离上，还影响到其它的恒星参数[3]。

期待已久的依巴谷任务结果终于在1997年发表（释出）。解决了这一个问题，新的视差值是π = 7.63 ± 1.64 mas，这相当于131秒差距，或是430光年[100]。因为像参宿四这种变光星，会造成具体的问体影响到它们距离的量化[101]。因此，the large cosmic error in the Hipparcos solution could well be of stellar origin, relating possibly to movements of the photocenter, of order 3.4 mas, in the Hipparcos photometric Hp band.[3][102]

在这次的争论中，电波天文学的最新发展似乎占了上风。格雷厄姆和同事们使用美国国家无线电天文台（NRAO）的甚大天线阵（VLA），以新的高空间分辨率和多波长无线电对参宿四位置的指引，获得更精确的估计值，加上依巴谷的资料，提供了新的天文测量解答：π = 5.07 ± 1.10 mas，在严谨的误差因子下得出的距离是197 ± 45 秒差距或643 ± 146 光年[3]。

接下来在计算上的突破将可能来自欧洲太空总署即将进行的盖亚任务，它将承担详细的分析每一颗被观测恒星的物理性质，揭示亮度、温度、重力和成分。盖亚将多次测量每一个亮度暗达20星等和比15等亮的天体位置，精确度达到24微角秒－相当于从1000公里外测量的人发直径。携带的检测设备将确保能测量像参宿四这种变星在最暗时的极限，这将解决较早时依巴谷任务位置上绝大部分的局限性。事实上，对最近的那些恒星，将能以小于0.001%的误差因子来测量他们的距离。即使是靠近银河中心的恒星，距离大约是30,000光年，距离测量上的误差也将在小于20%以内[103]。

光度变化

作为胀缩变化次分类“SRC”的成员，研究人员提供了不同的假设试图解释参宿四反复无常的舞蹈－这导致绝对星等在-5.27至-6.27之间的振荡现象[104]。以我们目前了解的恒星结构认为是这颗超巨星的外层逐渐的膨胀和收缩，造成表面积（光球）交替的增加和减少，和温度的上升和降低－因此导致测量到这颗恒星的亮度有节奏的在最暗的1.2等，如同1927年早期见到的，和最亮的0.2等，如同1933和1942年，之间变化著。像参宿四这种红巨星，因为大气层本来就不稳定因此会通过脉动的方法。当恒星收缩，它吸收越来越多通过的能量，造成大气层被加热和膨胀。反过来，当恒星膨胀时，它的大气层变得稀薄，允许较多的能量逃逸出去并使温度下降，因此启动一个新的收缩阶段[26]。在计算恒星的脉动和模型都很困难的情况下，看来有几个交错的周期。在上个世纪的1930年代，Stebbins和Sanford的研究论文指出有一个由150至300天的短周期变化调制成的大约5.7年的规则循环变化周期[105][106]。

图解的太阳结构显示出光球的米粒斑：
1. 核心
2. 辐射层
3. 对流层
4. 光球层
5. 色球层
6. 日冕
7. 太阳黑子
8. 米粒斑
9. 日珥

事实上，超巨星始终显示不规则的光度、极化和光谱的变化，这指出在恒星的表面和扩展的大气层有着复杂的活动[40]。对照于受到监测的大多数巨星都是有着合理的规则周期的长周期变星，红巨星通常都是半规则或不规则的，有着脉动特性的变星。在1975年，Martin Schwarzschild发表了一篇具有里程碑意义的论文，认为光度起伏不定的变化是因为一些巨大的对流细胞（米粒斑的模式）覆盖在恒星表面所导致的[44][107]。在太阳，这些对流细胞，或是称为太阳米粒，代表热传导的一种重要模式－因为那些对流元素主宰著太阳光球的亮度变化[44]。太阳的米粒组织典型的直径大约是2,000公里的大小（大约相当于印度的表面积），深度大约700公里。在太阳表面大约有200万个这样的米粒斑覆盖着6兆公里2的光球面积，如此巨大的数量产生相对恒定的通量。在这些米粒斑之下，连结著5000至10,000个平均直径30,000公里，深度达到10,000公里的超米粒斑[108]。对照之下，Schwardschild认为像参宿四这样的恒星可能只有一打左右像怪兽的米粒斑，直径达到1亿8千万公里或更大而足以支配恒星的表面，与深度6千万公里，这是因为红巨星的包层温度和密度都很低，导致对流的效率极低。因此，如果在任何时间都只能看见三分之一的对流细胞，它们所观测到的光度随着时间的变化就可能反映出恒星整体的光度变化[44]。

Schwarzschild的巨大对流细胞主宰巨星和红巨星表面的假说似乎有张贴在天文讨论社区，当哈伯太空望远镜在1995年首度直接捕捉到参宿四表面神秘的热点时，天文学家就将它归因为对流[109]。两年后，天文学家揭露至少有三个亮点造成观测到这颗恒星错综复杂的亮度分布不对称，其幅度"符合表面的对流热点"[41]。然后在2000年，另一组由哈佛-史密松天体物理中心（Cfa）的Alex Lobel领导的小组，注意到参宿四湍流的大气层中冷与热的气流展示出肆虐的风暴。小组推测在恒星大气层中大片活力充沛的气体同时向不同的方向膨胀，抛射出长长的温热气体羽流进入寒冷的尘埃包层。另一种解释是温热的气体在横越恒星较冷的区域时造成激波的出现[106][110]。这个团队研究参宿四大气层的时间超过5年，使用的是哈伯的太空望远镜影像摄谱仪在1998年至2003年的资料。他们发现在色球层上活动的气泡，在恒星的一边抛起气体，当落在另一边时，好像慢动作翻腾的熔岩灯。

角直径

天文学家面对的第三个挑战是测量恒星的角直径。在1920年12月13日，参宿四成为第一颗在太阳系之外曾经被测量出直径的天体[29]。虽然干涉仪仍处在发展的初期，经由实验已经成功的证明参宿四有一个0.047"的均匀盘面。天文学家对周边昏暗的见解视值得到注意，除了10%的测量误差，小组得出的结论是由于沿着恒星边缘部分的光度强烈的减弱，盘面可能还要大17%，因此角直径大约是0.055"[29][50]。从那时以来，已有其他的研究在进行，得到的范围从0.042至0.069角[48][111][112]。结合历史上估计的距离，从180至815光年，与这些资料，得到恒星盘面的直径无论何处都在2.4至17.8天文单位，因此相对来说半径是1.2至8.9天文单位[note 1]使用如同太阳系的标准，火星的轨道大约是1.5AU，在小行星带的谷神星是2.7AU，木星是5.5AU。因此，取决于参宿四与地球的实际距离，光球层可以扩展至超出木星轨道的距离，但不能确定是否会远达土星的9.5AU。

电波的影像显示出参宿四光球层的大小（圆圈）和使恒星不对称的大气层扩展至土星轨道之外的对流力效应。

有几个原因使精确的直径很难定义：

  1. 光球收缩和膨胀的节奏，如理论所描述的，意味着直径不是永远不变；
  2. 由于周边昏暗造成从中心向外延伸的越远光的颜色改变和辐射衰减越多，而没有明确定义的"边界"；
  3. 参宿四被从恒星逐出的物质组成的星周包层环绕着－这些物质吸收和辐射光线－造成光球层的边界很难定义[113]；
  4. 在电磁频谱内以不同的波长测量，每个波长透露一些不同的东西。研究显示可见光的波长有较大的角直径，在近红外线减至最小，不料在中红外线再次增加[114][115]。报告的直径差异可已多达30－35%，但因为不同的波长测量不同的东西，将一种结论与另一种比较是有问题的[113]；
  5. 大气层的闪烁使得地面上的望远镜因为大气湍流的影响降低了解像力的极限角度值[40]。

为了克服这些限制，研究人员采用了各种方案解决。天文干涉仪的观念是Hippolyte Fizeau在1868年最早提出的[116]。他提出经由两个孔洞观察恒星的干涉，将可以提供恒星空间强度分布的资讯。从此以后，科学的干涉仪已经发展出多孔径干涉仪，可以将多个位置的影像彼此重叠。这些"斑点"的影像使用傅立叶分析综合－一种广泛用于审视天体的方法，包括研究联星、类星体、小行星和星系核[117]。自1990年出现的自适应光学彻底改变了高分辨率天文学[118]，同时，像是依巴谷、哈伯、和史匹哲等太空天文台，也产生其他重大的突破[32][119]。最近，另一项仪器，天文多波束接触器（the Astronomical Multi-BEam Recombiner，AMBER），提供了新的观点。做为甚大望远镜的一部分，AMBER有能力同时结合3架望远镜，使研究人员可以实现微角秒的空间解析。此外，通过组合三个干涉仪#天文干涉仪取代两个，这是习惯用的传统干涉测量，AMBER能让天文学家计算闭合相位－天文成像中的一个重要组成部分[120][121]。

从ESO的想像图可以看出，参宿四大气掀起的气泡延伸范围相当于从太阳一直到海王星外，约是光在真空中行进4.85至5.5小时的距离

目前的讨论围绕着波长－可见光、近红外线（NIR）或中红外线（MIR）－获得最精确的角度测量[note 1]。最被广泛接受的解决方案，他的出现，是由加州大学柏克莱分校的太空实验室的天文学家在中红外线波段执行的ISI。在历元2000年，这个团体，在约翰韦纳的领导下发表了一份论文，以一般不太被注意的中红外线，忽略任何可能存在的热点，显示参宿四均匀的盘面直径是54.7 ± 0.3 mas[48]。这篇论文也包含理论上承认的周边昏暗直径是55.2 ± 0.5 mas－假设与地球的距离是197.0 ± 45 秒差距，这相当于半径大约5.5天文单位的外观（1,180R☉）[note 2]。不过，有鉴于角直径的误差在± 0.5 mas，与哈珀（Harper）的数值有± 45秒差距的误差结合在一起，光球的半径实际上可以小至4.2AU，或是大至6.9AU [122]。

跨过大西洋，另一组由巴黎天文台佩兰（Guy Perrin）领导的天文学家在2004年以红外线对有争议的参宿四光球半径做出43.33± 0.04 mas的精确测量[114] "佩兰的报告给了一个合理的剧本，可以一致性的解释从可见光到中红外线的观测。"这颗恒星看似很厚、温暖的大气层使短波的光线散射因而略微增加了直径，波长在1.3μm以上的散射可以忽略不计。在K和L，上层的大气层几乎是透明的－在这些波长上看见的是传统的光球，所以直径是最小的。在中红外线，热辐射温暖了大气层增加了恒星的视直径。"这些参数还未获得天文学家广泛的支持[113]。

最近使用IOTA和VLTI在近红外线上的研究，强烈的支持佩兰的分析，直径的范围在42.57至44.28 mas，最小的误差因子小于0.04mas[123][95]。这次讨论的中心，是由查理斯汤所领导柏克莱团队在2009年的第二份论文，报告参宿四的直径从1993年至2009年缩减了15%，在2008年测量的角直径是47.0mas，与佩兰的估计相距不远[50][124]。不同于以前发表的大部分论文，这份研究专注于一个特定的波长15年的视野，早期的研究通常只持续1至2年，并且是在多种波长上，经常会产生截然不同的结果。缩减的角度分析相当于从1993年看见的56.0 ± 0.1到2008年的47.0 ± 0.1 mas－在15年内几乎缩减了0.9天文单位，或大约相当于每小时1,000公里[note 3]。天文学家都认为我们完全不知道这颗恒星膨胀和收缩的节奏，果真如此，循环的周期可能是什么，虽然汤认为不存在这样的周期，但它也可能长达数十年[50]，其它可能的解释是光球层由于对流或因为不是球体因而稍微有些不对称，造成恒星绕着轴旋转时外观上的膨胀和收缩[125]。当然，除非我们收集了周期的完整资料，我们不会知道1993年的56.0mas是表现出恒星膨胀的最大值还是平均值，或是2008年的47.0事实上是个极小值。在我们得知确切的数值之前，我们可能还要继续观测15年或更久的时间（2025年），也就是说，相当于木星轨道半径的5.5天文单位，可能将持续很长的一段时间继续被视为它的平均半径[126][127]。

天文学家预计参宿四最终会以II型超新星爆发来结束它的生命，剩余一颗中子星，或是其质量只足够变成一颗白矮星。但各方对它还有多长寿命并没有一致的意见：有些人认为它的直径不停变化代表着参宿四正在融合它的碳原子，而会在数千年之内变成超新星[97]；不同意这观点的人则认为它可以生存更久。

注解

  1. ^ 1.0 1.1 。下表提供了自1920年以来，钜细靡遗的角直径测离资料，也包含每项研究基于目前对参宿四的距离估计，197±45 秒差距（Harper et al），所得到的半径范围：
    Article 年1 望远镜 # 光谱 λ（μm） ∅（mas）2 半径3 @
    197±45 秒差距     		注解
    Michelson （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1920 威尔逊山 1 可见光 0.575 47.0 ± 4.7 3.2 - 6.3 AU 周边昏暗 +17% = 55.0
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    Balega （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1978 ESO 3 可见光 0.405-0.715 45.0 - 67.0 3.1 - 8.6 AU 与波长∅λ无关
    1979 SAO 4 可见光 0.575-0.773 50.0 - 62.0 3.5 - 8.0 AU
    Buscher （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1989 WHT 4 可见光 0.633-0.710 54.0 - 61.0 4.0 - 7.9 AU 发现非对称性/热点
    Wilson （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1991 WHT 4 可见光 0.546-0.710 49.0 - 57.0 3.5 - 7.1 AU 确认热点
    Tuthill （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1993 WHT 8 可见光 0.633-0.710 43.5 - 54.2 3.2 - 7.0 AU 研究3颗恒星的热点
    1992 WHT 1 NIR 0.902 42.6 ± 0:03 3.0 - 5.6 AU
    Weiner （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1999 ISI 2 MIR（N波段） 11.150 54.7 ± 0.3 4.1 - 6.7 AU 周边昏暗 = 55.2 ± 0.5
    Perrin （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1997 IOTA 7 NIR（K波段） 2.200 43.33 ± 0.04 3.3 - 5.2 AU K&L Band,11.5μm data contrast
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    Townes （页面存档备份，存于互联网档案馆） 1993 ISI 17 MIR（N波段） 11.150 56.00 ± 1.00 4.2 - 6.8 AU 涉及从1993年至2009年17次同一波长，有系统的研究。
    2008 ISI MIR（N波段） 11.150 47.00 ± 2.00 3.6 - 5.7 AU
    2009 ISI MIR（N波段） 11.150 48.00 ± 1.00 3.6 - 5.8 AU
    Harper （页面存档备份，存于互联网档案馆） 2008 VLA Also noteworthy, Harper et al in the conclusion of their paper make the following remark: "In a sense, the derived distance of 200 pc is a balance between the 131 pc（425 ly）Hipparcos distance and the radio which tends towards 250 pc（815 ly）"—hence establishing ± 815 ly as the outside distance for the star.

    1除非另有说明，是他最后一年的观测。 2除非另有说明，是均匀的盘面测量。 3半径的计算使用相同的方法，如同说明#2下的。‡周边昏暗测量。

  2. ^ 要以太阳的单位测量参宿四的平均半径，开始计算角直径的公式如下：
    此处等于以角秒为单位的参宿四直径，恒星的天文单位直径，和是以秒差距为单位与地球的距离。如果我们知道角质径和与地球的距离，则我们可以解出如下所示：
    .
    获得参宿四的半径：
    。
    不过，鉴于：
    1. 在这个公式中有两个变数可能会造成重大误差因子，角直径（）和距离（），
    2. 参宿四半径的误差因子范围在4.2至6.9天文单位，和
    3. 假设恒星的半径不断的膨胀和收缩，
    天文学界已经选择 5.5 AU（木星的轨道）作为一个概念上极好的解答。
    将5.5 AU转换成以太阳为单位，在数学上是很简单的。因为1 AU = 149,597,871公里，而太阳的平均直径是1,392,000公里（因此平均半径是696,000公里），计算如下所示：
    （约值）
  3. ^ 参宿四的半径在1993年的报告中是56.0 mas，假设距离是197秒差距，这相当于5.516 AU（1,185 ）；在2008年的报告是47.0 mas，这相当于4.630 AU（995 ），缩减了0.887 AU，略微超越了金星的轨道，几乎要抵达地球的轨道 计算收缩的平均速度，唯一缺少的变数是时间。在1993年的测量是在10月30日，2008年的测量是在10月29日－因此经过的日数是5,478天，所以：
    0.887 AU×149,597,871 km ÷ 5,478 days ÷ 24 hours ≈ 1,008 km/h.
    此外，应该要注意到任何速度的计算都高度的依赖参宿四距离的估计（视差），如果使用依巴谷测量的叁宿四距离（131秒差距或425光年）代替哈珀的估计，这个速度将下降为671公里/小时。

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  124. ^ Ron Cowen. Betelgeuse shrinks: The red supergiant has lost 15 percent of its size. 2009-06-10 [2011-05-12]. （原始内容存档于2011-06-29）. The shrinkage corresponds to the star contracting by a distance equal to that between Venus and the Sun, researchers reported June 9 at an American Astronomical Society meeting and in the June 1 Astrophysical Journal Letters. 
  125. ^ Courtland, Rachel. Betelgeuse: The incredible shrinking star?. New Scientist. Reed Business Information Ltd. 2009-06-10 [2010-09-25]. （原始内容存档于2011-08-24）. 
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  127. ^ Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA). The Spotty Surface of Betelgeuse. Today's Astronomy Picture of the Day. 2010-01-06 [2010-07-18]. （原始内容存档于2010-07-14）. Given the ongoing debate and many uncertainties regarding Betelgeuse's actual size, APOD in 2010 reaffirmed the Jovian orbit as a standard metric for the star's radius. 

参见

外部链接

维基共享资源上的相关多媒体资源：参宿四
  1. Orion: Head to Toe（页面存档备份，存于互联网档案馆） The molecular clouds which gave birth to Betelgeuse.
  2. Mars and Orion Over Monument Valley（页面存档备份，存于互联网档案馆） Stunning skyscape showing the relative brightness of Betelgeuse and Rigel.
  3. Frosted Leaf Orion（页面存档备份，存于互联网档案馆） Orion, the hunter, in its mythological pursuit of the Pleiades over Japan.
  4. The Spotty Surface of Betelgeuse（页面存档备份，存于互联网档案馆） A reconstructed image showing two hotspots, possibly convection cells.
  5. Simulated Supergiant Star（页面存档备份，存于互联网档案馆） Freytag's "Star in a Box" illustrating the nature of Betelgeuse's "monster granules".
  6. Why Stars Twinkle（页面存档备份，存于互联网档案馆） Image of Betelgeuse showing the effect of atmospheric twinkling in a microscope.
  7. Canaries Sky（页面存档备份，存于互联网档案馆） The glowing nebulas surrounding Betelgeuse.
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