參宿四，即獵戶座α（Alpha Orionis），其天文學(xué)特有名稱是Betelgeuse，是一顆光譜為M1-2型的紅超巨星，位于獵戶座內(nèi)。它的半徑大約是太陽的887到955倍，是不用雙筒望遠(yuǎn)鏡也能看到的最大恒星之一。參宿四距離地球大約640到724光年，視星等在0.0到1.3之間變化，通常是獵戶座的第二亮星，也是全天第十亮的恒星。

大多數(shù)時候，參宿四只比波江座的水委一稍暗一點(diǎn)，比半人馬座的馬腹一稍亮一些。在紅外波段上看，參宿四比天空中的其他恒星都要亮。盡管它只有800萬到850萬年的年齡，但它是一顆演化迅速的大質(zhì)量恒星，已經(jīng)接近其生命周期的終點(diǎn)。在未來百萬年的某個時刻，它會變成一顆超新星。到那時，它將釋放出形成新一代恒星所需的物質(zhì)。

恒星簡介

參宿四（Betelgeuse），也就是拜耳命名法中著名的獵戶座α（α Orionis 或 α Ori），是全天第九亮星，也是獵戶座第二亮星，只比鄰近的參宿七（獵戶座β）暗淡一點(diǎn)。它有著明顯紅色的半規(guī)則變星，視星等在0.0至 1.3等之間變化著，是變光幅度最大的一等星。這顆恒星標(biāo)示著冬季大三角的頂點(diǎn)和冬季六邊形的中心。

參宿四是正處于紅超巨星階段，并且是已知最大和最亮的恒星之一。如果它位于太陽系的中心，它的表面會超越小行星帶，并可能抵達(dá)并超越木星的軌道，完全地席卷掉水星、金星、地球和火星。但是，在上個世紀(jì)對參宿四的距離估計從180 ly ~ 1300 ly不等，因此對其半徑、光度和質(zhì)量的估計是很難被證實(shí)的。目前認(rèn)為參宿四的距離大約是724 ly，平均的絕對星等是-5.85。

而事實(shí)上，有關(guān)參宿四的質(zhì)量始終有爭議，有的資料顯示它的質(zhì)量不過14~15M⊙，但也有的資料認(rèn)為它的質(zhì)量達(dá)到 18 ~ 19 M⊙，甚至有達(dá)到20 M⊙，而這種質(zhì)量的不確定性，正是由于測量距離的不確定性造成的。

在1920年，參宿四是第一顆被測出角直徑的恒星（除太陽之外）。從此以后，研究人員不斷使用不同的技術(shù)參數(shù)和望遠(yuǎn)鏡測量這顆巨星的大小，而且經(jīng)常產(chǎn)生沖突的結(jié)果。目前估計這顆恒星的視直徑在0.043~0.056角秒，作為一個移動的目標(biāo)，參宿四似乎周期性的改變它的形狀。由于周邊昏暗、光度變化（變星脈動理論）、和角直徑隨著波長改變，這顆恒星仍然充滿了令人費(fèi)解的謎。參宿四有一些復(fù)雜的、不對稱的包層，引起巨大的質(zhì)量流失，涉及從表面向外排出的龐大冠羽狀氣體，使事情變得更為復(fù)雜。甚至有證據(jù)指出在它的氣體包層內(nèi)有伴星環(huán)繞著，可能加劇了這顆恒星古怪的行為。

天文學(xué)家認(rèn)為參宿四的年齡只有幾千萬年，但是因為質(zhì)量大而演化得很快。它被認(rèn)為是來自獵戶座OB1星協(xié)的奔逃星，還包含在獵戶腰帶的參宿一、參宿二、和參宿三等O和B型晚期恒星的集團(tuán)。以現(xiàn)行恒星演化的晚期階段，預(yù)料參宿四在未來的數(shù)百萬年將爆炸成為II型超新星，并變成一顆中子星。

基本參數(shù)

赤經(jīng) 05h 55m 10.30536s

赤緯 07° 24′ 25.4304″

赤經(jīng)自行：26.42 ± 0.25 mas/yr

赤緯自行：9.60 ± 0.12 mas/yr

視星等（V）： 0.50（0.0 ~ 1.3）

光譜型：M1-M2Ia-Iab

B-V 色指數(shù) 1.85

U-B 色指數(shù) 2.06

恒星分類：紅超巨星

變星類型：SRc（半規(guī)則變星）

徑向速度（Rv）： 21.0 km/s

恒星視差（π）：5.07 ± 1.10 mas

絕對星等（Mv）：-5.85

恒星質(zhì)量：11.6 M☉ 注：（此數(shù)據(jù)為根據(jù)演化模型的 640 ly 計算得出的結(jié)果）

距地距離：約為 723.942 ly（222 pc）（根據(jù)演化模型為 640 ly）

恒星半徑：887 ± 203 或 955 ± 217 R⊙

恒星亮度：9 × 10^4 ~ 1.5 × 10^5 L⊙

表面溫度：3590 K

自轉(zhuǎn)速度：5 km/s

其他命名：獵戶座 α，α Orionis，Alpha Orionis，58 Ori，HR 2061，BD 7°1055，HD 39801，SAO 113271，F(xiàn)K5 224，HIP 27989。

參宿四（獵戶座 α，Betelgeuse，源自阿拉伯語，意思是腋下）是全天第十亮星（由于它在亮度變化的關(guān)系，有時視星等會超過波江座水委一成為全天第九亮星），亮度在 0.0 ~ 1.3等之間變化，變光周期為5.5年，屬于脈動變星。它是一顆 M1-M2型紅超巨星，半徑在 684 ~ 1172 R⊙之間變化，而半徑的變化使得它的光度也跟著變化（在 0.0 ~ 1.3等間變化）。絕對星等-5.85等，距離地球約724 ly，質(zhì)量約為11.6M⊙，表面溫度3590K，光度約為90000~1.5×10^5 L⊙，是迄今人類發(fā)現(xiàn)的體積最大的恒星之一。因為這些原因，使它成為除了太陽之外，人類首度能夠解析出表面大小的恒星。

參宿四是第一個直接用恒星干涉儀測定角直徑的恒星。1966年就已發(fā)現(xiàn)參宿四是射電星。射電頻譜觀測表明，參宿四既有大氣射電，也有恒星圓面射電。通過2.1米望遠(yuǎn)鏡電視分光裝置觀測，發(fā)現(xiàn)參宿四周圍已形成極厚的氣殼，至少伸展到本星半徑約 600 倍處，這表明該星向星際空間拋出了大量物質(zhì)。還有人認(rèn)為參宿四至少有兩個星周殼層，它們分別離本星約五十和幾百個半徑處，膨脹速度分別約每秒鐘11和17km。參宿四的距離迄今難于測準(zhǔn)（大約 222 pc），因此關(guān)于它的真半徑、光度等尚缺乏可靠數(shù)據(jù)。美國基特峰天文臺曾用 4 米望遠(yuǎn)鏡結(jié)合星像處理技術(shù)獲得了參宿四圓面的照片。

在天文學(xué)上，參宿四是很有趣的。它是最初幾個利用到天體干涉儀測量出直徑的恒星之一。天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)它的直徑是不定的，由最小的684 R⊙到最大的1172 R⊙，比木星圍繞太陽的公轉(zhuǎn)軌道的直徑還要大。

觀測歷史

赫歇耳的發(fā)現(xiàn)

約翰·赫歇耳爵士在1836年首次描述了參宿四的光度變化，他將此一發(fā)現(xiàn)發(fā)表在《天文學(xué)大綱》（Outlines of Astronomy）：他注意到參宿四在1837年10月和1839年11月發(fā)生了重大變化。接下來是10年的靜止期；然后在1849年，他注意到一個較短周期的變化，并在1852年達(dá)到高峰。后續(xù)的觀測記錄到每隔幾年就有不尋常的高峰，但在1957年至1967年只有很小的變化。

美國變星觀測者協(xié)會（AAVSO）的記錄顯示最大的視星等（亮度）在1933年和1942年是0.2等，最暗的視星等出現(xiàn)于1927年和1941年，是1.2等。這樣的光度變化常被人錯誤的用來解釋拜耳為何在1603年出版的《測天圖》中將參宿四命名為獵戶座α，而更亮的對手參宿七卻只是獵戶座β。

近代發(fā)現(xiàn)

在1920年，阿爾伯特·邁克遜和弗朗西斯·皮斯在威爾遜山天文臺2.5米（100寸）的望遠(yuǎn)鏡前方安裝了6米（20尺）的干涉儀，在約翰·安德森的協(xié)助下，他們?nèi)藴y出參宿四的角直徑是0.047"，基于當(dāng)時的視差是0.018"，得出了直徑為3.84 × 108千米(2.58天文單位)的結(jié)果。

在1950和1960年代在科學(xué)上展現(xiàn)出重要的發(fā)展，兩個同溫層望遠(yuǎn)鏡計劃和在1958年發(fā)表的《恒星的結(jié)構(gòu)和演化》，主要的工作者是密切合作的馬丁·史瓦西和普林斯敦大學(xué)的理查德·哈林。這本書教導(dǎo)新一代的天文物理學(xué)家如何使用初期的電腦技術(shù)創(chuàng)建恒星模型，當(dāng)同溫層望遠(yuǎn)鏡計劃利用氣球?qū)x器帶到大氣層之上，克服地球大氣湍流，產(chǎn)生一些前所未見的米粒斑和太陽黑子的細(xì)致影像，從而證實(shí)太陽大氣中存在著對流。這兩項發(fā)展都證明，對我們了解像參宿四這種紅巨星的結(jié)構(gòu)，有著意味深長的沖擊。

21世紀(jì)初的研究

在2000年12月發(fā)表的一項研究中，使用紅外線空間干涉儀（Infrared Spatial Interferometer，ISI）以中紅外線測量，估計出參宿四周邊昏暗是55.2±0.5mas，與邁克遜80年前發(fā)現(xiàn)的圖完全一致。在他發(fā)表的時候，從依巴谷任務(wù)估計的視差是7.63±1.64mas，因此估計參宿四的半徑是3.6天文單位。不過，2009年發(fā)表的一項紅外干涉測量研究宣布，自1993年以來，這顆恒星已經(jīng)以越來越快的速度萎縮了15%，但其視星等卻沒有明顯變暗。隨后的觀測表明，這種明顯的收縮可能是由恒星延伸大氣層中的殼層活動造成的。

除了恒星的直徑之外，參宿四延伸大氣層的復(fù)動力學(xué)也引起了質(zhì)疑。組成一個星系的質(zhì)量會隨著恒星的形成和毀滅而循環(huán)，紅超巨星是主要的貢獻(xiàn)者，然而質(zhì)量消失的過程仍然是個謎。干涉測量方法上的最新進(jìn)展，天文學(xué)家可能已經(jīng)接近此一難題的解答。在2009年7月，歐洲南方天文臺釋出由甚大望遠(yuǎn)鏡干涉儀（VLTI）獲得的影像，顯示巨大的羽流氣體噴射到周圍的距離幾乎遠(yuǎn)達(dá)到30天文單位。這相當(dāng)于太陽與海王星之間的距離，但是這種物質(zhì)拋射只是發(fā)生在周圍大氣諸多動態(tài)中的一種。天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)參宿四周圍至少有6種不同的殼層活動。當(dāng)本世紀(jì)開始時，解決恒星演化階段的質(zhì)量損失之謎，或許可以揭示這些超巨星突然爆炸的因素。

文化

在中國的星座系統(tǒng)中，都屬參宿，首先介紹參宿在天空中的位置、結(jié)構(gòu)以及相關(guān)的典故。參宿是冬季星空中最美麗而明亮的星宿之一。在它的北面是五車星官，西面有畢宿大星，東南面有全天第一亮星——天狼星。在參宿的七顆主星中有二顆 0 等星，即本文的主角，參宿四和參宿七（獵戶座β）；五顆2等星，即參宿一（獵戶座ζ）、參宿二（獵戶座ε）、參宿三（獵戶座δ）、參宿五（獵戶座γ）、參宿六（獵戶座κ）。

《史記·天宮書》說：“參為白虎。三星直者，是為衡石。下有三星，兌，曰罰，為斬艾事。其外四星，左右肩股也。小三星隅置，曰觜，為虎首?！?/p>

這段話的意思是說，有三顆星橫向排列在星空中，差不多正好在赤道上，稱之為衡石，即一塊起到平衡作用的石頭，因此，衡石的含義，就是赤道的中腰，也是白虎的中腰。這三顆星就是參宿的標(biāo)志星，參宿之名就源于此。

可見性

參宿四是很容易在夜空中發(fā)現(xiàn)的，它就出現(xiàn)于著名的獵戶座右肩上，并且肉眼就可以看見它發(fā)出的橙紅色光芒。在北半球，從每年的一月開始，可以看見它于日落時從東方升起。在每年3月中旬，這顆恒星在黃昏時已經(jīng)在南方的天空中，而且?guī)缀跞蚋鞯氐木幼≌叨伎梢钥匆?，僅僅只有南極洲少數(shù)幾個位置在南緯82°更南邊的偏遠(yuǎn)研究站才看不見。在南半球的大城市 (像是雪梨、布宜諾斯艾利斯、和開普敦)，參宿四的高度角幾乎可以達(dá)到地平線上49°。一旦來到5月，就只能在太陽剛西沉之際在西方地平線上驚鴻一瞥了。

參宿四的視星等是 0.50，它的平均亮度是天球上的第十亮星，正好就在水委一的后面。但因為參宿四是一顆變星，它的光度變化范圍在0.0~ 1.3之間，因此有的時候它的光度會超越水委一，成為全天第九亮星。參宿七也是一樣，它通常的視星等是 0.13，但報告指出光度有 0.03~ 0.18的波動，這也可能使參宿四偶爾會比參宿七明亮而成為全天第九亮星。當(dāng)它最暗時，會比第十九亮的天津四還要暗，并與十字架三競爭第二十名的位置。

來自ESO的甚大望遠(yuǎn)鏡所顯示的圖像，不僅有恒星的盤面，還有以前不知道的被氣體圍繞著的煙羽伴隨著擴(kuò)展的大氣層。

參宿四的B-V色指數(shù)是 1.85，說明這是一個顏色非常紅的天體。其光球有著擴(kuò)展的大氣層，光譜中呈現(xiàn)強(qiáng)烈的發(fā)射線而不是吸收線，這是一顆恒星外面有著濃厚的氣體包殼時出現(xiàn)的現(xiàn)象。取決于光球?qū)訌较蛩俣鹊牟▌?，這些擴(kuò)展的氣體曾經(jīng)被觀察到遠(yuǎn)離和朝向參宿四移動的運(yùn)動。這顆恒星的輻射能只有13%的是經(jīng)由可見光發(fā)射出來，而大部分的輻射都在紅外線的波段。如果眼睛可以感覺到所有輻射的波長，參宿四可能會成為全天空最亮的恒星。

視差

自從白塞爾在1838年成功的測量出視差，天文學(xué)家就對參宿四的距離極為困惑，不確定性使得許多恒星的參數(shù)值很難得到正確的估計。準(zhǔn)確的距離和角直徑將揭示恒星的半徑和有效溫度，導(dǎo)出清楚的解讀熱輻射的光度；光度與同位素豐度結(jié)合可以提供對恒星年齡和質(zhì)量的估計。在1920年，當(dāng)?shù)谝淮我愿缮鎯x研究恒星的直徑時，假設(shè)視差是0.18角秒。這等同于距離是56pc，或是180光年，這樣不僅獲得的恒星半徑不正確，恒星的特征也不同。在這之后，有些進(jìn)行的調(diào)查將這神秘的實(shí)際距離建議為高達(dá)400pc，或是1300ly。

在依巴谷星表公布之前（1997年），有兩份受人尊重的出版物有參宿四最新的視差資料。第一份是耶魯大學(xué)天文臺（1991年）公布的視差是 π = 9.8 ± 4.7 mas，相當(dāng)于距離大約是 102 pc，或是330 ly。第二份是依巴谷輸入星表（1993年），它的三角視差是 π = 5 ± 4 mas，相當(dāng)于 200 pc 或是 680 ly，幾乎是耶魯估計值的兩倍。這種不確定性，使研究人員對距離估計使用寬松的范圍，這種現(xiàn)象引燃了許多的爭議，不僅僅是在恒星的距離上，還影響到其它的恒星參數(shù)。

圖片顯示的是美國國家無線電天文臺坐落在新墨西哥州索科洛的甚大天線陣 （Very Large Array，VLA）。27只天線每只的重量是230t，需要時可以在陣列中的軌道上移動，以使用孔徑合成干涉儀進(jìn)行詳細(xì)的研究。

期待已久的依巴谷任務(wù)結(jié)果終于在1997年發(fā)表（釋出）。解決了這一個問題，新的視差值是π = 7.63 ± 1.64 mas，這相當(dāng)于131pc，或是430 ly。因為像參宿四這種變光星，會造成具體的問體影響到它們距離的量化。因此，大尺度誤差很可能是恒星引起的，可能與希巴科斯光度HP波段3.4mA級的光中心運(yùn)動有關(guān)。

在這次的爭論中，電波天文學(xué)的最新發(fā)展似乎占了上風(fēng)。格雷厄姆和同事們使用美國國家無線電天文臺（NRAO）的甚大天線陣（VLA），以新的高空間分辨率和多波長無線電對參宿四位置的指引，獲得更精確的估計值，加上依巴谷的資料，提供了新的天文測量解答：π=5.07±1.10mas，在嚴(yán)謹(jǐn)?shù)恼`差因子下得出的距離是197±45 pc或643±146 ly。

接下來在計算上的突破將可能來自歐洲空間局即將進(jìn)行的蓋亞任務(wù)，它將承擔(dān)詳細(xì)的分析每一顆被觀測恒星的物理性質(zhì)，揭示亮度、溫度、重力和成分。蓋亞將多次測量每一個亮度暗達(dá)20星等和比15等亮的天體位置，精確度達(dá)到24微角秒，相當(dāng)于從1000km外測量的人發(fā)直徑。攜帶的檢測設(shè)備將確保能測量像參宿四這種變星在最暗時的極限，這將解決較早時依巴谷任務(wù)位置上絕大部分的局限性。事實(shí)上，對最近的那些恒星，將能以小于0.001%的誤差因子來測量他們的距離。即使是靠近銀河中心的恒星，距離大約是3×10^4ly，距離測量上的誤差也將在小于20%以內(nèi)。

光度變化

作為脹縮變化恒星"SRc"的次分類，研究人員提供了不同的假設(shè)試圖解釋參宿四反復(fù)無常的舞蹈，這導(dǎo)致其視星等在0.0 和 1.3之間的振蕩現(xiàn)象。以我們了解的恒星結(jié)構(gòu)認(rèn)為是這顆超巨星的外層逐漸的膨脹和收縮，造成表面積（光球）交替的增加和減少，和溫度的上升和降低－因此導(dǎo)致測量到這顆恒星的亮度有節(jié)奏的在最暗的 1.3等和最亮的0.0等之間變化著。

像參宿四這種紅超巨星，因為大氣層本來就不穩(wěn)定因此會通過脈動的方法。當(dāng)恒星收縮，它吸收越來越多通過的能量，造成大氣層被加熱和膨脹。反過來，當(dāng)恒星膨脹時，它的大氣層變得稀薄，允許較多的能量逃逸出去并使溫度下降，因此啟動一個新的收縮階段。在計算恒星的脈動和模型都很困難的情況下，看來有幾個交錯的周期。在上個世紀(jì)的1930年代，Stebbins和Sanford的研究論文指出有一個由150~300天的短周期變化調(diào)制成的大約5.7年的規(guī)則循環(huán)變化周期。

圖解的太陽結(jié)構(gòu)顯示出光球的米粒斑：

1. 核心

2. 輻射層

3. 對流層

4. 光球?qū)?/p>

5. 色球?qū)?/p>

6. 日冕

7. 太陽黑子

8. 米粒斑

9. 日珥

事實(shí)上，超巨星始終顯示不規(guī)則的光度、極化和光譜的變化，這指出在恒星的表面和擴(kuò)展的大氣層有著復(fù)雜的活動。對照于受到監(jiān)測的大多數(shù)巨星都是有著合理的規(guī)則周期的長周期變星，紅巨星通常都是半規(guī)則或不規(guī)則的，有著脈動特性的變星。在1975年，Martin Schwarzschild 發(fā)表了一篇具有里程碑意義的論文，認(rèn)為光度起伏不定的變化是因為一些巨大的對流細(xì)胞（米粒斑的模式）覆蓋在恒星表面所導(dǎo)致的。在太陽，這些對流細(xì)胞，或是稱為太陽米粒，代表熱傳導(dǎo)的一種重要模式－因未那些對流元素主宰著太陽光球的亮度變化。太陽的米粒組織典型的直徑大約是2000km的大?。ù蠹s相當(dāng)于印度的表面積），深度大約700km。

在太陽表面大約有 2×10^6個這樣的米粒斑覆蓋著光球，如此巨大的數(shù)量產(chǎn)生相對恒定的通量。在這些米粒斑之下，連結(jié)著5000~10000個平均直徑 30000 km，深度達(dá)到 10000 km 的超米粒斑。對照之下，Schwardschild 認(rèn)為像參宿四這樣的恒星可能只有一打左右像怪獸的米粒斑，直徑達(dá) 1.8 × 10^8 km 或更大而足以支配恒星的表面，深度達(dá) 6 × 10^6 km，這是因為紅巨星的包層溫度和密度都很低，導(dǎo)致對流的效率極低。因此，如果在任何時間都只能看見三分之一的對流細(xì)胞，它們所觀測到的光度隨著時間的變化就可能反映出恒星整體的光度變化。

Schwarzschild 的巨大對流細(xì)胞主宰巨星和紅巨星表面的假說似乎有張貼在天文討論社區(qū)，當(dāng)哈柏太空望遠(yuǎn)鏡在1995年首度直接捕捉到參宿四表面神秘的熱點(diǎn)時，天文學(xué)家就將它歸因為對流。兩年后，天文學(xué)家揭露至少有三個亮點(diǎn)造成觀測到這顆恒星錯綜復(fù)雜的亮度分布不對稱，其幅度"符合表面的對流熱點(diǎn)"。然后在2000年，另一組由哈佛·史密松天體物理中心（Cfa）的 Alex Lobel領(lǐng)導(dǎo)的小組，注意到參宿四湍流的大氣層中冷與熱的氣流展示出肆虐的風(fēng)暴。小組推測在恒星大氣層中大片活力充沛的氣體同時向不同的方向膨脹，拋射出長長的溫?zé)釟怏w羽流進(jìn)入寒冷的塵埃包層。另一種解釋是溫?zé)岬臍怏w在橫越恒星較冷的區(qū)域時造成激波的出現(xiàn)。這個團(tuán)隊研究參宿四大氣層的時間超過5年，使用的是哈勃太空望遠(yuǎn)鏡影像攝譜儀在1998~2003年的資料。他們發(fā)現(xiàn)色球?qū)由匣顒拥臍馀?，在恒星的一邊拋起氣體，當(dāng)落在另一邊時，好像慢動作翻騰的熔巖燈。

角直徑

天文學(xué)家面對的第三個挑戰(zhàn)是測量恒星的角直徑。在1920年12月13日，參宿四成為第一顆在太陽之外曾經(jīng)被測量出直徑的天體。雖然干涉儀仍處在發(fā)展的初期，經(jīng)由實(shí)驗已經(jīng)成功的證明參宿四有一個 0.047" 的均勻盤面。天文學(xué)家對周邊昏暗的見解視值得注意的，除了 10% 的測量誤差，小組得出的結(jié)論是由于沿著恒星邊緣部分的光度強(qiáng)烈的減弱，盤面可能還要大 17%，因此角直徑大約是 0.055"。從那時已來，已有其他的研究在進(jìn)行，得到的范圍從 0.042 ~ 0.069 角。結(jié)合歷史上估計的距離，從 180 ~ 815 ly，與這些資料，得到恒星盤面的直徑無論何處都在 2.4 ~ 17.8 AU，因此相對來說半徑是 1.2 ~ 8.9 AU 使用如同太陽系的標(biāo)準(zhǔn)，火星的軌道大約是 1.5 AU，在小行星帶的谷神星是 2.7 AU，木星是 5.5 AU。因此，取決于參宿四與地球的實(shí)際距離，光球?qū)涌梢詳U(kuò)展至超出木星軌道的距哩，但不能確定是否會遠(yuǎn)達(dá)土星的 9.5 AU。

電波的影像顯示出參宿四光球?qū)拥拇笮。▓A圈）和使恒星不對稱的大氣層擴(kuò)展至土星軌道之外的對流力效應(yīng)。

有幾個原因使精確的直徑很難定義：

1.光球收縮和膨脹的節(jié)奏，如理論所建議的，意味著直徑不是永遠(yuǎn)不變；

2.由于周邊昏暗造成從中心向外延伸的越遠(yuǎn)光的顏色改變和輻射衰減越多，而沒有明確定義的"邊界"；

3.參宿四被從恒星逐出的物質(zhì)組成的星周包層環(huán)繞著。這些物質(zhì)吸收和輻射光線造成光球?qū)拥倪吔绾茈y定義；

4.在電磁頻譜內(nèi)以不同的波長測量，每個波長透露一些不同的東西。研究顯示可見光的波長有較大的角直徑，在近紅外線減至最小，不料在中紅外線再次增加。報告的直徑差異可已多達(dá)30~35%，但因為不同的波長測量不同的東西，將一種結(jié)論與另一種比較是有問題的；

5.大氣層的閃爍使得地面上的望遠(yuǎn)鏡因為大氣湍流的影響降低了解像力的極限角度值。

為了克服這些限制，研究人員采用了各種方案解決。天文干涉儀的觀念是 Hippolyte Fizeau 在 1868 年最早提出的。他提出經(jīng)由兩個孔洞觀察恒星的干涉，將可以提供恒星空間強(qiáng)度分布的資訊。從此以后，科學(xué)的干涉儀已經(jīng)發(fā)展出多孔徑干涉儀，可以將多個位置的影像彼此重疊。這些“斑點(diǎn)”的影像使用傅立葉分析綜合——一種廣泛用于審視天體的方法，包括研究聯(lián)星、類星體、小行星和星系核。自1990年出現(xiàn)的自適應(yīng)光學(xué)徹底改變了高分辨率天文學(xué)，同時，像是依巴谷、哈柏、和史匹哲等太空天文臺，也產(chǎn)生其他重大的突破。另一項儀器，天文多波束接觸器（he Astronomical Multi-BEam Recombiner，AMBER），提供了新的觀點(diǎn)。最為甚大望遠(yuǎn)鏡的一部分，AMBER有能力同時結(jié)合3架望遠(yuǎn)鏡，使研究人員可以實(shí)現(xiàn)微角秒的空間解析。此外，通過組合三個干涉儀#天文干涉儀取代兩個，這是習(xí)慣用的傳統(tǒng)干涉測量，AMBER能讓天文學(xué)家計算閉合相位－天文成像中的一個重要組成部分。

目前的討論圍繞著波長-可見光、近紅外線（NIR）或中紅外線（MIR）－獲得最精確的角度測量。最被廣泛接受的解決方案，它的出現(xiàn)，是由加州大學(xué)柏克萊分校的太空實(shí)驗室的天文學(xué)家在中紅外線波段執(zhí)行的ISI。在歷元2000年，這個團(tuán)體，在約翰韋納的領(lǐng)導(dǎo)下發(fā)表了一份論文，以一般不太被注意的中紅外線，忽略任何可能存在的熱點(diǎn)，顯示參宿四均勻的盤面直徑是 54.7 ± 0.3 mas。這篇論文也包含理論上承認(rèn)的周邊昏暗直徑是 55.2 ± 0.5 mas－假設(shè)與地球的距離是 197.0 ± 45 pc，這相當(dāng)于半徑大約 5.5 AU 的外觀（1180 R☉）。不過，有鑒于角直徑的誤差在 ± 0.5 mas，與哈珀（Harper）的數(shù)值有 ± 45 pc 的誤差結(jié)合在一起，光球的半徑實(shí)際上可以小至4.2AU，或是大至 6.9 AU 。

跨過大西洋，另一組由巴黎天文臺佩蘭（Guy Perrin）領(lǐng)導(dǎo)的天文學(xué)家在2004年以紅外線對有爭議的參宿四光球半徑做出 43.33 ± 0.04 mas 的精確測量。“佩蘭的報告給了一個合理的劇本，可以一致性的解釋從可見光到中紅外線的觀測?！边@顆恒星看似很厚、溫暖的大氣層使短波的光線散射因而略微增加了直徑，波長在 1.3 μm 以上的散射可以忽略不計。在 K 和 L 波段，上層的大氣層幾乎是透明的。在這些波長上看見的是傳統(tǒng)的光球，所以直徑是最小的。在中紅外線，熱輻射溫暖了大氣層增加了恒星的視直徑。"這些參數(shù)還未獲得天文學(xué)家廣泛的支持。

使用 IOTA和 VLTI 在近紅外線上的研究，強(qiáng)烈的支持佩蘭的分析，直徑的范圍在 42.57 ~ 44.28 mas，最小的誤差因子小于 0.04 mas。這次討論的中心，是由查理斯湯所領(lǐng)導(dǎo)柏克萊團(tuán)隊在 2009 年的第二份論文，報告參宿四的直徑從 1993 ~ 2009 年縮減了 15%，在 2008 年測量的角直徑是 47.0 mas，與佩蘭的估計相距不遠(yuǎn)。 不同于以前發(fā)表的大部分論文，這份研究專注于一個特定的波長 15 年的視野，早期的研究通常只持續(xù) 1 ~ 2 年，并且是在多種波長上，經(jīng)常會產(chǎn)生截然不同的結(jié)果。縮減的角度分析相當(dāng)于從 1993 年看見的 56.0 ± 0.1 到 2008 年的 47.0 ± 0.1 mas ，在 15 年內(nèi)幾乎縮減了 0.9 AU，或大約相當(dāng)于 1000 km/h。

天文學(xué)家都認(rèn)為我們完全不知道這顆恒星膨脹和收縮的節(jié)奏，果真如此，循環(huán)的周期可能是什么，雖然湯認(rèn)為不存在這樣的周期，但它也可能長達(dá)數(shù)十年，其它可能的解釋是光球?qū)佑捎趯α骰蛞驗椴皇乔蝮w因而稍微有些不對稱，造成恒星繞著軸旋轉(zhuǎn)時外觀上的膨脹和收縮。當(dāng)然，除非我們收集了周期的完整資料，我們不會知道 1993 年的 56.0 mas 是表現(xiàn)出恒星膨脹的最大值還是平均值，或是 2008 年的 47.0 事實(shí)上是個極小值。在我們得知確切的數(shù)值之前，我們可能還要繼續(xù)觀測 15 年或更久的時間 （2025 年），也就是說，相當(dāng)于木星軌道半徑的 5.5 AU，可能將持續(xù)很長的一段時間繼續(xù)被視為它的平均半徑。

爆炸

演化末期

如今參宿四已走入生命末期，推測在未來數(shù)百萬年中，可能變成 Ⅱ 型超新星。天文學(xué)家預(yù)計參宿四最終會以II 型超新星爆發(fā)來結(jié)束它的生命，或是其質(zhì)量只足夠變成一顆小質(zhì)量黑洞。但各方對它還有多長壽命并沒有一致的意見：有些人認(rèn)為它的直徑不停變化代表著參宿四正在融合它的碳原子，而會在數(shù)千年之內(nèi)變成超新星；不同意這觀點(diǎn)的人則認(rèn)為它可以生存更久。 如果真的發(fā)生超新星爆發(fā)，其光度將增至原來的數(shù)十萬倍以上，約為弦月的光度，也有一些預(yù)測指，最大光度甚至可以達(dá)到滿月的 3 倍。

超新星的光將持續(xù)數(shù)月，在日間也能看見，然后將會逐漸轉(zhuǎn)暗，在肉眼的夜空中消失，獵戶的手臂將消失，在數(shù)個世紀(jì)之后，將會演變成星云。但是，如果這顆中子星的自轉(zhuǎn)軸是朝向地球，那便較為麻煩了，它釋出的高能伽瑪射線及宇宙粒子將如雨般直達(dá)地球，并將削弱臭氧層，在多處天空均會出現(xiàn)極光。（注：已確認(rèn)參宿四自轉(zhuǎn)軸與地球夾角約為 20°）

2011 年 1 月 22 日 ，澳大利亞南昆士蘭大學(xué)高級物理學(xué)講師布拉德 · 卡特博士預(yù)言，從現(xiàn)在開始，最遲幾萬年內(nèi)，地球上的人類也將能夠看到 -12 等左右的亮星，盡管這種奇異景象只會維持幾周時間?？ㄌ夭┦糠Q，獵戶星座的紅超巨星參宿四這些年體積不斷縮小，質(zhì)量急劇下降，這是紅超巨星重力崩潰的典型征兆，參宿四隨時都可能發(fā)生超新星爆炸，那時參宿四的絕對星等將至少達(dá)到 -17 等。

簡單地講，II 型超新星就是超巨星在內(nèi)核坍縮過程中擠壓造成的劇烈爆炸形成的。

“這顆衰老恒星的內(nèi)核已經(jīng)耗盡了它的燃料，正是這些燃料促使參宿四發(fā)出光和熱，當(dāng)燃料耗盡時，恒星就會向內(nèi)坍縮，引發(fā)巨大的超新星爆炸?！碑?dāng)這一切發(fā)生時，參宿四的絕對星等將至少到 -17 等，當(dāng)超新星爆炸的光亮傳到地球時，在人類的眼中，將如同在地球上空出現(xiàn)了“第二顆金星”。不過，這“第二顆金星”只會維持幾月時間，然后就會在接下來的幾年中逐漸暗淡和消失?？ㄌ夭┦空f：“這將成為一顆恒星最后的燦爛，當(dāng)參宿四爆炸后，它將照耀夜空，我們將在幾周時間內(nèi)都能看到它難以置信的光亮，在接下來的幾年中，它會逐漸暗淡，最后再也難以被觀察到。

卡特博士稱，盡管參宿四可能發(fā)生超新星爆炸，但也可能在百萬年內(nèi)的任何一天發(fā)生爆炸。 就算參宿四爆炸了，它在天空中的表現(xiàn)也不可能是“第二個太陽”。“星戰(zhàn)迷”期待的像盧克·天行者在遙遠(yuǎn)星球塔圖因（Tatooine）上所看到的景象不會出現(xiàn)。

太陽與星星的最顯著差別在于它看上去比較大——太陽不是光點(diǎn)，而是像金盤一樣掛在天上。天文學(xué)上常用角直徑描述這種天體的“大小”，即計算天體直徑在觀測點(diǎn)形成的夾角。離我們越近的或者越大的天體，其角直徑越大，反過來，離我們遙遠(yuǎn)的或者個頭小的天體角直徑較小。雖然參宿四是角直徑最大的恒星之一，而且超新星爆發(fā)時直徑會急劇增大，但是由于參宿四距離我們太遠(yuǎn)，所以其角直徑依然無法與太陽相比。據(jù)推測，參宿四爆發(fā)時角直徑最大可能是 0.416’（按照爆發(fā)后超新星直徑 3 倍太陽系直徑，距離地球 643 光年計算），這不到太陽的 1/4500，即便是太陽系行星中角直徑最小的海王星，也是它的 5倍 以上。參宿四即便爆發(fā)了，也還只是一個小點(diǎn)。

根據(jù)天文學(xué)家的推算，參宿四爆發(fā)時視星等大概是 -12 等左右，也就是說可以達(dá)到滿月的亮度，在白天也可以看見。新的模擬結(jié)果表明其亮度甚至可能超過 3 倍滿月亮度。這對于一顆恒星來說絕對是驚人的，但是和太陽相比依然有不小的差距——太陽的視星等高達(dá) -26.74。根據(jù)星等和亮度的關(guān)系我們可以計算出爆發(fā)的參宿四亮度不到太陽的 50 萬分之一。在夜里，參宿四或許會給我們留下一道長長的影子，但是如果想讓它把黑夜照得亮如白晝，實(shí)在是勉為其難了。

爆炸對地球無害

參宿四隨時可能發(fā)生超新星爆炸的預(yù)測在互聯(lián)網(wǎng)上引發(fā)了熱烈的討論，有人甚至將超新星爆炸同瑪雅日歷中的 2012 年“世界末日”陰謀論聯(lián)系了起來，還有網(wǎng)民為了應(yīng)對可能來臨的超新星爆炸，甚至在地下室中儲滿了罐頭食品。

不過卡特博士稱，超新星爆炸不可能給地球帶來任何毀滅性的結(jié)果，因為超新星爆炸釋放出的細(xì)小粒子——中微子對人體并無害處。

卡特博士說：“當(dāng)一顆恒星爆炸時，首先我們會觀察到一種稱做‘中微子’的粒子雨，它們將會穿過地球，即使超新星爆炸會照亮我們的夜空，即使超新星 99% 的能量都會釋放到這些粒子中，但當(dāng)這些微小粒子穿過地球和我們的身體時，卻絕對不會對我們帶來任何傷害?！?/p>

一些專家猜測，參宿四一旦發(fā)生超新星爆炸，將會成為一顆中子星，或形成一個距離地球大約 650 ly 的黑洞?？ㄌ夭┦空f：“它形成中子星或黑洞的概率相等，如果讓我預(yù)測，我認(rèn)為它更可能形成一個 8 倍太陽質(zhì)量的黑洞?！?/p>

體積縮小

查爾斯 · 湯斯當(dāng)天在一份聲明中說：“新測量發(fā)現(xiàn)，過去 15 年中，‘參宿四’的直徑縮小了 15%，其縮小幅度平緩，但呈逐年加快趨勢?！眳⑺匏陌霃綖?5.5 AU，也就是 5.5 倍于地球到太陽的距離。如果把它安放在太陽系的中心，它的表面幾乎達(dá)到木星的軌道。這意味著，參宿四這 15 年中縮減了相當(dāng)于金星到太陽的距離。如今，參宿四依然巨大，用“哈勃”太空望遠(yuǎn)鏡觀察，它仍屬于少數(shù)呈碟狀、而非光點(diǎn)的恒星。但作為紅超巨星，它已快走到生命的盡頭。

愛德華 · 威什諾說，他們并不清楚為什么參宿四體積會縮減，“對星系和遙遠(yuǎn)的宇宙，包括快走到生命盡頭的紅超巨星來說，人們?nèi)杂刑嗟奈粗薄?/p>

研究人員表示，他們接下來仍會繼續(xù)研究參宿四，觀察它到底是繼續(xù)縮小還是轉(zhuǎn)而膨脹。研究人員還指出，盡管參宿四體積在縮小，但它的亮度在過去15年中沒有明顯變暗。

不明弓形激波

在參宿四星的運(yùn)動方向上，科學(xué)家觀測到一些質(zhì)量損失的跡象，比如一系列的塵埃、物質(zhì)混亂的情形，越是接近恒星的區(qū)域，則顯示出明顯的不對稱結(jié)構(gòu)。雖然在一些較早的理論研究中提出，參宿四星外圍出現(xiàn)的“墻”狀結(jié)構(gòu)是恒星演化階段所拋射出的物質(zhì)所致，但新的空間望遠(yuǎn)鏡圖像數(shù)據(jù)分析表明其可能與星系磁場相關(guān)聯(lián)，而處于邊緣處的星際氣體云也正在被參宿四星的光芒所照耀。如果“墻”狀結(jié)構(gòu)是一個完全獨(dú)立的天體（物質(zhì)），那么科學(xué)家認(rèn)為參宿四星的外圍弧形激波在5000年內(nèi)與前者發(fā)生碰撞。