參宿四

參宿四（Betelgeuse）為參宿第四星，又稱獵戶座 α 星（α Orionis），是一顆處於獵戶座的紅超巨星（獵戶座一等星）。它是夜空中除太陽外第十二亮的恆星。

在冬季夜空中，它與大犬座的天狼星、小犬座的南河三組成冬季大三角。雖然它是獵戶座的 α 星，但實際在絕大多數時候獵戶座 β 星（參宿七）比它還要亮。它在中國古代天文中屬於西方白虎七宿的參宿（西宮白虎七宿：奎、婁、胃、昴、畢、觜、參）。

基本介紹

• 中文名：參宿四
• 外文名：Betelgeuse 
• 別稱：α Orionis
• 分類：紅超巨星
• 質量：11.6，11.6 + 5.0 或 11.6 - 3.9 M⊙
• 直徑：887 ± 203 或 955 ± 217 D⊙
• 表面溫度：3590 K
• 視星等：+0.50（0.0 ~ +1.3）
• 絕對星等：-5.85
• 赤經：05h 55m 10.30536s
• 赤緯：+07° 24′ 25.4304″
• 距地距離：640 ly（根據演化模型）或 723.942 ly（222 pc）
• 光譜型：M1-M2Ia-ab
• U-B 色指數：+2.06
• B-V 色指數：+1.85
• 光度：90000 ~ 1.5 × 10^5 L⊙
• 變星類型：SRc

概述

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。它有著明顯紅色的半規則變星，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。這顆恆星標示著冬季大三角的頂點和冬季六邊形的中心。

參宿四是正處於紅超巨星階段，並且是已知最大和最亮的恆星之一。如果它位於太陽系的中心，它的表面會超越小行星帶，並可能抵達並超越木星的軌道，完全地席捲掉水星、金星、地球和火星。但是，在上個世紀對參宿四的距離估計從 180 ly ~ 1300 ly 不等，因此對其半徑、光度和質量的估計是很難被證實的。目前認為參宿四的距離大約是 724 ly，平均的絕對星等是 -5.85。

而事實上，有關參宿四的質量始終有爭議，有的資料顯示它的質量不過 14 ~ 15 M⊙，但也有的資料認為它的質量達到 18 ~ 19 M⊙，甚至有達到 20 M⊙，而這種質量的不確定性，正是由於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恆星（除太陽之外）。從此以後，研究人員不斷使用不同的技術參數和望遠鏡測量這顆巨星的大小，而且經常產生衝突的結果。目前估計這顆恆星的視直徑在 0.043 ~ 0.056 角秒，作為一個移動的目標，參宿四似乎周期性的改變它的形狀。由於周邊昏暗、光度變化（變星脈動理論）、和角直徑隨著波長改變，這顆恆星仍然充滿了令人費解的謎。參宿四有一些複雜的、不對稱的包層，引起巨大的質量流失，涉及從表面向外排出的龐大冠羽狀氣體，使事情變得更為複雜。甚至有證據指出在它的氣體包層內有伴星環繞著，可能加劇了這顆恆星古怪的行為。

天文學家認為參宿四的年齡只有幾千萬年，但是因為質量大而演化得很快。它被認為是來自獵戶座 OB1 星協的奔逃星，還包含在獵戶腰帶的參宿一、參宿二、和參宿三等 O 和 B 型晚期恆星的集團。以現行恆星演化的晚期階段，預料參宿四在未來的數百萬年將爆炸成為 II 型超新星，並變成一顆中子星。

基本參數

赤經 05h 55m 10.30536s

赤緯 +07° 24′ 25.4304″

赤經自行：26.42 ± 0.25 mas/yr

赤緯自行：9.60 ± 0.12 mas/yr

參宿四

視星等（V）：+0.50（0.0 ~ +1.3）

光譜型：M1-M2Ia-Iab

B-V 色指數 +1.85

U-B 色指數 +2.06

恆星分類：紅超巨星

變星類型：SRc（半規則變星）

徑向速度（Rv）： +21.0 km/s

恆星視差（π）：5.07 ± 1.10 mas

絕對星等（MV）：-5.85

恆星質量：11.6 M☉ 註：（此數據為根據演化模型的 640 ly 計算得出的結果）

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

恆星半徑：887 ± 203 或 955 ± 217 R⊙

恆星亮度：9 × 10^4 ~ 1.5 × 10^5 L⊙

表面溫度：3590 K

自轉速度：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，FK5 224，HIP 27989。

簡要介紹

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（由於它在亮度變化的關係，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，屬於脈動變星。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，質量約為 11.6 M⊙，表面溫度 3590 K，光度約為 90000 ~ 1.5 × 10^5 L⊙，是迄今人類發現的體積最大的恆星之一。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恆星。

參宿四獵戶座αOri

參宿四是第一個直接用恆星干涉儀測定角直徑的恆星。1966 年就已發現參宿四是射電星。射電頻譜觀測表明，參宿四既有大氣射電，也有恆星圓面射電。通過 2.1 米望遠鏡電視分光裝置觀測，發現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。還有人認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 17 km。參宿四的距離迄今難於測準（大約 222 pc），因此關於它的真半徑、光度等尚缺乏可靠數據。美國基特峰天文台曾用 4 米望遠鏡結合星像處理技術獲得了參宿四圓面的照片。

在天文學上，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恆星之一。天文學家發現它的直徑是不定的，由最小的 684 R⊙ 到最大的 1172 R⊙，比木星圍繞太陽的公轉軌道的直徑還要大。

演化末期

如今參宿四已走入生命末期，推測在未來數百萬年中，可能變成 Ⅱ 型超新星。天文學家預計參宿四最終會以II 型超新星爆發來結束它的生命，或是其質量只足夠變成一顆小質量黑洞。但各方對它還有多長壽命並沒有一致的意見：有些人認為它的直徑不停變化代表著參宿四正在融合它的碳原子，而會在數千年之內變成超新星；不同意這觀點的人則認為它可以生存更久。 如果真的發生超新星爆發，其光度將增至原來的數十萬倍以上，約為弦月的光度，也有一些預測指，最大光度甚至可以達到滿月的 3 倍。超新星的光將持續數月，在日間也能看見，然後將會逐漸轉暗，在肉眼的夜空中消失，獵戶的手臂將消失，在數個世紀之後，將會演變成星雲。但是，如果這顆中子星的自轉軸是朝向地球，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地球，並將削弱臭氧層，在多處天空均會出現極光。（註：已確認參宿四自轉軸與地球夾角約為 20°）

位置結構

在中國的星座系統中，都屬參宿，首先介紹參宿在天空中的位置、結構以及相關的典故。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一顆 0 等星，即本文的主角之一的參宿四；一顆 1 等星，即本文的另一主角——參宿七；五顆 2 等星，即參宿一（獵戶座 ζ）、二（獵戶座 ε）、三（獵戶座 δ）、五（獵戶座 γ）、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。”

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誌星，參宿之名就源於此。

可見性

參宿四是很容易在夜空中發現的，它就出現在著名的獵戶腰帶附近，並且肉眼就可以看見它發出的橙紅色光芒。在北半球，從每年的一月開始，可以看見它於日落時從東方升起。在 3 月中旬，這顆恆星在黃昏時已經在南方的天空中，而且幾乎全球各地的居住者都可以看見，僅僅只有南極洲少數幾個位置在南緯 82° 更南邊的偏遠研究站才看不見。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。

參宿四的位置在著名的獵戶腰帶附近

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，正好就在水委一的後面。但因為參宿四是一顆變星，它的光度變化範圍在 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。當它最暗時，會比第十九亮的天津四還要暗，並與十字架三競爭第二十名的位置。

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

參宿四的 B-V 色指數是 +1.85，在圖形上指出這是個極度"紅色"的天體。光球有著擴展的大氣層，光譜中呈現強烈的發射線而不是吸收線，這是一顆恆星外面有著濃厚的氣體包殼時出現的現象。取決於光球層徑向速度的波動，這些擴展的氣體曾經被觀察到遠離和朝向參宿四移動的運動。這顆恆星的輻射能只有 13% 的是經由可見光發射出來，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恆星。

視差

自從白塞爾在 1838 年成功的測量出視差，天文學家就對參宿四的距離極為困惑，不確定性使得許多恆星的參數值很難得到正確的估計。準確的距離和角直徑將揭示恆星的半徑和有效溫度，導出清楚的解讀熱輻射的光度；光度與同位素豐度結合可以提供對恆星年齡和質量的估計。在 1920 年，當第一次以干涉儀研究恆星的直徑時，假設視差是 0.18 角秒。這等同於距離是 56 pc，或是 180 光年，這樣不僅獲得的恆星半徑不正確，恆星的特徵也不同。在這之後，有些進行的調查將這神秘的實際距離建議為高達 400 pc，或是 1300 ly。

在依巴谷星表公布之前（1997），有兩份受人尊重的出版物有參宿四最新的視差資料。第一份是耶魯大學天文台（1991）公布的視差是 π = 9.8 ± 4.7 mas，相當於距離大約是 102 pc，或是 330 ly。第二份是依巴谷輸入星表（1993），它的三角視差是 π = 5 ± 4 mas，相當於 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鬆的範圍，這種現象引燃了許多的爭議，不僅僅是在恆星的距離上，還影響到其它的恆星參數。

圖片顯示的是美國國家無線電天文台坐落在新墨西哥州索科洛的甚大天線陣 （Very Large Array，VLA）。27 只天線每隻的重量是 230 t，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行詳細的研究。

期待已久的依巴谷任務結果終於在 1997 年發表 （釋出）。解決了這一個問題，新的視差值是 π = 7.63 ± 1.64 mas，這相當於 131 pc，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恆星引起的，可能與希巴科斯光度 HP波 段 3.4 mA 級的光中心運動有關。

在這次的爭論中，電波天文學的最新發展似乎占了上風。格雷厄姆和同事們使用美國國家無線電天文台 （NRAO） 的甚大天線陣 （VLA），以新的高空間解析度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 ± 1.10 mas，在嚴謹的誤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行的蓋亞任務，它將承擔詳細的分析每一顆被觀測恆星的物理性質，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 20 星等和比 15 等亮的天體位置，精確度達到 24 微角秒，相當於從 1000 km 外測量的人發直徑。攜帶的檢測設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位置上絕大部分的局限性。事實上，對最近的那些恆星，將能以小於 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恆星，距離大約是 3 × 10^4 ly，距離測量上的誤差也將在小於 20% 以內。

光度變化

參宿四的紫外線影像，顯示出恆星的不對稱脈動，擴展和收縮。

參宿四的紫外線影像

作為脹縮變化恆星"SRc"的次分類，研究人員提供了不同的假設試圖解釋參宿四反覆無常的舞蹈，這導致其視星等在 0.0 和 +1.3 之間的振盪現象。以我們了解的恆星結構認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－因此導致測量到這顆恆星的亮度有節奏的在最暗的 +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定因此會通過脈動的方法。當恆星收縮，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，當恆星膨脹時，它的大氣層變得稀薄，允許較多的能量逃逸出去並使溫度下降，因此啟動一個新的收縮階段。在計算恆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 天的短周期變化調製成的大約5.7年的規則循環變化周期。

圖解的太陽結構顯示出光球的米粒斑：

太陽結構顯示出光球的米粒斑

1. 核心
2. 輻射層
3. 對流層
4. 光球層
5. 色球層
6. 日冕
7. 太陽黑子
8. 米粒斑
9. 日珥

事實上，超巨星始終顯示不規則的光度、極化和光譜的變化，這指出在恆星的表面和擴展的大氣層有著複雜的活動。對照於受到監測的大多數巨星都是有著合理的規則周期的長周期變星，紅巨星通常都是半規則或不規則的，有著脈動特性的變星。在 1975 年，Martin Schwarzschild 發表了一篇具有里程碑意義的論文，認為光度起伏不定的變化是因為一些巨大的對流細胞（米粒斑的模式）覆蓋在恆星表面所導致的。在太陽，這些對流細胞，或是稱為太陽米粒，代表熱傳導的一種重要模式－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 2000 km 的大小 （大約相當於印度的表面積），深度大約 700 km。在太陽表面大約有 2 × 10^6 個這樣的米粒斑覆蓋著光球，如此巨大的數量產生相對恆定的通量。在這些米粒斑之下，連結著 5000 ~ 10000 個平均直徑 30000 km，深度達到 10000 km 的超米粒斑。對照之下，Schwardschild 認為像參宿四這樣的恆星可能只有一打左右像怪獸的米粒斑，直徑達 1.8 × 10^8 km 或更大而足以支配恆星的表面，深度達 6 × 10^6 km，這是因為紅巨星的包層溫度和密度都很低，導致對流的效率極低。因此，如果在任何時間都只能看見三分之一的對流細胞，它們所觀測到的光度隨著時間的變化就可能反映出恆星整體的光度變化。

Schwarzschild 的巨大對流細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，當哈柏太空望遠鏡在 1995 年首度直接捕捉到參宿四表面神秘的熱點時，天文學家就將它歸因為對流。兩年後，天文學家揭露至少有三個亮點造成觀測到這顆恆星錯綜複雜的亮度分布不對稱，其幅度"符合表面的對流熱點"。然後在 2000 年，另一組由哈佛 · 史密松天體物理中心（Cfa） 的 Alex Lobel 領導的小組，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暴。小組推測在恆星大氣層中大片活力充沛的氣體同時向不同的方向膨脹，拋射出長長的溫熱氣體羽流進入寒冷的塵埃包層。另一種解釋是溫熱的氣體在橫越恆星較冷的區域時造成激波的出現。這個團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鏡影像攝譜儀在 1998 ~ 2003 年的資料。他們發現在色球層上活動的氣泡，在恆星的一邊拋起氣體，當落在另一邊時，好像慢動作翻騰的熔岩燈。

角直徑

天文學家面對的第三個挑戰是測量恆星的角直徑。在 1920 年 12 月 13 日，參宿四成為第一顆在太陽之外曾經被測量出直徑的天體。雖然干涉儀仍處在發展的初期，經由實驗已經成功的證明參宿四有一個 0.047" 的均勻盤面。天文學家對周邊昏暗的見解視值得注意的，除了 10% 的測量誤差，小組得出的結論是由於沿著恆星邊緣部分的光度強烈的減弱，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行，得到的範圍從 0.042 ~ 0.069 角。結合歷史上估計的距離，從 180 ~ 815 ly，與這些資料，得到恆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準，火星的軌道大約是 1.5 AU，在小行星帶的穀神星是 2.7 AU，木星是 5.5 AU。因此，取決於參宿四與地球的實際距離，光球層可以擴展至超出木星軌道的距哩，但不能確定是否會遠達土星的 9.5 AU。

電波的影像顯示出參宿四光球層的大小（圓圈）和使恆星不對稱的大氣層擴展至土星軌道之外的對流力效應。

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奏，如理論所建議的，意味著直徑不是永遠不變；
2. 由於周邊昏暗造成從中心向外延伸的越遠光的顏色改變和輻射衰減越多，而沒有明確定義的"邊界"；
3. 參宿四被從恆星逐出的物質組成的星周包層環繞著。這些物質吸收和輻射光線造成光球層的邊界很難定義；
4. 在電磁頻譜內以不同的波長測量，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 30 ~ 35%，但因為不同的波長測量不同的東西，將一種結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，研究人員採用了各種方案解決。天文干涉儀的觀念是 Hippolyte Fizeau 在 1868 年最早提出的。他提出經由兩個孔洞觀察恆星的干涉，將可以提供恆星空間強度分布的資訊。從此以後，科學的干涉儀已經發展出多孔徑干涉儀，可以將多個位置的影像彼此重疊。這些“斑點”的影像使用傅立葉分析綜合——一種廣泛用於審視天體的方法，包括研究聯星、類星體、小行星和星系核。自 1990 年出現的自適應光學徹底改變了高解析度天文學，同時，像是依巴谷、哈柏、和史匹哲等太空天文台，也產生其他重大的突破。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。最為甚大望遠鏡的一部分，AMBER有能力同時結合3架望遠鏡，使研究人員可以實現微角秒的空間解析。此外，通過組合三個干涉儀#天文干涉儀取代兩個，這是習慣用的傳統干涉測量，AMBER 能讓天文學家計算閉合相位－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，是由加州大學柏克萊分校的太空實驗室的天文學家在中紅外線波段執行的 ISI。在曆元 2000 年，這個團體，在約翰韋納的領導下發表了一份論文，以一般不太被注意的中紅外線，忽略任何可能存在的熱點，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的周邊昏暗直徑是 55.2 ± 0.5 mas－假設與地球的距離是 197.0 ± 45 pc，這相當於半徑大約 5.5 AU 的外觀 （1180 R☉）。不過，有鑒於角直徑的誤差在 ± 0.5 mas，與哈珀 （Harper） 的數值有 ± 45 pc 的誤差結合在一起，光球的半徑實際上可以小至 4.2 AU，或是大至 6.9 AU 。

跨過大西洋，另一組由巴黎天文台佩蘭 （Guy Perrin）領導的天文學家在 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。”這顆恆星看似很厚、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恆星的視直徑。"這些參數還未獲得天文學家廣泛的支持。

使用 IOTA和 VLTI 在近紅外線上的研究，強烈的支持佩蘭的分析，直徑的範圍在 42.57 ~ 44.28 mas，最小的誤差因子小於 0.04 mas。這次討論的中心，是由查理斯湯所領導柏克萊團隊在 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。 不同於以前發表的大部份論文，這份研究專注於一個特定的波長 15 年的視野，早期的研究通常只持續 1 ~ 2 年，並且是在多種波長上，經常會產生截然不同的結果。縮減的角度分析相當於從 1993 年看見的 56.0 ± 0.1 到 2008 年的 47.0 ± 0.1 mas ，在 15 年內幾乎縮減了 0.9 AU，或大約相當於 1000 km/h。天文學家都認為我們完全不知道這顆恆星膨脹和收縮的節奏，果真如此，循環的周期可能是什麼，雖然湯認為不存在這樣的周期，但它也可能長達數十年，其它可能的解釋是光球層由於對流或因為不是球體因而稍微有些不對稱，造成恆星繞著軸旋轉時外觀上的膨脹和收縮。當然，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 是表現出恆星膨脹的最大值還是平均值，或是 2008 年的 47.0 事實上是個極小值。在我們得知確切的數值之前，我們可能還要繼續觀測 15 年或更久的時間 （2025 年），也就是說，相當於木星軌道半徑的 5.5 AU，可能將持續很長的一段時間繼續被視為它的平均半徑。

體積縮小

查爾斯 · 湯斯當天在一份聲明中說：“新測量發現，過去 15 年中，‘參宿四’的直徑縮小了 50%，其縮小幅度平緩，但呈逐年加快趨勢。”參宿四半徑為 5.5 AU，也就是 5.5 倍於地球到太陽的距離。如果把它安放在太陽系的中心，它的表面幾乎達到木星的軌道。這意味著，參宿四這 15 年中縮減了相當於金星到太陽的距離。今天，參宿四依然巨大，用“哈勃”太空望遠鏡觀察，它仍屬於少數呈碟狀、而非光點的恆星。但作為紅超巨星，它已快走到生命的盡頭。

參宿四體積縮小近15%

愛德華 · 威什諾說，他們並不清楚為什麼參宿四體積會縮減，“對星系和遙遠的宇宙，包括快走到生命盡頭的紅超巨星來說，人們仍有太多的未知”。

研究人員表示，他們接下來仍會繼續研究參宿四，觀察它到底是繼續縮小還是轉而膨脹。研究人員還指出，儘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。

爆炸

2011 年 1 月 22 日 ，澳大利亞南昆士蘭大學高級物理學講師布拉德 · 卡特博士預言，從現在開始，最遲幾萬年內，地球上的人類也將能夠看到 -12 等左右的亮星，儘管這種奇異景象只會維持幾周時間。卡特博士稱，獵戶星座的紅超巨星參宿四這些年體積不斷縮小，質量急劇下降，這是紅超巨星重力崩潰的典型徵兆，參宿四隨時都可能發生超新星爆炸，那時參宿四的絕對星等將至少達到 -17 等。

最早可能在數千年之內變成超新星

簡單地講，II 型超新星就是超巨星的外包層在核心坍縮過程中，被海量高能中微子擠壓造成的核爆轟引發的劇烈爆炸。

“這顆衰老恆星的核心已經耗盡了它的燃料，正是這些燃料促使參宿四發出光和熱，當燃料耗盡時，恆星就會向內坍縮，引發巨大的超新星爆炸。”當這一切發生時，參宿四的絕對星等將至少到 -17 等，當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了“第二顆金星”。不過，這“第二顆金星”只會維持幾月時間，然後就會在接下來的幾年中逐漸暗淡和消失。卡特博士說：“這將成為一顆恆星最後的燦爛，當參宿四爆炸後，它將照耀夜空，我們將在幾周時間內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，最後再也難以被觀察到。

超新星光變曲線圖（參宿四屬Ⅱb型）

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

太陽與星星的最顯著差別在於它看上去比較大——太陽不是光點，而是像金盤一樣掛在天上。天文學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恆星之一，而且超新星爆發時直徑會急劇增大，但是由於參宿四距離我們太遠，所以其角直徑依然無法與太陽相比。據推測，參宿四爆發時角直徑最大可能是 0.416’（按照爆發後超新星直徑 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。參宿四即便爆發了，也還只是一個小點。

參宿四超新星爆發效果圖

根據天文學家的推算，參宿四爆發時視星等大概是 -12 等左右，也就是說可以達到滿月的亮度，在白天也可以看見。新的模擬結果表明其亮度甚至可能超過 3 倍滿月亮度。這對於一顆恆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 -26.74。根據星等和亮度的關係我們可以計算出爆發的參宿四亮度不到太陽的 50 萬分之一。在夜裡，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，實在是勉為其難了。

爆炸對地球無害

參宿四隨時可能發生超新星爆炸的預測在網際網路上引發了熱烈的討論，有人甚至將超新星爆炸同瑪雅日曆中的 2012 年“世界末日”陰謀論聯繫了起來，還有網民為了應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果，因為超新星爆炸釋放出的細小粒子——中微子對人體並無害處。

卡特博士說：“當一顆恆星爆炸時，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。”

一些專家猜測，參宿四一旦發生超新星爆炸，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。卡特博士說：“它形成中子星或黑洞的機率相等，如果讓我預測，我認為它更可能形成一個 8 倍太陽質量的黑洞。”

不明弓形激波

在參宿四星的運動方向上，科學家觀測到一些質量損失的跡象，比如一系列的塵埃、物質混亂的情形，越是接近恆星的區域，則顯示出明顯的不對稱結構。雖然在一些較早的理論研究中提出，參宿四星外圍出現的“牆”狀結構是恆星演化階段所拋射出的物質所致，但新的空間望遠鏡圖像數據分析表明其可能與星系磁場相關聯，而處於邊緣處的星際氣體雲也正在被參宿四星的光芒所照耀。如果“牆”狀結構是一個完全獨立的天體（物質），那么科學家認為參宿四星的外圍弧形激波在 5000 年內與前者發。