參宿四:參宿四（獵戶座α，Betelgeuse，源自阿拉伯語，意思是腋下 -百科知識中文網

簡介

參宿四（獵戶座α，Betelgeuse，源自阿拉伯語，意思是腋下），在拜耳命名法是著名的獵戶座α(αOrionis或αOri)，是全天第10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。

參宿四是有明顯紅色的半規則變星，視星等在0.2至1.2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。

參宿四亮度在0.06至0.75等之間變化，變光周期為5.5年，屬於不規則變星。

參宿四平均的絕對星等是-6.05等，距離地球約640光年，質量為太陽的15倍，表面溫度3500開，光度為太陽的10萬倍，體積為太陽的325萬倍，是已知最大和最亮的恆星之一。

參宿四是第一個直接用恆星干涉儀測定角直徑的恆星。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，完全的席捲掉水星、金星、地球和火星。但是，在20個世紀對參宿四的距離估計從180光年至1,300光年不等，因此對其直徑、光度和直量的估計是很難被證實的。

分類學

在分類上參宿四是一顆M2Iab型紅超巨星，半徑在太陽的700倍到1000倍間變化，而半徑的變化使得它的光度也跟著變化（在0.4至1.3等間變化）。

基本信息

所屬星座：獵戶座
恆星位置：赤經 05h 55m 10.3053s、赤緯 +07° 24′ 25.426″
目視星等 (V)： 0.58等 (0.3 – 1.2)

光譜分類：M2Iab（紅超巨星），B-V 色指數 1.85（橙紅）、U-B 色指數 2.06
變星類型：SR c（半規則變星）
徑向速度 (Rv)：+21.0 km/s ，自行 (μ) RA：24.95 ± 0.08 mas/yr、Dec.：9.56 ± 0.15 mas/yr
恆星視差 (π) ：5.07 ± 1.10 mas
絕對星等 (MV) ：−5.14
恆星質量：14 M☉
恆星半徑：630 R☉
恆星亮度：63,000 (40,000–100,000) L☉
表面溫度：3,500 K
自轉周期：17 年 (14.6 km/s)
其他命名：獵戶座α,Alpha Orionis, 58 Ori, HR 2061, BD+7°1055, HD 39801, SAO 113271, FK5 224, HIP 27989.

觀測

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公里。

參宿四的距離迄今難於測準(大約200秒差距)，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。

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。

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290,000,000公里到最大的480,000,000公里，比木星圍繞太陽的公轉軌道的直徑還要大。

預測

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白矮星。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1萬倍以上，約為弦月的光度，也有一些預測指，最大光度甚至可與滿月一樣亮（負12.5等）。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。

位置

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，即參宿四；一顆1等星，即參宿七；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)。

觀測歷史

參宿四自古以來就是顆受到注意的紅色恆星：《史記·天官書》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。

古天文學家托勒密將他的顏色描述為"ὑπόκιρρος"，稍後此一描述在烏魯伯格的Zij-iSultani被翻譯為rubedinis，意思如同拉丁文的紅色(ruddiness)。

在科學革命之前，天文學史與神話和占星學有著密切的關係，紅星，像行星火星之名是從羅馬的戰神衍生出來的，並通過母體的死亡和再生來擴展，與原型martial有著密切的關係。在現代的恆星分類法創立之前，安吉洛·西奇自創的光譜分析將參宿四作為第三類(橘色至紅色恆星)的原型。

在1836年約翰·赫歇耳爵士首次描述了參宿四的光度變化，他將此一發現發表在天文學大綱(OutlinesofAstronomy)：他注意到活動在1836年—1840年的增加，以及隨後的減少。在1849年，他注意到一個較短周期的變化，並在1852年達到高峰。後續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，最暗的視星等出現在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Uranometria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。

在1920年，阿爾伯特·邁克遜和FrancisPease在威爾遜山天文台2,5米(100寸)的望遠鏡前方安裝了6米(20尺)的干涉儀，在JohnAnderson的協助下，他們三人測出參宿四的角直徑是0.047"，基於當時的視差是0.018"，轉換成圖形的結果是直徑達到3億8,400萬公里(2億4,000萬英里或2.58天文單位)的大圓。但是由於未知的不確定性，像是周邊昏暗和測量誤差－是將近一世紀的科學調查重點的中心主題。從第一次以可見波長測量，研究人員已經從中紅外線至紫外線的範圍進行多種的調查，但獲得的結果仍有待確認。

在1950和1960年代在科學上展現出重要的發展，兩個同溫層望遠鏡計畫和在1958年發表的恆星的結構和演化，主要的工作者是密切合作的馬丁·史瓦西和普林斯敦大學的RichardHärm。這本書教導新一代的天文物理學家如何使用初期的電腦技術創建恆星模型，當同溫層望遠鏡計畫利用氣球將儀器帶到大氣層之上，克服地球大氣湍流，產生一些前所未見的米粒斑和太陽黑子的細緻影像，從而證實太陽大氣中存在著對流。這兩項發展都證明，對我們了解像參宿四這種紅巨星的結構，有著意味深長的衝擊。

研究

在1920年，參宿四是第一顆被測出角直徑的恆星(除太陽之外)。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。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，可能有助於這顆恆星古怪的行為。

天文學家認為參宿四的年齡只有1,000萬年，但是因為質量大而演化的很快。他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0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。因為參宿四與地球的距離在497和789光年之間，因此參宿四可能在數個世紀前已經成為超新星，如果出現這種情況，光線依然在傳遞的過程中。

在20世紀的70年代，來自柏克萊在太空科學實驗室工作的AntoineLabeyrie在紅外線和可見光的干涉儀上看見幾個值得注意的進展，當時研究人員開始從多架望遠鏡上組合影像，不久之後發明了"條紋追蹤(fringe-tracking)"技術。但是直到1980年代末期和1990年代初期，使用孔徑遮罩干涉常規性的觀測參宿四時，才在可見光和紅外影像上有了重大的突破。開創的約翰E.鮑德溫和卡文迪許天體物理組的其它同事，以新技術在恆星的光球上揭露出一些明亮的斑點，並且對參宿四提供了最精確的測量。這是除了太陽之外，第一次獲得恆星盤面的可見光和紅外線影像；第一次從地面的干涉儀和以後來自高解析的COAST望遠鏡，“亮斑”或“熱點”有力的鞏固史瓦西早在數十年前提出的大質量對流細胞主導了恆星表面的理論。

在1995年，哈柏太空望遠鏡的暗天體照相機捕捉到可以分析的紫外線影像－第一次以傳統的望遠鏡獲得另一顆恆星盤面的影像(或NASA的專門術語所謂的“直接影像”)。由於地面的儀器使用相同波長的紫外線無法獲得與哈柏同樣精確度的影像。如同早期的影像，這些紫外線的影像也有一個亮斑，顯示有一個2,000K的區域，在這個例子中位於恆星表面的西南部，其後由戈達德高解析攝譜儀的紫外線光譜認為熱點是參宿四自轉的軸點之一。這會使參宿四的自轉軸對地球的方向傾斜大約20°，與天球北極的方位角約為55°。

美國變星觀測者協會從1988年12月至2002年8月的參宿四(獵戶座α)V-頻道光度曲線。21世紀的第一個10年在許多方面都獲得了重大的進展，最核心的是在不同的波長上獲得恆星光球的影像，和對參宿四複雜星周殼的研究。在來到千禧年之際，使用紅外線空間干涉儀(InfraredSpatialInterferometer，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年前發現的圖完全一致。在他發表的時候，從依巴谷任務估計的視差是7.63±1.64mas，因此估計參宿四的半徑是3.6天文單位。來自智利帕拉那天文台的干涉儀在近紅外線上的諸多研究卻引起更多對直徑的爭論。在2009年6月29日，諾貝爾得主查理斯·湯發表了這顆恆星自1993年在速率的增加上已經萎縮了15%。半徑減少與相對恆定通量耦合的此一發現，成為恆星結構理論的一些根本問題。

在2009年7月，歐洲南方天文台釋出由甚大望遠鏡干涉儀(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達到30天文單位。這相當於太陽與海王星之間的距離，但是這種物質拋射只是發生在周圍大氣諸多動態中的一種。天文學家發現在參宿四周圍至少有6種不同的殼層活動。當本世紀開始時，解決恆星演化階段的質量損失之謎，或許可以揭示這些超巨星突然爆炸的因素。

在SIMBAD的列表中，參宿四的視星等是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。但因為參宿四是一顆變星，它的光度變化範圍在0.2至1.2之間，因此有的時候他的光度會超越南河三，成為全天第八亮星。

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。參宿四的色指數(B–V)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。

肉眼可見

參宿四很容易在夜空中被發現，出現在獵戶座的腰帶附近，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到。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。

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秒差距，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秒差距，或是1,300光年。

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±4.7mas，相當於距離大約是102秒差距，或是330光年。第二份是依巴谷輸入星表(1993)，它的三角視差是π=5±4mas，相當於200秒差距或是650光年－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。

依巴谷任務結果在1997年發表。解決了這一個問題，新的視差值是π=7.63±1.64mas，這相當於131秒差距，或是430光年。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。

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±1.10mas，在嚴謹的誤差因子下得出的距離是197±45秒差距或643±146光年。

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公里外測量的人發直徑。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。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30,000光年，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。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－這導致絕對星等在-5.27至-6.27之間的振盪現象。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1.2等，如同1927年早期見到的，和最亮的0.2等，如同1933和1942年，之間變化著。像參宿四這種紅巨星，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，有幾個交錯的周期。在20世紀的1930年代，Stebbins和Sanford的研究論文指出有一個由150至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。

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±0.1mas－在15年內幾乎縮減了0.9天文單位，或大約相當於每小時1,000公里。